A la recherche de la Matière Cachée

Où se cache
la masse de l’Univers ?
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Matière cachée,
qu’est-ce que ça veut dire ?
• La matière que
l’on ne voit pas,
qui n’émet pas de
lumière !
• … mais que l’on
détecte quand
même par ses
effets
gravitationnels.
Matière sombre…
Matière
pas sombre…
Seulement 1% !
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1930 : première découverte
Dès le début des années 1930,
Fritz Zwicky avait noté que
les galaxies étaient souvent
rassemblées en amas.
Dans le grand amas de Coma
ci-contre, il mesura les
vitesses des galaxies…
Les vitesses qu’il mesura étaient énormes.
QuickTime™ et un décompresseur
Cinepak sont requis pour visualiser
cette image.

L’amas de galaxies aurait dû se disperser
depuis longtemps, sauf si les étoiles ne
représentent pas plus de quelques pour
cent de la masse de l'amas.
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Pourquoi a-t-il fallu attendre
40 ans pour avancer ?
• Caractère difficile de Zwicky…
• Manque de mesures dans les années 1930
• Amas : hasard ou groupes de galaxies
liées par la gravitation ?
Et pourtant, Zwicky avait découvert les
galaxies naines, prédit l'existence des
quasars, des étoiles à neutrons, ou encore
des supernovae.
Et il avait raison…
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Années 70 : rotation des galaxies
Les galaxies spirales, comme notre
Voie Lactée, sont en rotation.
La vitesse de rotation ne diminue
pas quand on s’éloigne du cœur,
mais reste pratiquement constante.

La matière doit s’étendre bien audelà de la partie visible de la
galaxie.
Vitesse de rotation
Surprise !
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Matière cachée galactique
Elle pourrait s’étendre sur un rayon
5 fois supérieur au rayon observable
de la galaxie.
Mais
-
de quoi est-elle constituée :
gaz ?
étoiles sombres ?
particules exotiques ?
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Détecter la matière par effet de lentille
gravitationnelle… (1)
Chemin de la lumière
autour de la matière
cachée
Les masses courbent
l’espace-temps
… donc déforment les
images de galaxies.

