Redshift Surveys and Mapping the Universe

Enquêtes sur le décalage vers le rouge et cartographie de l'univers

Cartographier des millions de galaxies pour comprendre la structure à grande échelle, les flux cosmiques et l’expansion

Pourquoi les enquêtes sur le décalage vers le rouge sont importantes

Pendant des siècles, l’astronomie a principalement catalogué les objets comme des points sur un ciel bidimensionnel. La troisième dimension, la distance, est restée insaisissable jusqu’à l’ère moderne. Comme la loi de Hubble a montré que la vitesse de récession d’une galaxie (v) est approximativement proportionnelle à sa distance (d) (surtout à faible décalage vers le rouge), mesurer le décalage vers le rouge d’une galaxie (le décalage de ses raies spectrales) est devenu un moyen pratique d’estimer les distances cosmiques. En recueillant systématiquement les décalages vers le rouge pour de grands échantillons de galaxies, on obtient des cartes tridimensionnelles de la structure de l’univers — filaments, amas, vides et superamas.

Ces enquêtes à grande échelle constituent aujourd’hui une pierre angulaire de la cosmologie observationnelle. Elles révèlent la toile cosmique, façonnée par la matière noire et les fluctuations primordiales de densité, et elles aident à mesurer les flux cosmiques, l’histoire de l’expansion, ainsi que la géométrie et la composition de l’univers. Ci-dessous, nous examinons le fonctionnement des enquêtes sur le décalage vers le rouge, leurs découvertes et le rôle qu’elles jouent dans la détermination des paramètres cosmologiques clés (énergie noire, contenu en matière noire, constante de Hubble, etc.).

2. Notions de base sur le décalage vers le rouge et la distance cosmologique

2.1 Définition du décalage vers le rouge

Le décalage vers le rouge (z) d’une galaxie est défini par :

z = (λobservé - λémis) / λémis,

indiquant à quel point ses caractéristiques spectrales sont décalées vers des longueurs d’onde plus grandes. Pour les galaxies proches, z ≈ v/c, reliant la vitesse (v) et la vitesse de la lumière (c). Plus loin, l’expansion cosmique complique l’interprétation directe en termes de vitesse, mais on utilise toujours z comme mesure de l’étirement de l’univers depuis l’émission du photon.

2.2 La loi de Hubble et au-delà

À faible décalage vers le rouge (z ≪ 1), la loi de Hubble énonce v ≈ H0 d. Ainsi, une vitesse basée sur le décalage vers le rouge peut fournir une approximation de distance d ≈ (c/H0) z. À des décalages plus élevés, on adopte un modèle cosmologique complet (ΛCDM, par exemple) pour relier z à la distance comobile. Les enquêtes sur le décalage vers le rouge reposent donc sur la mesure des spectres, l’identification des raies connues (par exemple, les raies de Balmer de l’hydrogène, [O II], etc.) et la conversion du décalage vers le rouge en distance pour construire des cartes 3D des galaxies.

3. Évolution historique des enquêtes sur le décalage vers le rouge

3.1 Enquête CfA sur le décalage vers le rouge

L'une des premières grandes enquêtes de décalage vers le rouge fut le Center for Astrophysics (CfA) Survey (années 1970–1980), accumulant des milliers de décalages vers le rouge de galaxies. Les graphiques 2D en forme de « coin » montraient des murs et des vides, y compris le « Grand Mur ». Ces structures indiquaient que la distribution des galaxies était loin d'être uniforme, dévoilant la structure à grande échelle à des échelles d'environ 100 Mpc.

3.2 Two-Degree Field (2dF) et début des années 2000

Au début des années 2000, le 2dF Galaxy Redshift Survey (2dFGRS) utilisait le spectrographe multi-fibres 2dF sur le télescope anglo-australien, mesurant environ 220 000 décalages vers le rouge jusqu'à z ∼ 0,3. Cette enquête a fourni des détections solides des oscillations acoustiques baryoniques (BAO) dans la fonction de corrélation des galaxies, affinant les estimations de la densité de matière. Elle a aussi cartographié de grands vides, filaments et flux à grande échelle avec un détail sans précédent.

