Défier la sagesse conventionnelle - Les astronomes découvrent la nature double des groupes et des amas de galaxies

Des recherches dirigées par l'Université de Tartu révèlent des distinctions plus profondes entre les groupes et les amas de galaxies que ce que l'on comprenait précédemment, identifiant deux classes uniques avec leurs propres processus de formation et d'évolution. Cette étude, axée sur la toile cosmique, avance notre connaissance de la dynamique des systèmes de galaxies et de l'impact de leurs environnements.

Une croyance commune parmi les astronomes est que les groupes et les amas de galaxies diffèrent principalement par le nombre de galaxies qu'ils contiennent - il y a moins de galaxies dans les groupes et plus dans les amas. Dirigée par Maret Einasto, une équipe d'astronomes de l'Observatoire de Tartu de l'Université de Tartu a décidé de creuser cette question et a découvert encore plus de différences entre les groupes et les amas.

La structure de l'Univers peut être décrite comme un immense réseau, une toile cosmique, avec des chaînes (filaments) de galaxies individuelles et de petits groupes de galaxies reliant des groupes de galaxies riches et des amas qui peuvent contenir des milliers de galaxies. Entre les systèmes de galaxies, il y a d'énormes vides avec presque pas de matière visible (galaxies et gaz). Les groupes et les amas de galaxies peuvent à leur tour former des systèmes encore plus grands appelés superamas.

Dans leur étude, les astronomes de Tartu ont utilisé des données sur les groupes de galaxies, leurs galaxies les plus brillantes (dites galaxies principales), et leurs environs. L'objectif était de combiner ces données pour voir si elles pouvaient fournir de nouvelles informations sur la classification possible des groupes de différentes tailles.

L'étude a montré que les groupes et les amas de galaxies peuvent être divisés en deux classes avec des propriétés assez différentes. Les processus physiques qui influencent la formation et l'évolution des galaxies principales dans les groupes et les amas diffèrent dans les groupes riches et pauvres. Dans leur travail, les chercheurs ont décrit l'environnement des groupes de deux manières différentes. Tout d'abord, ils ont décrit la toile cosmique en termes de champ de densité général, avec les superamas comme les régions de haute densité les plus grandes et les vides comme les régions de faible densité. Deuxièmement, ils ont calculé la distance par rapport à l'axe du filament le plus proche pour chaque groupe de galaxies. Cette distance indique si le groupe est dans un filament, près ou loin des filaments.

Chaque cercle coloré représente un groupe ou un amas de galaxies. Les amas de galaxies les plus riches sont marqués en rouge ; ce sont les amas de galaxies les plus riches des superamas d'Hercule et de Leo. Les panneaux latéraux montrent les galaxies les plus brillantes de ces amas à partir de la base de données digitale de Sloan. Les cercles jaunes, verts et bleus représentent les groupes de galaxies des plus brillants aux plus faibles. Crédit : Maret Einasto

Les chercheurs ont divisé les galaxies principales des groupes de galaxies en galaxies sans formation d'étoiles active (ces galaxies sont principalement rouges) et celles où la formation d'étoiles est actuellement active (les jeunes étoiles donnent à ces galaxies leur couleur bleue). Cependant, ils ont également trouvé des galaxies rouges formant des étoiles parmi les galaxies principales des groupes.

En comparant les propriétés des galaxies principales dans les groupes de différentes luminosités (ou richesses), il a été constaté que les groupes se divisent en deux classes principales - les groupes et amas de haute luminosité, dans lesquels presque toutes les galaxies principales sont des galaxies rouges non formant d'étoiles, et les groupes pauvres de faible luminosité, qui peuvent avoir, en plus de celles qui ne forment pas d'étoiles actives, également des galaxies bleues ou rouges formant des étoiles comme galaxies principales.

Les différences entre les groupes et les amas ne se limitent pas à la luminosité - chaque échantillon peut être divisé en deux en fonction d'une caractéristique. De plus, il a été constaté que les groupes et amas de galaxies de haute luminosité sont tous situés dans des filaments dans des régions de haute densité. Tous les amas les plus brillants et les plus riches sont situés dans des filaments dans des superamas. En revanche, les groupes de galaxies de faible luminosité et les galaxies individuelles peuvent être trouvées partout dans la toile cosmique, y compris dans des régions de faible densité - dans des vides, situés dans des filaments clairsemés, ou même assez loin des filaments. Fait intéressant, dans les superamas, la luminosité des groupes de galaxies pauvres avec le même nombre de membres est beaucoup plus élevée qu'en dehors des superamas.

L'étude a montré que les propriétés dynamiques des groupes riches avec des galaxies principales qui ne forment plus d'étoiles diffèrent également de celles des groupes avec des galaxies principales formant des étoiles actives. Dans les premiers, les galaxies principales sont principalement situées au centre du groupe ou de l'amas, tandis que les galaxies principales formant des étoiles peuvent être assez éloignées du centre du groupe. Les astronomes ont découvert que la relation entre les dispersions de vitesse stellaire des galaxies principales et les dispersions de vitesse du groupe, connue d'études précédentes, ne tient pas dans le cas des amas très riches, en particulier dans les amas avec des galaxies principales non formant d'étoiles.

Describing the properties of the structure of the Universe and how they form and evolve is one of the fundamental tasks of cosmology. The results extend our understanding of the formation and evolution of galaxy groups and clusters and their main galaxies in the cosmic web. Rich galaxy clusters can only form in regions where the overall density of matter is sufficiently high and where there is plenty of gas necessary for star formation. In such regions, rich clusters can be joined by other (equally rich) groups and clusters. In low-density regions (the currently void areas), only rather poor groups can form, which are located quite far apart, and thus, there are few mergers.

The research results also suggest that the physical processes influencing the formation and evolution of the main galaxies in groups and clusters are different in rich and poor groups. The evolution of single galaxies and main galaxies in small groups is mainly influenced by processes in and around their dark matter haloes; the impact of other galaxies and more distant surroundings (galaxy group mergers, etc.) is important primarily in rich clusters. Our study also underlined the importance of galaxy superclusters as a unique environment for the formation and evolution of galaxies and galaxy systems.

In researching galaxies and galaxy groups, the next step of the working group will be using the new observational data, including data on very faint galaxies. Tartu Observatory participates in a number of such observation programs.

Reference: “Galaxy groups and clusters and their brightest galaxies within the cosmic web” by Maret Einasto, Jaan Einasto, Peeter Tenjes, Suvi Korhonen, Rain Kipper, Elmo Tempel, Lauri Juhan Liivamägi and Pekka Heinämäki, 22 January 2024, Astronomy & Astrophysics. DOI: 10.1051/0004-6361/202347504

Funding: Alfred P. Sloan Foundation, U.S. National Science Foundation, U.S. Department of Energy, National Aeronautics and Space Administration, the Japanese Monbukagakusho, Max Planck Society, Higher Education Funding Council for England, ICRAnet through a professorship for Jaan Einasto, Vilho, Yrjö and Kalle Väisälä Foundation, Estonian Research Council