Galaxies
lointaines
Galaxies telles que nous
les voyons
Cela permet de
remonter aux masses,
même cachées.
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Détecter la matière par effet de lentille
gravitationnelle… (2)
Entre nous et la galaxie
“Anneau de fumée”, il y
a tellement de matière
cachée que l’on voit de
multiples images de
cette galaxie…
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(I) Masse cachée intergalactique
QuickTime™ et un décompresseur
sont requis pour visualiser
cette image.
Lentille gravitationnelle
La galaxie au centre courbe les rayons lumineux d’une galaxie
lointaine et focalise une partie d’entre eux (cône mauve) sur la
Terre. Pour un observateur sur la Terre, la lumière semble
provenir d’un anneau.
En mesurant les déformations de
l’image d’un grand nombre de galaxies,
on peut déterminer avec précision la
quantité de matière cachée entre nous
et les galaxies observées.
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(II) Étoiles sombres dans notre galaxie :
microlentille gravitationnelle…
• Une étoile a sur le ciel
une image trop petite
pour que l’on puisse
mesurer sa déformation.
• Mais si un objet massif
passe sur le chemin
entre nous et l’étoile, la
luminosité de l’étoile va
augmenter.
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EROS (France)
et MACHO (USA)
• 10 ans de mesures
• des millions d’étoiles observées dans
les nuages de Magellan (SMC et LMC)
Résultat : les étoiles sombres ne
représentent pas plus de 10 à 15%
de la masse cachée de notre galaxie.
Mais où est donc le reste de cette
matière cachée ?
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Une très grande fraction de matière
cachée dans les amas de galaxies…
Observations et
simulations des amas
de galaxies ont depuis
quelques années une
précision beaucoup
plus grande.
QuickTime™ et un décompresseur
sont requis pour visualiser
cette image.
Les simulations permettent de “jouer” avec un grand nombre
d’amas de galaxies. Elles montrent qu’une très grande fraction
de matière cachée ne peut être de la matière ordinaire.
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QuickTime™ et un décompresseur
sont requis pour visualiser
cette image.
Simulation de l’histoire d’un
Univers sur le super-ordinateur
du groupe VIRGO. Chaque point
représente une galaxie.
Ces dernières
années, la
précision des
simulations sur
ordinateur de la
structure de
l’Univers s’est
très fortement
accrue.
De leur côté, les programmes
d’observation de la structure de
l’Univers ont eux aussi
énormément gagné en précision.
Peser
l’Univers… (1)
Deux zones d’observation des
galaxies. Chaque point
représente une galaxie. Des
zones n’ont pas de points car
elles ne sont pas observées.
Nous
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Peser l’Univers… (2)
• Pour quelqu’un qui pourrait voir le rayonnement infrarouge et
radio, le ciel nocturne n’est pas noir : il montre l’Univers
lorsqu’il était âgé d’environ 380 000 ans, époque où il est
devenu transparent.
• L’aspect de cette image permet, en la comparant aux
simulations sur ordinateur, de remonter à la densité de
l’Univers.
Vision du ciel en
rayonnement radio
réalisée par le satellite
WMAP en mars 2003.
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Température de l’Univers
Micro-ondes
Infrarouge
Visible
Ultraviolet
Rayons X
Rayons Gamma
Atomes
Noyaux atomiques
Longueur d’onde (m)
Batiments
Humains
Epingle
Protozoaires
Molécules
• L’Univers est devenu transparent lorsque sa température est
tombée en-dessous d’environ 3000 degrés, à l’âge de 380 000
ans. Avant cela, trop excités pour exister de façon stable, les
atomes empêchaient la lumière de se propager.
• Aujourd’hui, l’Univers a un rayon mille fois plus grand qu’à
cette époque lointaine et sa température n’est plus celle d’une
fournaise, mais seulement de 2,7 Kelvin.
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Tout ce que vous avez toujours voulu
savoir sur l’Univers…
L’image du rayonnement à 2,7 degrés réalisée par le
satellite WMAP…
… comparée aux simulations par ordinateur,
conduit aux “mensurations” suivantes de l’Univers :
- Âge actuel: 13,7 milliards d’années (± 0,2 milliard)
- Âge où il est devenu transparent : 380 000 ans
- Densité/densité critique (effondrement) : 1,00 ±0,02
- Fraction de matière ordinaire : 4% seulement !
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Pas de la matière ordinaire,
mais alors quoi ?
• Le neutrino ? Non, beaucoup
trop léger.
• De nouvelles particules, les
WIMPs prédites par les
théories ?
(WIMP = particule massive
interagissant faiblement)
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Détecter les WIMPs (1)
Détecter les WIMPs est
très difficile, en raison
de leur faible interaction
avec la matière : moins
d’un choc par mois et par
kilogramme.
Limites à la détection :
- rayonnement cosmique,
- radioactivité induite
par les rayons cosmiques
et radioactivité naturelle.
Niveau du sol
m
Détection des rayons
cosmiques
m
Protection
..
n
Cuivre
n
Réfrigérateur
Détecteurs
L’expérience américaine CDMS a souffert du
rayonnement cosmique. Elle utilise maintenant
un site souterrain.
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Détecter les WIMPs (2)
Pour améliorer la sensibilité des
expériences, il faut :
- se cacher sous une montagne pour
se protéger des rayons cosmiques
(100 par seconde traversent notre
corps),
- se protéger de la radioactivité
naturelle des roches,
- purifier les matériaux des
détecteurs.
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EDELWEISS
et CDMS
Le laboratoire souterrain de Modane.
Moins d‘un millionième des rayons
cosmique parviennent à l‘atteindre.
L‘expérience française
EDELWEISS est abritée
sous plus de 1600 m de
roche, dans les Alpes.
Son concurrent américain
CDMS est abrité dans la mine
de fer de Soudan (États-Unis).
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Le détecteur d’EDELWEISS (1)
Dans le détecteur d ’EDELWEISS, le choc d’un WIMP :
- élève un tout petit peu la
température (1 millionième de
degré !),
- engendre un signal électrique
(quelques centaines d’électrons)
trois fois plus petit que dans le
cas de la radioactivité (pour
une même énergie transmise au
matériau du détecteur).
Détecteur d’EDELWEISS
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Le détecteur d’EDELWEISS (2)
Dans le détecteur : des matériaux extrêmement
purs, une température d’un centième de degré absolu.
EDELWEISS commence
seulement à explorer le
domaine des WIMPs…
Détecteur en germanium de
l’expérience EDELWEISS.
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Surprise : la gravité répulsive !
Les supernovae sont des explosions
d’étoiles extrêmement violentes,
visibles à plusieurs centaines de
millions d’années-lumière  elles
peuvent servir d’étalon de lumière.
En les utilisant, on a découvert en
1998 que l’expansion de l’Univers
s’accélère sous l’effet d’une gravité
répulsive dans laquelle les 2/3 de
l’énergie de l’Univers semblent résider.
Mais qu’est-ce que cette gravité
répulsive ?
La dernière explosion proche de
supernova, dans le nuage de
Magellan, a été observée en 1987
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Finalement, la matière cachée ?
• Accroissement très important de la précision des
mesures cosmologiques :
le problème de la matière cachée est bien réel !
• La matière ordinaire ne représente qu’une faible
part (4% !) de la densité de l’Univers.
• Immense surprise de la gravité répulsive.
• Peut-être y a-t-il un aspect essentiel de l’Univers
que nous n’avons pas compris.
• Énigme toujours pas résolue : à vos marques…
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Conclusion
La matière dont nous sommes formés est très loin
d’être majoritaire…
et la composition de l’Univers semble plus
compliquée que nous ne le pensions.
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