Thèmes clés

1. L'Univers chaud

Parmi les plus grandes structures de l'Univers, les groupes et amas de galaxies sont les derniers à s'assembler en halos de matière massifs. Leur distribution en masse dans l’espace est extrêmement sensible à la géométrie de l'Univers et à son contenu en matière et en énergie. La formation et l'évolution de ces structures est un processus violent. Cela conduit à un échauffement thermique de leur contenu en gaz jusqu'à des dizaines de millions de degrés mais aussi à la formation de chocs à toutes les échelles, générant des mouvements de gaz, de la turbulence, de la convection, de la conduction ou de la viscosité qui ont un impact sur la thermodynamique des baryons et le processus de virialisation du halo.

La formation de halos massifs coïncide avec le pic de formation d'étoiles dans les galaxies et l'activité maximale des trous noirs. Leur contenu en gaz chaud, au-delà du refroidissement radiatif dû à sa chute dans le puits gravitationnel, est également affecté par la rétroaction de l’évolution des galaxies. Cela se produit via les vents générés par les supernovas ou l'activité des trous noirs supermassifs (SMBH) au centre des galaxies. Ces processus empêchent le refroidissement excessif du gaz au centre des amas, régulent la formation d'étoiles dans les galaxies membres et l'activité de leur trou noir supermassif central. Ils assurent également l'enrichissement chimique du milieu intra-amas, le plasma contenu dans les amas de galaxies.

Les groupes et amas de galaxies capturent de la matière de la toile cosmique qui les entoure et dans laquelle la plupart des baryons se trouvent sous la forme d'un gaz diffus et ténu. Ce milieu intergalactique chaud insaisissable est la clé du problème des baryons manquants dans l'Univers local. Son état thermodynamique et sa composition chimique portent également l'empreinte physique de la formation et de l'évolution des premières galaxies.

L'étude de la population des groupes, des amas de galaxies, et du WHIM est donc la voie vers la compréhension de l'assemblage des structures et de leur contenu en baryons chauds, c’est ce que nous appelons l'Univers Chaud.

Mouvements et turbulences des amas de galaxies

Les amas de galaxies sont constitués de galaxies, de gaz chaud et de matière noire. Ils s'assemblent par fusions successives et accrétion continue de matière à partir de leur environnement. Dans le cas de l'assemblage et de l'évolution des amas de galaxies par chute gravitationnelle et fusion, la vitesse des sous-amas peut atteindre 2000 km/s et le processus de fusion peut libérer des énergies de liaison gravitationnelle supérieures à 10^64 erg. Cela provoque des chocs dans le milieu intra-amas (ICM) et génère des mouvements de masse et de la turbulence dans le gaz, qui peuvent persister pendant plus d'un milliard d'années. La turbulence descend en cascade vers des échelles plus petites où elle est dissipée, contribuant ainsi au chauffage et à la viralisation du milieu intra-amas.

La turbulence peut également être induite par l'activité des trous noirs supermassifs hébergés dans les plus grandes galaxies au centre des groupes et des amas. Leurs jets et leurs explosions sont capables de déplacer de la matière et de transporter de l'énergie sur des échelles de quelques centaines de kpc en fonction du temps. Ce processus relie de manière transparente le trou noir supermassif, sa galaxie hôte et l'atmosphère gazeuse qui l'entoure. Il s'agit d'un élément clé de la thermodynamique du cœur des groupes et des amas de galaxies.

La spectroscopie des rayons X à haute résolution avec X-IFU permettra la détection directe des mouvements globaux et turbulents dans le plasma du milieu intra-amas par la mesure du décalage et de l'élargissement, respectivement, des raies d'émission. Ses milliers de détecteurs permettront de cartographier, à des échelles spatiales sans précédent, le champ de vitesse turbulent et global du plasma ICM dans de nombreux amas de galaxies. La capacité à résoudre les complexes de raies d'émission (par exemple, le fer autour de 6,7 keV) et à mesurer les rapports de raies permettra de mieux contraindre la thermodynamique et l'état d'ionisation du gaz jusqu'à la périphérie des amas de galaxies.

X-IFU nous permettra de relier les mouvements globaux et turbulents directement au processus d'assemblage des amas, et de mieux comprendre comment la matière baryonique s'assemble et évolue dans le potentiel de matière noire.

• Objectif scientifique associé (MDSO) : "Contraindre la cinématique du gaz chaud et des métaux dans les halos massifs"

Enrichissement chimique de l'Univers

La plupart des éléments chimiques nécessaires à l'existence de la vie sont le résultat de l'évolution stellaire. Sous l'action puissante des supernovae et des trous noirs supermassifs, une grande partie des éléments chimiques des étoiles s'échappe de la galaxie dans laquelle elles se sont formées. Ils résident désormais dans le milieu circumgalactique, intergalactique et intra-amas, où leurs raies d'émission peuvent être observées par spectroscopie à rayons X. Ce processus constitue l'enrichissement chimique de l'Univers.

La composition chimique de l'atmosphère gazeuse chaude des groupes et amas de galaxies indique la production de métaux mixtes par les supernovae de type Ia et d'effondrement du noyau, ainsi que par les étoiles de la branche géante asymptotique au cours du temps cosmique. La sensibilité du X-IFU aux faibles raies d'émission doublera le nombre d'éléments chimiques pouvant être mesurés régulièrement dans les amas de galaxies proches. Cela permettra d'obtenir des informations importantes sur les progéniteurs et les mécanismes d'explosion des différents types de supernova, ainsi que sur la métallicité et la fonction de masse initiale des étoiles responsables de l'enrichissement.

