La distribution spatiale des galaxies est un paramètre observable essentiel pour l'étude de la structure à grande échelle de l'Univers. Caractériser ses propriétés statistiques demeure un défi de taille, car elle présente des motifs complexes qui s'étendent jusqu'aux plus grandes structures connues du cosmos. Un objectif central de la cosmologie observationnelle est de déterminer l'étendue spatiale de ces structures, ce qui permet ensuite des comparaisons statistiques pertinentes avec les modèles théoriques de formation des galaxies.
Dans les relevés de galaxies, le regroupement est généralement caractérisé par des statistiques moyennées angulairement, telles que la fonction de corrélation à deux points ou son équivalent de Fourier, le spectre de puissance, qui quantifient l'amplitude des fluctuations de densité en fonction de l'échelle, mais sont intrinsèquement insensibles à l'information directionnelle.
Des études sur l'anisotropie à grande échelle ont ciblé des signatures spécifiques, notamment les multipôles de bas ordre dans le fond diffus cosmologique, ou les variations directionnelles du nombre de sources astrophysiques. Et parallèlement, des algorithmes conçus pour identifier des caractéristiques morphologiques telles que les filaments, les parois et les vides ont été largement utilisés pour caractériser la toile cosmique. Les premières observations ont rapporté des filaments qui s'étendent jusqu'à environ 60 Mpc tandis que des études ultérieures ont révélé des filaments à l' échelle des superamas couvrant environ 150 Mpc. Plus récemment, des structures s'étendant sur plusieurs centaines de Mpc ont été rapportées, bien que leur signification statistique demeure incertaine.
Prises ensemble, ces études suggèrent que les observations actuelles pourraient déjà révéler des écarts par rapport à l'isotropie à grande échelle. Mais la plupart de ces méthodes ciblent des manifestations spécifiques de l'anisotropie, testant des directions privilégiées plutôt que de fournir une caractérisation générale de la structure directionnelle.
C’est pour pallier ces limitations, que Francesco Sylos Labini et Marco Galoppo ont utilisé la distribution angulaire des séparations de paires (ADPD) , qui est une statistique sans paramètre qui mesure les corrélations directionnelles. Cette mesure examine directement la distribution des orientations de paires de galaxies à séparation fixe sans décomposition angulaire ni hypothèses dépendantes du modèle. Elle peut être appliquée à des échantillons de géométrie arbitraire et comparée directement aux prédictions isotropes et aux catalogues simulés issus de simulations numériques à N corps de modèles cosmologiques.
Dans leur analyse des échantillons de galaxies du catalogue DESI (avec plus de 30000 galaxies par échantillon), Sylos Labini et Galoppo détectent des signaux d'anisotropie supérieurs à ceux observés dans les contrôles isotropes et les catalogues simulés ΛCDM, avec une signification statistique supérieure à 3σ. Les cartes qu’ils construisent révèlent des crêtes verticales marquées, indiquant un excès de paires de galaxies alignées selon des directions spécifiques et persistant sur une large gamme de séparations. Ces structures filamenteuses cohérentes s'étendent sur des centaines de mégaparsecs et correspondent aux motifs allongés visibles sur les coupes projetées. Les chercheurs comparent ensuite à des catalogues simulés à partir du modèle ΛCDM et adaptés aux données en termes de géométrie, d'épaisseur de coupe et de nombre de galaxies. Et contrairement aux observations, les cartes simulées ne présentent que des structures directionnelles faibles et éphémères, tendant vers une distribution uniforme aux grandes séparations.
Ces résultats démontrent directement que la cohérence directionnelle persiste à des échelles très grandes, plus grandes que celles qui sont prédites par le modèle standard. Pour les chercheurs, ce comportement remet donc en question l'hypothèse d'une distribution des galaxies statistiquement isotrope aux plus grandes échelles et il invite selon eux à reconsidérer la manière dont l'uniformité et l'isotropie à grande échelle se manifestent dans l'Univers observable… avec des implications potentielles pour l'interprétation du modèle standard de Friedmann-Lemaître-Robertson-
La détection d'anisotropies à grande échelle contraste en effet avec la formulation standard du principe cosmologique. On le rappelle, ce principe fondamental suppose l'homogénéité et l'isotropie statistiques en tout point, tout en restant compatible avec le principe copernicien, qui requiert seulement l'absence de points d'observation privilégiés.
