L'aspect d'un amas est très différent selon l'observation en optique, en rayon X ou dans le domaine radio. Par exemple les images de l'amas Abell 1758 permettent de visualiser cela. En effet dans le domaine optique, nous visualisons les galaxies de l'amas individuellement alors qu'en X et radio, nous pouvons visualiser les galaxies mais également différentes composantes intra amas.

 

Image extraite de la base de donnée Chandra : http://chandra.harvard.edu/photo/2010/a1758/

 

Observation dans le domaine optique

Les galaxies ne sont pas distribuées de la même manière dans un amas ; c'est la ségrégation morphologique. Les galaxies elliptiques (de couleur rouge) sont dominantes dans l'amas et sont principalement concentrées au centre, celles-ci sont constituées de vieilles étoiles et contiennent une faible proportion de matière et de gaz interstellaire et par conséquent, peu de nouvelles étoiles peuvent s'y former. Les galaxies spirales se situent en revanche majoritairement dans les zones périphériques de l'amas ; elles sont de couleurs bleue et constituent des entités très dynamique : elles sont notamment le lieu de formation d'étoiles. La forme d'une galaxie spirale découle intuitivement de l'exercice des forces de gravitation.

Observation dans le domaine X

Comme les rayons X ne traversent pas l'atmosphère terrestre, il a été nécessaire d'observer le ciel par satellite dans ce domaine de longueur d'onde. Dans ce domaine d'observation, l'amas est caractérisé par une enveloppe de gaz tellement étendue quelle contribue à l'essentiel de la masse visible. Il s'agit en fait d'un plasma chaud qui rayonne dans le domaine des longueurs d'onde X.

Le gaz des amas est majoritairement constitué d'hydrogène.Du fait de la haute température de ce gaz , les atomes d'hydrogène vont être ionisés en protons et électrons. Lorsqu'un électron passe au voisinage d'un proton il va subir une force électrique qui va le ralentir, et l'énergie perdue va alors se transformer en un photon X. C'est ce que l'on appelle le rayonnement de freinage (bremsstrahlung). La quantité d'énergie rayonnée ε(n, T) en X (ou émissivité) due à ce mécanisme à la fréquence ν est de la forme:

 

ε(n , T) α n²T^1/2e^-hν/kT

où n est la densité électronique du gaz et T sa température.

 

Le gaz émetteur X a une température très élevée : quelques dizaines à quelques centaines de millions de degrés. En revanche, sa densité est très faible, de l'ordre de 10-2particules par cm3. Du fait que la densité du gaz décroît radialement à partir du centre des amas, l'émissivité en X décroît donc fortement du centre vers la périphérie des amas. Cependant, la dépendance de l'émissivité avec la température est relativement faible:

 

I_x α n_e² T

I_x : emissivité : intensité du rayonnement en X

T : Température

n_e : densité du gaz

 

On a longtemps considéré les amas comme isothermes (c'est-à-dire ayant la même température partout). On sait maintenant qu'il n'en est rien, et que la température peut varier d'un facteur 2 ou 3 à l'intérieur d'un même amas.

 

Observation dans le domaine radio

Les amas sont détectés dans ce domaine de longueur d'onde grâce aux émissions radio propres aux galaxies ; mais également avec de l'émission liée à une composante non-thermique intra amas : les électrons relativistes, qui sont accélérés à travers les champs magnétiques de l'amas. Ce rayonnement est appelé rayonnement de freinage. Mais ce type de rayonnement radio n'est détecté que dans environ 10% des amas.