Les amas de galaxies présentent des signatures observationnelles spécifiques qui permettent de les identifier et de les caractériser.

En optique (dans le domaine du visible) ce sont principalement les galaxies que l’on observe. L’émission provient des étoiles qui les composent. L’image typique d’un amas témoigne donc d’un rassemblement de galaxies qui ont quasiment la même couleur. Cela est dû au fait qu’elles sont du même type (elliptique) et sont plutôt rouges car leur population stellaire est vieille (elles n’ont plus assez de gaz pour créer des étoiles). Généralement les galaxies au centre de l’amas sont plus brillantes car elles sont plus massives.

Amas de galaxies Abell 1689 . (crédit : NASA /ESA). On voit clairement un rassemblement de galaxies dont les plus brillantes
sont au centre, elles paraissent toutes avoir la même couleur.

 

Les galaxies d’un amas ont aussi la propriété d’être situées à la même distance.  Celle-ci s’évalue en mesurant le redshift des galaxies grâce à des études spectroscopiques. Le redshift est le décalage vers le rouge des spectres des objets astronomiques. Comme dans le cas de l’effet Doppler-Fizeau il est dû à la vitesse radiale de ces objets.

Cette vitesse est la combinaison de la vitesse propre (radiale) de l’objet et de la vitesse d’expansion.

où HD est la vitesse d’expansion, avec D distance et H constante d’Hubble.

Elle est reliée au redshift par :

A grande distance la vitesse d’expansion est prépondérante et le redshift renseigne donc directement sur l’éloignement.
Lorsqu’on trace l’histogramme des redshift d’un amas on voit donc un pic, avec une certaine largueur qui provient des vitesses propres des galaxies. Ce type d’histogramme est typique des amas de galaxies.

Histogramme des redshift typique d’un amas de galaxies. On voit un pic qui correspond au redshift de l’amas et qui nous informe sur sa distance. La largueur de ce pic est dû à la
dispersion des vitesses propres des galaxies. L’étude de cette dispersion sert à évaluer la masse des amas de façon dynamique.

Il existe d’autres signatures optiques de nature totalement différentes. Ce sont les effets de lentillage gravitationnels. En effet, selon Einstein, la lumière peut être déviée par le puits de potentiel gravitationnel engendré par une forte masse. De ce fait, certain objets peuvent être visibles s’ils sont placés derrière un objet très massif, ils paraitront cependant déformées.

 

 

Vidéo représentant l’effet de lentillage gravitationnel.
La lumière provenant de source ponctuelle en arrière-plan est déviée par un objet massif.

Selon la configuration géométrique on distingue deux types d’effets gravitationnels : fort ou faible.

L’effet gravitationnel fort se produit en cas d’alignement quasi parfait entre la source, le corps massif et l’observateur. La source d’arrière-plan apparaitra alors comme une source multiple, un arc ou un anneau d’Einstein (dans le cas d’un alignement  parfait). Ces effets optiques permettent d’estimer la masse à l’intérieur du rayon de courbure.

Image de l’amas A 2218, on peut y voir de nombreux arcs témoignant d’un effet de lentillage gravitationnel  fort.
Ils permettent d’évaluer la masse contenue dans leur rayon de courbure.

 

L’effet de lentillage faible se produit lorsque l’alignement n’est pas parfait et/ou lorsque la masse déflectrice est trop faible. Les images sont beaucoup moins spectaculaires mais apportent de précieuses informations concernant la masse totale de l’amas. Ce phénomène déforme l’image des galaxies d’arrière-plan qui se distordent et semblent s’aligner autour de la masse déflectrice. Cette tendance est difficilement identifiable directement mais peut être analysée de façon statistique.

Simulation d’un effet de lentillage gravitationnel  faible causé par un amas. La forme des images des galaxies d’arrière-plan est déformée et comme pour les
arcs elles tendent à s’aligner tangentiellement au centre de l’amas.

 

Les amas de galaxies sont aussi des sources diffuses de rayonnement X et Radio.
L’émission en X provient du gaz chaud ionisé (plasma) du milieu intra amas, dans lequel se produit le processus de rayonnement de freinage. Les amas apparaissent donc comme des sources diffuses de rayonnement X. L’intensité du rayonnement dépend de la température et de la densité du gaz, elle témoigne donc de l’énergie potentielle gravitationnelle de l’amas. La morphologie de cette émission peut aussi informer sur son état dynamique. On peut aussi voir dans les amas des sources X ponctuelles qui sont alors des galaxies.

Image X ( 0.5-2.0 keV)de l'amas de galaxies Coma (ROSAT-PSPC). Le code couleur indique l'intensité du rayonnement et donc les régions de forte
densité en gaz.On peut voir une source diffuse principale (en rouge) qui correspond au centre de l'amas mais aussi une source moins intense, en bas à droite.
Celle-ci indique la présence d'une sous structure que Coma est en train d'accréter : il n'est donc pas dans un état dynamique stable.

 

Le rayonnement radio n’a été constaté que dans les amas en coalescence. Il est émis via le processus de rayonnement synchrotron qui provient de l’interaction entre le champ magnétique présent dans les amas et des électrons relativistes. Ces derniers seraient accélérés par l’énergie gravitationnelle libérée lors de la coalescence. Ici encore la présence de sources ponctuelles de rayonnement est due aux galaxies.

Image radio de Coma. Le code couleur indique l'intensité du rayonnement. En rouge nous pouvons voir des sources ponctuelles qui correspondent à des galaxies.
La source diffuse (en vert) provient d'électrons relativistes. On voit une structure principale (Coma C) et une sous structure en bas à droite (1253+275). Cette carte confirme que Coma est en coalescence.