D'un point de vue théorique, l'existence de telles anisotropies à grande échelle motive l'exploration de solutions plus générales aux équations de champ d'Einstein, qui prendraient explicitement en compte les inhomogénéités à grande échelle. Elles motivent également l'étude de sources alternatives qui provoquerait une accélération de la formation des galaxies et amas de galaxies dans l’Univers jeune, comme par exemple l'introduction d'une auto-interaction pour les particules de matière noire, ou l’étude d'effets de rétroaction qui seraient dûs aux inhomogénéités.
Ce qui est rassurant, c’est que les futures publications de données de DESI, ainsi que les relevés à grande échelle à venir comme celui d'Euclid, vont nous permettre de tester ces résultats avec des échantillons considérablement plus importants et sur des volumes cosmologiques plus vastes. Ces observations offriront une possibilité décisive d'établir si les structures anisotropes à grande échelle identifiées ici s'étendent à des échelles encore plus grandes, ce qui confirmerait la nécessité d'une évolution fondamentale de notre modèle cosmologique.
Source
Detection of anisotropic cosmic structures on a gigaparsec scale
Francesco Sylos Labini & Marco Galoppo
Nature (24 juin 2026)
https://doi.org/10.1038/
Illustration
Comparaison des projections bidimensionnelles de l'échantillon de galaxies du catalogue DESI et carte ADPD correspondante avec l’équivalent simulé (modèle ΛCDM) (Sylos Labini & Galoppo )
4 commentaires :
Je me permets ce petit message (pour me faire plaisir 😁) mais c’est une prédiction que je faisais dans mon récent article https://doi.org/10.3389/fspas.2025.1664364 (« Exotic matter and MOND as special cases of a more general solution in pure general relativity » §3.5 mais surtout $3.7). Encore un résultat intéressant pour la solution que je propose pour expliquer la matière noire ! Pourtant, cela ne semble intéresser aucun chercheur ! Je suis un peu désespéré de voir que ma proposition est si transparente/invisible ! 😞
Bonjour Stéphane, comment la GRL explique les galaxies NGC 1052 DF-2, DF4 et DF-9, qui apparaissent dépourvues de matière noire, alors que leur galaxie voisine, NGC 1052 semble normale de ce point de vue, et baignant dans le même k0 qu'elles ?
Bonjour Eric,
C'est une bonne question mais je n'ai pas de réponse, juste des éléments de réponses que je soumets à votre sagacité. Il faut voir que pour les galaxies normales la composante de DM se révèle en extrémité. Au cœur des galaxies, la GR sans DM est suffisante, c'est loin du centre qu'on voit que la courbe ne diminue pas. Et c'est en cela que la GRL (la linéarisation de la GR) devient valide loin du centre et que son terme k0.v.r de DM se révèle. Je rappelle que le terme k0 est très faible par rapport au terme newtonien. En terme de masse exotique équivalente il est proportionnel à k0.v.r^2. Du coup pour ces petites galaxies se pose la question suivante. Est-ce que leur taille est suffisante (vis à vis de leur masse) pour être dans cette zone où la courbe devrait diminuer ? Si ce n'est pas le cas, on a alors 2 raisons possibles, soit on n'est pas dans la zone où la GRL serait valide mais dans ce cas c'est aussi le zone où la GR n'a pas besoin de DM pour expliquer les vitesses de rotation, soit on est au début de cette zone de validité et alors le terme k0.v.r^2 est naturellement négligeable à cause de "r" trop petit. On peut aussi imaginer que ces petites galaxies ne soient pas parallèles à la grande, du coup la partie produit vectoriel k0^v (qui donne k0.v.r^2 quand k0 est perpendiculaire à v) serait aussi amoindri d'un facteur sinus de leur angle. On pourrait aussi imaginer que la fusion de galaxies dans certaines conditions puissent entraîner un ralentissement de la circulation des gaz. Le terme k0.v.r^2 serait alors amoindri par la vitesse et serait certainement concomitant avec un étalement de la masse. Mais avec une galaxie moins dense, je ne suis pas sûr que l'approximation d'une masse centrale (GRL) pourrait s'appliquer et le terme kO.v.r^2 serait beaucoup plus incertain, mais on peut quand même penser que cette dépendance à la vitesse serait toujours présente, à savoir moins de vitesse moins de DM. Mais pour finir sur une note positive, à l'inverse, j'ajouterai que l'hypothèse de matière exotique possède aussi des questions en suspens. Le problème du cusp-core par exemple qu'il n'y a pas avec le k0. Dans l'article que je mentionne plus haut je fais justement un comparatif de ces 2 solutions "matière exotique" versus "k0" !
