Filament galactique

Representation des filaments cosmiques (vue d'artiste)

En cosmologie, un filament galactique est une structure en forme de fil composée de galaxies et/ou d'amas de galaxies.

Les filaments galactiques sont parmi les plus grandes structures de l'Univers, d'une longueur typique comprise entre 50 et 80 Mpc (163 à 261 millions d'années-lumière). Ils forment les frontières des grands vides et sont l'un des éléments de la toile cosmique.

Trois de ces filaments, découverts en 2006, sont alignés pour former la plus grande structure connue à ce jour.

Un filament de galaxiesModèle:SfnModèle:,Modèle:Note ou filament intergalactiqueModèle:SfnModèle:,Modèle:Note est une structure tridimensionnelleModèle:Sfn. Il relie des groupes et des amas de galaxiesModèle:SfnModèle:,Modèle:Sfn. Il affecte tant la formationModèle:Sfn et l'évolution des galaxiesModèle:SfnModèle:,Modèle:Sfn que la distribution des galaxies satellitesModèle:Sfn. Il est vraisemblable que près de la moitié $(\sim 40\mathrm{\%})$ des galaxies sont situées dans des filamentsModèle:SfnModèle:,Modèle:Sfn. Ceux-ci sont reliés entre eux en un réseauModèle:SfnModèle:,Modèle:Sfn. Un filament est caractérisé par sa longueur et son diamètre localModèle:Sfn.

Un filament galactiqueModèle:SfnModèle:,Modèle:Sfn ou filament interstellaireModèle:Sfn est l'analogue, au sein d'une galaxie, d'un filament intergalactique. La formation des étoiles se déroule au sein des filaments galactiques qui se composent de gaz, principalement d'hydrogène, et de poussières interstellaires, petites particules solides principalement constituées de carboneModèle:Sfn.

Histoire

Prédiction

L'existence des filaments a été prédite grâce au modèle d'effondrement gravitationnel d'anisotropies proposé par Iakov Zeldovitch (Modèle:Date-Modèle:Date) en Modèle:DateModèle:SfnModèle:,Modèle:Sfn.

Observations

La découverte observationnelle des filaments de galaxies est attribuée à Valérie de Lapparent, Margaret J. Geller et John P. Huchra (Modèle:Date-Modèle:Date)Modèle:Sfn. Ils les ont observés avec le Modèle:LangueModèle:Sfn ; et ont publié leurs résultats en Modèle:DateModèle:SfnModèle:,Modèle:SfnModèle:,Modèle:SfnModèle:,Modèle:Sfn.

Leur prédécouverte observationnelle est attribuée à Riccardo Giovanelli (Modèle:Date-Modèle:Date) et Martha P. Haynes en Modèle:DateModèle:SfnModèle:,Modèle:Sfn. Antérieurement, seule l'observation de vides avait été rapportéeModèle:Sfn.

L'existence des filaments de galaxies a été confirmée par des relevés ultérieurs : le SDSS en Modèle:DateModèle:SfnModèle:,Modèle:Sfn ; le 2dFGRS en Modèle:DateModèle:Sfn ; le Modèle:Lien en Modèle:DateModèle:Sfn ; le Modèle:Lien en Modèle:DateModèle:Sfn ; le Modèle:Lien en Modèle:DateModèle:SfnModèle:,Modèle:Sfn ; le Modèle:Lien en Modèle:DateModèle:SfnModèle:,Modèle:Sfn ; le 2MASS en Modèle:DateModèle:Sfn ; le VIPERS en Modèle:DateModèle:SfnModèle:,Modèle:Sfn ; le SAMI en Modèle:DateModèle:Sfn ; et le DESI en Modèle:DateModèle:Sfn.

Définition

Pour autant, au début des années Modèle:Date, la détection et la reconstruction des filaments restent difficiles et il n'existe pas d'unique définition normalisée des filamentsModèle:Sfn. Parmi les multiples définitions alternatives des filaments, la plus communeModèle:Sfn est peut-être celle qui consiste à utiliser les valeurs propres d'une hessienne : elle permet de diviser les grandes structures en quatre classes Modèle:Incise en fonction du nombre de valeurs propres positivesModèle:Sfn.

La matrice hessienne utilisée est celle du champ de densité. Elle s'écritModèle:Sfn :

$H_{ij}=-\frac{R_{\mathrm{s}}^2}{{\rho }_{\mathrm{m}\mathrm{e}\mathrm{a}\mathrm{n}}}\frac{{\partial }^2{\rho }_{\mathrm{s}}}{\partial x_i\partial x_j}$,

oùModèle:Sfn :

• ${\rho }_{\mathrm{s}}$ est le champ de densité, lissé par l'utilisation d'un filtre de Gauss,
• $R_{\mathrm{s}}$ est la longueur du lissage,
• ${\rho }_{\mathrm{m}\mathrm{e}\mathrm{a}\mathrm{n}}$ est la densité moyenne,

et où le signe $-$ assure que les valeurs propres positives (resp. négatives) indiquent l'effondrement (resp. l'expansion) de la matièreModèle:Sfn.

Le classement est déterminé par le nombre de valeurs propres $\lambda$ qui dépassent un certain seuil ${\lambda }_{\mathrm{t}\mathrm{h}}$Modèle:Sfn. Ainsi, lorsque ce nombre est de 0, la structure est un videModèle:Note ; lorsqu'il est de 1, c'est un feuilletModèle:Note ; lorsqu'il est de 2, c'est un filament ; et, lorsqu'il est de 3, c'est un nœudModèle:NoteModèle:,Modèle:Sfn.