Des études récentes suggèrent que la plupart des éléments chimiques ont été injectés dans le milieu intra-amas lorsque l'Univers avait moins de la moitié de son âge actuel. Seule la grande surface effective du télescope NewAthena, associée à la résolution spectrale de 2,5 eV de X-IFU, offrira la sensibilité sans précédent nécessaire pour sonder la composition chimique des premiers amas et proto-amas, afin de comprendre exactement comment et quand cet enrichissement a eu lieu.

Nous ne savons pas non plus comment les éléments chimiques sont redistribués à la suite de la rétroaction des étoiles et des trous noirs supermassifs. Le X-IFU mesurera la composition chimique dans des halos peu lumineux en rayons X de masse beaucoup plus faible que celle accessible aujourd'hui et jusqu'à l'époque de la formation des groupes et amas de galaxies, où ces processus de rétroaction ont un impact plus important. En outre, les capacités du X-IFU permettront d'établir une cartographie spatiale détaillée de la distribution et des vitesses de divers éléments chimiques, afin de fournir de nouvelles informations sur la physique de la rétroaction, qui est un ingrédient essentiel des modèles modernes de formation des galaxies.

• Objectif scientifique associé (MDSO) : "L'enrichissement chimique au cours du temps cosmique"

Noyaux actifs de galaxie (AGN) - rétroaction

Les noyaux actifs de galaxie (AGN) sont des régions situées au centre des groupes et amas de galaxies qui présentent une très forte luminosité. Ils jouent un rôle essentiel dans la formation des propriétés de la galaxie centrale et du milieu intra-amas qui l'entoure.

La rétroaction mécanique des jets d'AGN est considérée comme l'un des meilleurs candidats pour expliquer la suppression de la formation d'étoiles dans les galaxies centrales massives et le chauffage du gaz à l'intérieur et au-delà du noyau de l'amas.
L'existence d'une rétroaction des jets d'AGN est confirmée par les observations de cavités de rayons X entourant les lobes radio qui se forment autour de certaines galaxies. Au centre des amas brillants et proches, les mesures par X-IFU des profils des raies d'émission de rayons X et des variations de la position des raies permettront d'estimer les échelles spatiales caractéristiques des mouvements turbulents. Ceux-ci sont induits par les jets d'AGN sur des échelles de dizaines de kiloparsec, et la cartographie du champ de vitesse du gaz chaud avec une précision d'environ 20 km/s.

Cela permettra d'obtenir des informations sans précédent sur la manière dont l'énergie des jets initialement très collimatés est distribuée dans le milieu environnant de l'amas. Le contenu en énergie thermique et non thermique des cavités à rayons X sera mesuré avec précision pour la première fois, ce qui permettra d'établir leur composition. X-IFU permettra de détecter directement le gaz choqué entourant les lobes radio en expansion. Sa résolution spectrale sera suffisante pour évaluer pour la première fois les vitesses d'expansion des chocs. La dynamique du gaz chaud autour des nébuleuses de filaments de gaz froids et moléculaires, que l'on trouve autour des galaxies centrales, fournira des indices essentiels pour améliorer notre compréhension de l'ensemble du cycle de chauffage et de refroidissement dans les noyaux des amas et groupes proches. Des mesures robustes de la puissance du jet pour de grands échantillons peuvent être comparées aux taux d'accrétion des matériaux chauds et froids, ce qui permettra de mieux comprendre le processus d'accrétion et la croissance des trous noirs.

• Objectif scientifique associé (MDSO) : "Contraindre la cinématique du gaz chaud et des métaux dans les halos massifs"

Le milieu intergalactique chaud (WHIM) et les baryons manquants

Selon les simulations hydrodynamiques de la production de structures dans l'Univers, le plasma local entre les galaxies est peuplé de baryons chauds avec des températures d'environ 1 million de degrés, le « Warm-Hot Intergalactic Medium » (WHIM). À ces températures, le milieu intergalactique chaud est fortement ionisé, avec seulement un atome d'hydrogène neutre sur dix millions, et donc invisible aux observations optiques et infrarouges. Les seuls traceurs de cette composante baryonique importante et encore insaisissable de l'Univers sont les métaux fortement ionisés.

Les métaux sont produits dans les galaxies, puis éjectés dans leur environnement par de puissants vents stellaires et de noyaux actifs de galaxie. On s'attend à ce que ces métaux marquent de nombreuses raies d'absorption (et d'émission) dans les spectres de rayons X mous à haute résolution des quasars et des sursauts gamma. Les plus fortes de ces raies sont imprimées par les parties les plus internes du milieu circumgalactique (CGM) de grands et rares halos intermédiaires. Les raies plus faibles et plus communes sont produites par les CGM des galaxies et les filaments ténus de la toile intergalactique qui les relient. Ensemble, ils forment les absorbeurs WHIM.

La résolution spectrale de X-IFU et la surface collective sans précédent du miroir de NewAthena constitueront une machine unique pour enfin détecter et caractériser la masse baryonique manquante de l'Univers dans le WHIM. Il permettra également de faire la lumière sur les associations entre les métaux hautement ionisés dans le WHIM et les galaxies responsables de leur production. Ceci, à son tour, améliorera grandement notre compréhension du processus de rétroaction continue régissant la coévolution des galaxies et du milieu intergalactique à travers le temps cosmique.

NewAthena permettra la détection et la séparation (dans l'espace des vitesses) de plusieurs absorbeurs WHIM le long d'une seule ligne de visée. Il permettra également de les caractériser physiquement (température) et de les associer sans ambiguïté aux halos proches responsables de la production même des métaux détectés (par exemple, figure 1).

• Objectif scientifique associé (MDSO) : "Cartographier les propriétés des réservoirs baryoniques les plus courants de l'Univers grâce à la spectroscopie des rayons X, et étudier leur évolution et leurs liens avec la toile cosmique"