Bonjour Eric, je reviens sur votre très bonne question sur NGC 1052 DF-2,... (j’espère que cela ne vous embête pas !) car il y a une autre voie qui est peut-être encore plus intéressante. Effectivement pour ces petites galaxies, c’est le terme k0 qui doit fournir la totalité de la matière noire or l’absence de matière noire pourrait non pas être la faible vitesse ou les petites tailles et la matière diluée de ces galaxies mais cela pourrait simplement être la valeur de k0 qui serait effectivement plus bas. Car je le rappelle ce k0 ne se maintient sur de longues distances que s’il existe une cohérence des orientations des champs gravitiques entre structures voisines (dans ma solution, je propose que ces structures soient les clusters). Ce sont ces orientations qui impliquent qu’on devrait trouver de nombreux alignements (de différents types et structures d’ailleurs). Et ces orientations des clusters évolueraient lentement dans l’espace. Mais rien ne garantit qu’il n’existe pas des zones dans l’univers où cette cohérence n’est pas vérifiée (par exemple à la croisée des filaments peut-être ou à des endroits de grandes « agitations »/fusions de galaxies). Dans ce cas, k0 pourrait être trop faible, ce qui expliquerait que c’est toute la zone qui est dépourvue de DM. Vous allez alors me dire que la galaxie NGC 1052 a de la DM. Mais c’est là que ça devient intéressant (car je n’y avais jamais songé), il s’agit d’une galaxie elliptique ! Ma solution je l’ai pensé pour les galaxies spirales qui ont un disque plat. Or comme je l’indique dans mes propositions, ce disque plat est certainement perpendiculaire à k0, j’en déduis d’ailleurs que le wrapping des galaxies pourrait aussi être dû à une non-perpendicularité (les extrémités seule serait perpendiculaire à k0 alors). Mais ce à quoi je n’avais pas pensé c’est que peut-être « l’absence » de k0 pourrait favoriser l’absence de disques plats et donc des formes elliptiques (je ne dis pas que ce serait la seule raison des elliptiques !). Or sans ce k0, le champ gravitique propre de la galaxie sera certainement beaucoup moins cohérent localement et aura donc une dispersion en orientation plus grande. Cette plus grande dispersion localement en orientation du champ gravitique propre dans ces galaxies est susceptible de générer aussi une plus grande dispersion des vitesses radiales. Le calcul de la DM par le viriel donnerait donc effectivement plus de matière que celle visible, la DM ! Mais pour vérifier cela il faudrait faire tourner des simulations avec la GR et non la GRL qui n'est pas valide dans ce contexte et en plus avec mon hypothèse que le champ gravitique est plus grand que ce qu’on attend par les simples courants de masse ! La matière noire dans ces galaxies serait alors due non pas au champ gravitique uniforme extérieur k0 mais au champ gravitique propre de la galaxie fortement dispersé localement en orientation !
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