Résumé
Les amas de galaxies sont les plus grandes structures virialisées de l’Univers. Ils sont un outil cosmologique précieux. Leur taux de formation à chaque époque va permettre de tester les modèles de gravité modifiée. Par lentilles gravitationnelles, ils vont poser des contraintes sur la distribution de matière noire. Dans les premiers temps, les amas étaient découverts en optique, mais cela demande d’obtenir un grand nombre de spectres de galaxies, et il y a beaucoup de contamination d’avant-plan. La méthode de détection du gaz chaud en rayons X n’a pas de contamination. L’observation de l’effet Sunyaev-Zeldovich en millimétrique en principe ne dépend pas du redshift. En pratique, les amas sont de moins en moins massifs avec z, et plus difficilement détectables. Une étude statistique sur 3 000 amas a pu déterminer leurs formes caractéristiques : il s’agit de sphéroïdes de révolution (en première approximation) de forme oblate ou prolate. Comme pour les galaxies elliptiques, ces formes proviennent de fusions entre amas, et sont maintenues par une dispersion anisotrope des vitesses. Le profil de matière noire correspond bien à un profil NFW (contrairement aux galaxies). Dans une première étape, on peut faire l’approximation d’un amas homogène, et proposer un profil beta (densité en puissance -3/2 β). Les modèles sont d’autant plus réguliers qu’ils sont déterminés par « stacking » ou empilage de tous les amas de même masse entre eux. La lumière et la matière noire ont des distributions radiales semblables. Il existe des relations d’échelle très utiles entre masses, luminosités et températures, en fonction du redshift. Les simulations arrivent à bien reproduire les observations. La fraction de baryons observée tend vers la fraction universelle pour les amas les plus massifs. Les parties internes des amas sont relaxées, c’est donc dans les parties externes que l’on recherche aujourd’hui les traces de la formation des amas : effondrement des coquilles, splashback. Ainsi, le taux de croissance des amas sera confronté aux modèles de gravité modifiée.