3.3 SDSS : Un Catalogue Révolutionnaire

Lancé en 2000, le Sloan Digital Sky Survey (SDSS) utilisait un télescope dédié de 2,5 m avec imagerie CCD grand champ et spectroscopie multi-fibres. Sur plusieurs phases (SDSS-I, II, III, IV), il a collecté des millions de spectres de galaxies, couvrant des fractions substantielles du ciel nord. Les sous-projets comprenaient :

  • BOSS (Baryon Oscillation Spectroscopic Survey) : environ 1,5 million de galaxies rouges lumineuses, poussant les détections de BAO à une grande précision.
  • eBOSS : Extension des BAO à des décalages vers le rouge plus élevés en utilisant des galaxies à raies d'émission, des quasars et la forêt Lyα.
  • MaNGA : Spectroscopie intégrale détaillée de milliers de galaxies.

L'impact du SDSS a été énorme : dévoilant la toile cosmique en 3D, affinant le spectre de puissance du regroupement des galaxies, et confirmant les paramètres ΛCDM avec de fortes preuves pour l'énergie noire [1,2].

3.4 DESI, Euclid, Roman et l'Avenir

DESI (Dark Energy Spectroscopic Instrument) a débuté en 2020, ciblant environ 35 millions de décalages vers le rouge de galaxies/quasars, jusqu'à ~z 3,5, révolutionnant la cartographie cosmique. Missions futures :

  • Euclid (ESA) vise l'imagerie grand champ et la spectroscopie jusqu'à z ∼ 2.
  • Le Télescope Spatial Nancy Grace Roman (NASA) cartographiera de manière similaire de vastes zones en proche infrarouge, mesurant les oscillations acoustiques baryoniques (BAO) et le lentillage faible.

Avec les réseaux de cartographie d'intensité (SKA pour les raies 21 cm), ces programmes repousseront les mesures de la structure à grande échelle vers de nouveaux régimes de décalage vers le rouge, contraignant davantage l'énergie noire et l'histoire de l'expansion.

4. Structure à Grande Échelle : La Toile Cosmique

4.1 Filaments et Nœuds

Les relevés de décalage vers le rouge montrent des filaments : des structures allongées, longues de dizaines à centaines de Mpc, reliant des « nœuds » denses ou des amas. Aux intersections des filaments se trouvent les amas — les environnements galactiques les plus denses — tandis que les superamas forment des structures plus grandes et faiblement liées. Les galaxies dans les filaments peuvent suivre des flux caractéristiques, alimentant en matière les nœuds d’amas.

4.2 Vides

Entre les filaments se trouvent des vides : de grandes régions sous-denses dépourvues de galaxies brillantes. Les vides peuvent mesurer ~10–50 Mpc ou plus, occupant la majeure partie du volume cosmique mais hébergeant peu de galaxies. Cartographier les vides aide à tester l’énergie noire, car l’expansion dans ces régions plus vides peut être légèrement plus rapide, fournissant des contraintes complémentaires sur le flux cosmique et la gravité.

4.3 La tapisserie

Ensemble, filaments, amas, superamas et vides forment une toile — une structure « en mousse » prédite par les simulations N-corps de matière noire. Les observations confirment que la matière noire fournit l’ossature gravitationnelle sous-jacente, tandis que la matière baryonique (étoiles, gaz) en trace la structure. Les relevés de décalage vers le rouge ont rendu cette toile cosmique visible et quantifiable.

5. Cosmologie à partir des relevés de décalage vers le rouge

5.1 Fonctions de corrélation et spectres de puissance

Un outil clé est la fonction de corrélation à deux points ξ(r), décrivant la probabilité excédentaire de trouver une paire de galaxies séparées par une distance r par rapport au hasard. Nous examinons aussi le spectre de puissance P(k) dans l’espace de Fourier. La forme de P(k) révèle la densité de matière, la fraction baryonique, l’échelle de masse des neutrinos et le spectre initial des fluctuations. Combiné aux données du fond diffus cosmologique (CMB), cela permet des ajustements précis du modèle ΛCDM.

5.2 Oscillations acoustiques baryoniques (BAO)

Une des caractéristiques principales dans le regroupement des galaxies est le signal BAO — un pic faible à l’échelle d’environ 100–150 Mpc dans la fonction de corrélation. Puisque cette échelle est bien connue grâce à la physique de l’univers primordial, elle sert de « règle standard » pour mesurer les distances cosmiques en fonction du décalage vers le rouge. En comparant l’échelle BAO mesurée à la taille physique prédite, on déduit le paramètre de Hubble H(z). Cela aide à contraindre l’équation d’état de l’énergie noire, la géométrie et l’histoire de l’expansion cosmique.