La méthode fait intervenir le tenseur des déformations $T_{\alpha \beta }$, défini par la hessienne du potentiel gravitationnel $\varphi$Modèle:Sfn :

$T_{\alpha \beta }=\frac{{\partial }^2\varphi }{\partial r_{\alpha }\partial r_{\beta }}$.

Le champ de densité de matière est supposé connu et est lissé sur une grille cartésienne.

Les valeurs propres du tenseur des déformations sont normalisées comme suitModèle:Sfn.

L'équation de Poisson peut s'écrireModèle:Sfn :

${\mathrm{\nabla }}^2\tilde{\varphi }=4\pi G\overline{\rho }\delta ={\tilde{\lambda }}_1+{\tilde{\lambda }}_2+{\tilde{\lambda }}_3$,

avecModèle:Sfn :

• $4\pi G\overline{\rho }=\frac{3}{2}{\mathrm{\Omega }}_m{H}_0^2$, où :
  • $\pi$ est le nombre pi ;
  • $G$ est la constante gravitationnelle ;
  • $\overline{\rho }$ est la masse volumique moyenne de la matière dans l'Univers observableModèle:Sfn ;
  • ${\mathrm{\Omega }}_m$ est le paramètre de densité associé à la matièreModèle:Sfn ;
  • $H_0$ est la constante de HubbleModèle:Sfn ;

et où :

• $\delta$ est la surdensité locale de matière, avecModèle:Sfn : $\delta =\frac{\rho }{\overline{\rho }}>1$ ;
• ${\tilde{\lambda }}_1$, ${\tilde{\lambda }}_2$ et ${\tilde{\lambda }}_3$ sont les trois valeurs propres du tenseur des déformations, avecModèle:Sfn : ${\tilde{\lambda }}_1\ge {\tilde{\lambda }}_2\ge {\tilde{\lambda }}_3$.

Le potentiel gravitationnel et les valeurs propres du tenseur des déformations peuvent être rééchelonnées en les divisant par $4\pi G\overline{\rho }$Modèle:Sfn :

${\mathrm{\nabla }}^2\varphi =\delta ={\lambda }_1+{\lambda }_2+{\lambda }_3$.

Les composantes du tenseur des contraintes étant homogènes à l'inverse du carré d'un temps, ses valeurs propres peuvent être associées à un temps d'effondrementModèle:Sfn.

Le modèle d'un effondrement gravitationnel d'une distribution à symétrie sphérique est utilisé pour obtenir une valeur de référence pour ${\lambda }_{\mathrm{t}\mathrm{h}}$Modèle:Sfn. Le temps de chute libre ${\tau }_{\mathrm{f}\mathrm{f}}$ est relié à la densité locale parModèle:Sfn :

${\tau }_{\mathrm{f}\mathrm{f}}=\sqrt{\frac{3\pi }{32G\rho }}$.

${\lambda }_{\mathrm{t}\mathrm{h}}$ est estimé en exigeant que le temps de chute libre soit égal à l'âge de l'Univers ${\tau }_0$Modèle:Sfn. En substituant le temps de chute libre par l'âge de l'Univers, ${\lambda }_{\mathrm{t}\mathrm{h}}$ est donnée parModèle:Sfn :

$3\beta \left({\lambda }_i\right){\tilde{\lambda }}_{\mathrm{t}\mathrm{h}}=\frac{3{\pi }^2}{8{\tau }_0^2}-\frac{3}{2}{\mathrm{\Omega }}_m{H}_0^2$

Elle est donnée parModèle:Sfn :

${\lambda }_{\mathrm{t}\mathrm{h}}=\frac{1}{3\beta ({\lambda }_i)}[\frac{{\pi }^2}{4}\frac{1}{{\mathrm{\Omega }}_m}{\left({\tau }_0{H}_0\right)}^{-2}-1]$.

Liste de filaments galactiques connus

Filaments	Date	Distance approximative	Dimension	Notes
Filament de la Chevelure de Bérénice				Le superamas de la Chevelure de Bérénice se trouve à l'intérieur du filament. Il fait partie du Grand Mur.
Filament Persée-Pégase	1985			Connecté au complexe de superamas Poissons-Baleine, avec le superamas de Persée-Poissons.
Filament de la Grande Ourse				Connecté à l'homoncule CfA. Une portion du filament forme une partie de la jambe de l'homoncule.
Filament Lynx-Grande Ourse	1999	de Modèle:Unité à Modèle:Unité		Connecté au superamas Lynx-Grande Ourse.
Filament autour du proto-amas ClG J2143-4423	2004	z = 2.38	110 Mpc	Filament d'une longueur du Grand Mur découvert en 2004Modèle:,Modèle:,Modèle:,.
Quipu	Modèle:Date

Carte des murs de galaxies situés à proximité de la Voie lactée

Image des murs de galaxies les plus proches de notre système solaire

Cette image montre des structures en forme de filament. L'image mesure près de 520 millions d'années-lumière de côté et son épaisseur est de 100 millions d'années-lumière. Les amas les plus proches de nous tels que ceux de la Chevelure de Bérénice, de la Vierge et de Persée sont identifiés dans l'image.

Bibliographie

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Histoire

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