CHAPITRE 5

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Figure 5-1 : Amplitude des fluctuations en fonction de leur taille.
L'un des succès du modèle CDM est de prédire la distribution en échelles des amplitudes des
fluctuations, qui sont observées avec plusieurs moyens (comme les anisotropies du fond
micro-onde, les cartographies des galaxies comme le Sloan, l’abondance des amas). On
représente ici le spectre de puissance des fluctuations P(k) en fonction de la fréquence spatiale
k (l’inverse des échelles). La prédiction CDM (+ énergie noire) est la courbe sous-jacente aux
points d’observation. Le trait plein est la théorie linéaire de l’effondrement gravitationnel,
valable aux grandes échelles, la courbe en pointillé introduit l’effondrement non-linéaire des
structures, qui commence à être très sensible aux petites échelles. Les deux échantillons de
galaxies correspondent à l’ensemble total (toutes galaxies) et les galaxies rouges lumineuses

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qui sont plus corrélées que l’ensemble, d’un facteur 3 environ. Ces dernières, plus lumineuses,
sont détectables à de plus grandes distances, donc le volume considéré ici est plus vaste, ce
qui explique la moindre dispersion. Il est bien connu (cf chapitre 4) que les galaxies
lumineuses rouges sont en général des galaxies elliptiques, qui font partie d’environnements
denses (groupes ou amas), ce qui explique leur plus grand taux de corrélation spatiale, et leur
plus grand P(k) (d’après Tegmark et al 2006).
Figure 5-2 : Ondes sonores (ou oscillations acoustiques) dans le fond cosmique de
rayonnement et dans la distribution des galaxies (baryons).
A gauche : Anisotropies du fond micro-onde cosmologique, en fonction de la fréquence
spatiale (image obtenue par WMAP) Les points sont représentés avec les barres d’erreur dues
au bruit. La courbe est l’ajustement de la théorie CDM aux points d'observation (symboles),
incluant l’énergie noire. La région ombrée représente la variance cosmiquec'est-à-dire
l’incertitude qui résulte du faible nombre de très grandes structures mesurées, à l’intérieur de
notre horizon fini. A droite : Oscillations acoustiques correspondantes des baryons, obtenues
en multipliant le spectre de puissance P(k) par k, pour mettre en évidence les rides dans la
courbe (voir figure précédente). Les catalogues de galaxies montrent bien la première
oscillation, et le spectre de puissance se poursuit ensuite fidèlement sur la courbe non-linéaire
des modèles (d’après Tegmark et al 2006).

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Figure 5-3 : Cisaillement gravitationnel.
Simulation des déformations des images de galaxies d’arrière-plan par les lentilles
gravitationnelles situées sur la ligne de visée, et notamment par un amas de galaxies situé en
bas à droite. Les déformations consistent essentiellement en un cisaillement des images
tangentiellement autour du centre de masse des lentilles. Par ces déformations, on mesure
statistiquement l’ellipticité de milliers et millions de galaxies, ce qui permet de tracer une
cartographie de la matière noire projetée sur le ciel. Cette méthode a l’avantage de déterminer
la masse totale des structures, indépendamment du biais éventuel des galaxies (d’après
Bernardeau et Mellier 2003).

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Figure 5-4 : Illustration de l’effet ISW (Integrated Sachs-Wolfe).
Les photons du fond micro-onde cosmologique entrent dans un puits de potentiel d’un super-
amas, à très grande échelle (symbolisé par la ligne en trait plein). Le temps de traversée du
photon est de l’ordre de 500 millions d’années-lumière. Lors de sa descente dans le puits, le
photon gagne de l’énergie. Si le puits de potentiel ne changeait pas durant toute la traversée,
le photon perdrait exactement la même énergie à la sortie. Mais à cause de l’expansion
accélérée de l’Univers due à l’énergie noire, les galaxies dans le super-amas s’éloignent entre
elles, et leur puits de potentiel est moins profond (ligne en pointillé). Le bilan énergétique est
donc positif pour le photon qui sort plus bleu qu’il n’est rentré. Cet effet a été observé devant
des super-structures, en effectuant des corrélations croisées entre la carte des anisotropies
WMAP et la carte des galaxies du relevé Sloan.

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Figure 5-5 : Loi de Tully-Fisher pour les galaxies spirales.
A gauche : Loi de Tully-Fisher reliant la vitesse de rotation (axe horizontal, en échelle log), à
la luminosité de la galaxie dans la bande I (axe vertical, en luminosités solaires). La vitesse de
rotation est obtenue à partir du profil de la raie HI à 21cm, corrigée de l’inclinaison de la
galaxie (d’après Giovanelli et al 1997). Au milieu : Cette relation a ensuite été transformée
en relation Vitesse-Masse, en choisissant un rapport Masse/Luminosité constant pour toutes
les galaxies (voir diagramme du milieu). Les points en grisé correspondent aux galaxies
naines, à faible vitesse de rotation, qui contiennent beaucoup de gaz. Mais seule la masse des
étoiles a été prise en compte dans ce diagramme. A droite : la masse du gaz est ajoutée à la
masse des étoiles, pour donner la masse totale baryonique des galaxies. La relation de Tully-
Fisher est alors retrouvée. La droite est une loi de puissance de pente égale à 4 (d’après
McGaugh et al 2000).