5.3 Distorsions en espace de décalage vers le rouge (RSD)

Les vitesses particulières des galaxies le long de la ligne de visée provoquent des « distorsions en espace de décalage vers le rouge », créant une anisotropie dans la fonction de corrélation. Les RSD codent le taux de croissance de la structure cosmique, testant ainsi si la gravité est standard (RG) ou modifiée. Les données RSD observées jusqu’à présent concordent bien avec les prédictions de la RG, mais les enquêtes en cours/futures améliorent la précision, pouvant détecter de petites déviations si une nouvelle physique émerge.

6. Cartographie des flux cosmiques

6.1 Vitesses particulières et mouvement du Groupe Local

En plus du flux de Hubble, les galaxies ont des vitesses particulières dues aux concentrations locales de masse, par exemple le amas de la Vierge, le Grand Attracteur. Les relevés combinant décalages vers le rouge et indicateurs de distance indépendants (Tully–Fisher, supernovas, fluctuations de brillance de surface) peuvent mesurer ces champs de vitesse. Les « cartes de flux cosmiques » résultantes montrent des flux globaux de centaines de km/s sur des échelles d’environ 100 Mpc.

6.2 Débats sur les flux globaux

Certaines analyses revendiquent des flux à grande échelle dépassant les attentes ΛCDM, bien que des incertitudes systématiques subsistent. Clarifier ces flux cosmiques offre une autre piste sur la distribution de la matière noire et d’éventuels nouveaux effets gravitationnels. La synergie des relevés de décalage vers le rouge avec des mesures de distance robustes continue d’affiner les cartes de vitesse cosmique.

7. Surmonter les défis et les systématiques

7.1 Fonction de sélection et complétude

Les galaxies dans un relevé de décalage vers le rouge sont typiquement limitées en magnitude ou sélectionnées par couleur. Les variations dans la sélection ou la complétude des cibles peuvent biaiser le regroupement mesuré. Les équipes de relevé modélisent soigneusement la complétude sur les zones du ciel et corrigent la sélection radiale (moins de galaxies faibles à plus grande distance). Cela garantit que la fonction de corrélation finale ou le spectre de puissance ne soit pas artificiellement déformé.

7.2 Erreurs de décalage vers le rouge et approches photométriques

Les décalages vers le rouge spectroscopiques peuvent être précis à Δz ≈ 10-4. Mais les grands relevés photométriques (comme le Dark Energy Survey, LSST) utilisent des filtres à large bande, donnant Δz ≈ 0,01–0,1. Bien que les décalages photométriques permettent des tailles d’échantillons énormes, ils présentent une incertitude accrue dans la direction de la ligne de visée. Des méthodes comme la calibration des décalages par regroupement ou la corrélation croisée avec des échantillons spectroscopiques aident à atténuer ces incertitudes.

7.3 Évolution non linéaire et biais galactique

À petite échelle, le regroupement des galaxies devient fortement non linéaire, avec des effets de « doigt de dieu » dans l’espace des décalages vers le rouge et des complexités dues aux fusions. De plus, les galaxies ne tracent pas parfaitement la matière noire ; il existe un facteur de « biais galactique » qui dépend de l’environnement et du type. Une modélisation soignée ou une focalisation sur les grandes échelles (où les approximations linéaires sont valides) est souvent utilisée pour extraire de manière fiable l’information cosmologique.

8. Relevés de décalage vers le rouge récents et futurs

8.1 DESI

Le Dark Energy Spectroscopic Instrument (DESI) sur le télescope Mayall de 4 m (Kitt Peak) a commencé son relevé en 2020, visant 35 millions de spectres de galaxies et quasars. Avec 5000 positionneurs robotiques pour fibres optiques, il peut mesurer des milliers de décalages vers le rouge par exposition, couvrant z ∼ 0,05–3,5. L’échantillon sans précédent de DESI affinera les mesures de distance BAO à plusieurs époques, précisera l’expansion cosmique et la croissance des structures, et fournira des données précieuses pour les études d’évolution des galaxies.

8.2 Euclid et le Nancy Grace Roman Space Telescope

Euclid (ESA) et le Roman Space Telescope (NASA) à la fin des années 2020 combineront imagerie proche infrarouge et spectroscopie pour cartographier des milliards de galaxies jusqu’à z ∼ 2. Ils mesureront à la fois le lentillage faible et les BAO, fournissant des contraintes solides sur l’énergie sombre, la courbure cosmique potentielle et la masse des neutrinos. Parallèlement, la synergie avec les spectrographes au sol et les futurs réseaux de cartographie d’intensité (par exemple, SKA pour les raies 21 cm) étendra encore le volume cosmique sondé.

8.3 Cartographie d’intensité 21 cm

Une technique émergente est la cartographie d’intensité 21 cm, qui mesure l’émission à grande échelle de l’hydrogène neutre sans résoudre les galaxies individuellement. Des réseaux comme CHIME, HIRAX et SKA peuvent cartographier les signaux BAO dans l’hydrogène neutre jusqu’à des décalages vers le rouge plus élevés, reliant les époques de réionisation. Cette approche offre une autre voie pour contraindre l’expansion cosmique au-delà des relevés optiques/IR, bien que des défis de calibration subsistent.

9. Impact plus large : énergie sombre, tension de Hubble et plus

9.1 Équation d’état de l’énergie sombre

La combinaison des échelles de distance BAO à différents décalages vers le rouge avec l’ancre du CMB à z = 1100 et les données des supernovae à faible z fournit l’histoire de l’expansion H(z). Cela permet de déterminer si l’énergie sombre est vraiment une constante cosmologique (w = -1) ou si elle varie dans le temps. Jusqu’à présent, aucune preuve forte d’un w ≠ -1 n’a été trouvée, mais des données BAO améliorées pourraient révéler des déviations subtiles.

9.2 Tension de Hubble

Certaines mesures locales de l’échelle des distances donnent des valeurs de H0 supérieures d’environ 4 à 5σ aux ~67–68 km/s/Mpc obtenus par les ajustements Planck + BAO. Cette « tension de Hubble » pourrait révéler soit des erreurs systématiques, soit une nouvelle physique (par exemple, une énergie sombre précoce). Des mesures BAO plus précises issues de DESI, Euclid, etc. clarifieront davantage l’expansion cosmique à des décalages vers le rouge intermédiaires, pouvant soit réduire soit accentuer cette tension.

9.3 Évolution des galaxies

Les relevés de décalage vers le rouge permettent également d’étudier l’évolution des galaxies : l’histoire de la formation stellaire, les transformations morphologiques, les dépendances à l’environnement. En comparant les propriétés des galaxies à travers le temps cosmique, nous comprenons comment la cessation de formation d’étoiles, les fusions et les afflux de gaz façonnent la distribution de la population. Le contexte du réseau cosmique (filaments vs vides) influence ces processus, reliant l’évolution des galaxies à petite échelle à la structure à grande échelle.

10. Conclusion

Les enquêtes sur le décalage vers le rouge sont un outil essentiel de la cosmologie observationnelle, fournissant des cartes tridimensionnelles de millions de galaxies. Cette perspective 3D révèle la toile cosmique — filaments, amas et vides — et fournit des mesures robustes de la structure à grande échelle. Les avancées clés incluent :

  • Oscillations acoustiques baryoniques (BAO) : une règle standard pour les distances cosmiques, contraignant l’énergie noire.
  • Distorsions en espace de décalage vers le rouge : mesurer la croissance de la structure et la gravité.
  • Flux galactiques et environnement : tracer les champs de vitesse cosmiques, évolution induite par l’environnement.

Les grandes enquêtes, du CfA au 2dF, SDSS et BOSS/eBOSS, ont validé le modèle ΛCDM en capturant la toile cosmique en détail. Les efforts de nouvelle génération — DESI, Euclid, Roman, cartographie 21 cm — promettent d’étendre la couverture du décalage vers le rouge, d’affiner les mesures de distance BAO et, possiblement, de résoudre les tensions sur la constante de Hubble ou de détecter une nouvelle physique. Ainsi, les enquêtes sur le décalage vers le rouge restent à la pointe de la cosmologie de précision, éclairant la croissance de la structure à grande échelle de l’univers et la manière dont l’expansion cosmique est entraînée par la matière noire et l’énergie noire.

Références et lectures complémentaires

  1. de Lapparent, V., Geller, M. J., & Huchra, J. P. (1986). « Une tranche de l’univers. » The Astrophysical Journal Letters, 302, L1–L5.
  2. Eisenstein, D. J., et al. (2005). « Détection du pic acoustique baryonique dans la fonction de corrélation à grande échelle des galaxies rouges lumineuses SDSS. » The Astrophysical Journal, 633, 560–574.
  3. Cole, S., et al. (2005). « Enquête sur le décalage vers le rouge des galaxies 2dF : analyse du spectre de puissance du jeu de données final et implications cosmologiques. » Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 362, 505–534.
  4. Alam, S., et al. (2021). « Enquête spectroscopique baryonique oscillation étendue SDSS-IV terminée : implications cosmologiques issues de deux décennies d’enquêtes spectroscopiques. » Physical Review D, 103, 083533.
  5. Collaboration DESI : desi.lbl.gov (consulté en 2023).

 

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