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Matière noire, Energie noire
AAAA – BGS 18/05/2011
Précisions
Matière noire : de l’anglais Dark Matter,
matière sombre, matière obscure, masse
cachée ou encore masse manquante.
Energie noire : de l’anglais Dark Energy,
énergie sombre,
2 Hypothèses
Hypothèse de la matière noire :
– Sert à expliquer des défauts de masse pour
rendre compte des phénomènes à l’échelle
des galaxies, des amas de galaxies, des
superamas de galaxies
Hypothèse de l’énergie noire :
– Sert à expliquer des phénomènes et des
équations cosmologiques (englobant
l’ensemble de l’Univers)
2 Hypothèses
Comme toutes hypothèses, elles sont à la
recherche de validation par des expériences
confirmant (ou infirmant) ces théories.
Plusieurs expériences sont en cours.
Pour l’instant (2011), rien de permet de
trancher dans un sens comme dans l’autre.
D’autres théories concurrentes existent :
– MOND, …
La matière sombre
Fritz Zwicky et l’amas Coma
Sinclair Smith et l’amas Virgo
Vera Rubin et la rotation de la galaxie d’Andromède
L’amas de galaxies 1E 0657-558 [Bullet cluster –
amas de la Balle (de fusil)]
Candidats pour la matière sombre
Expériences en cours
Conclusions
Fritz Zwicky
Zwicky étudie en 1933
un groupe de 7 galaxies
dans l’amas Coma.
A partir de la dispersion
des vitesses, il tente d’en
déduire la masse totale
de l’amas.
Amas Coma (Abell 1656)
Photo NASA
Situé dans la constellation de la Chevelure de
Bérénice, cet amas de
plus de 1000 galaxies
est distant de 320 Mal et
s’éloigne de nous à une
vitesse de 7000 km/s.
Ses 10 galaxies les plus
brillantes sont de mag
12 à 14
Amas Coma (Abell 1656)
NGC 4889
NGC 4921
NGC 4874
NGC 4911
NGC 4911
Masse de l’amas Coma
Zwicky déduit des vitesses observées une masse
dynamique.
De façon surprenante, cette valeur est 400 fois grande
que la masse lumineuse.
La masse lumineuse est déduite de la quantité de
lumière émise par l’amas (en faisant l’hypothèse d’une
distribution raisonnable des populations d’étoiles dans
les galaxies)
Même en intégrant les erreurs de mesure, cette
différence est difficilement explicable.
En 1934, Zwicky nomme Dark Matter cette matière
manquante.
Sinclair Smith et l’amas Virgo
Photo ESO
En 1936, l’astronome
Sinclair Smith étudie par
la même méthode, la
masse de l’amas de
galaxies de la Vierge
(Amas Virgo à 54 Mal).
Il trouve en 1937, une
masse dynamique 200
plus grande que la masse
lumineuse, trouvée par
Edwin Hubble.
Amas Virgo
Vera Rubin et M31
Dans les années 70,
Vera Rubin étudie la
vitesse de rotation
des galaxies spirales
par analyse spectrale
Elle trouve que les
étoiles en périphérie
de M31 vont trop vite
si on applique les lois
de Newton.
Vera Rubin et 200 galaxies Sa
La courbe de rotation prévue par les
équations de Newton (A) et la
courbe observée (B), en fonction de
la distance au centre de la galaxie.
Elle étudie ensuite
avec son équipe
environ 200 autres
rotations de galaxies
spirales.
Elle conclut qu’il
faudrait un halo
galactique de 5 à 10
fois plus de matière
pour rendre compte
des observations.
Catherine Heymans et 2000 galaxies
D’autres études viennent confirmer cette
anomalie.
Catherine Heymans et Megan Gray
observent ce même phénomène sur plus de
2000 galaxies.
En ajoutant les objets peu lumineux comme
naines brunes, blanches, pulsars et trous
noirs, elles constatent qu’il reste encore près
de 90% de matière non visible.
Galaxies spirales en rotation
Ainsi toutes les étoiles se trouvent
presque au centre de l’extension véritable
de la galaxie (cette fois-ci composée de la
galaxie visible et du halo de matière
sombre), et tournent donc normalement.
Cela revient à dire que les étoiles, même
celles à la périphérie visible de la galaxie,
ne sont pas « assez loin » du centre pour
être dans la partie descendante de la
courbe de rotation.
Observer des objets massifs
Pour espérer détecter cette matière sombre, il
faut observer des objets massifs
Avec une galaxie, la quantité de matière
sombre semble être 5 à 10 fois plus
importante que la quantité de matière visible
(15% visible – 85% invisible).
Avec un amas de galaxies, ce rapport passe à
près de 10x (<10% visible – >90% invisible)
Etudions le cas d’une collision d’amas de
galaxies
Amas du Boulet (ou de la Balle de
fusil) 1E 0657-558 dans la Carène
L’étude a débuté en août 2006.
Cet amas est le résultat de la collision il y a 150 Ma
de deux amas de galaxies.
Les étoiles ne collisionnent pas (ou très peu)
Le gaz collisionne beaucoup
En bordure, la température monte à 70 MK, et au
centre, à 100 MK.
Le gaz du petit amas est freiné, et est dépassé par
sa matière noire peu interactive.
Les centres de masse ne correspondent plus aux
données visibles.
Bullet Cluster - Animation Univ. Harvard
En rouge matière visible – en bleu matière noire
Amas du Boulet 1E 0657-558
La vitesse de collision des gaz est proche de
4500 km/s (mesures Chandra)
Amas du Boulet 1E 0657-558
Contours d'iso-densité placés sur la photographie du télescope Hubble.
Confirmation avec d’autres amas en collision
Depuis, l’expérience a été renouvelée avec
le cas de l’amas MACS J0025.4-1222, situé
dans la Baleine.
En utilisant l’effet de lentille gravitationnelle,
on a représenté en bleu la matière noire et
en rose la matière visible.
Photo Hubble et mesures Chandra
Dates : 5-Nov-2006 et 6-Jun-2007
Candidats pour la matière sombre
Dans les observations précédentes, cette
matière sombre réagit peu avec la matière
visible, composée principalement d’hydrogène
et d’hélium (matière baryonique).
Les résultats des observations font penser à
une matière non-baryonique.
Que peuvent donc être ces particules de
matière non baryonique ?
Matière non baryonique
Les neutrinos
– Leur masse pourraient être proche de 1,5 à 2 eV (511
keV pour l’électron)
– Mauvais candidats car leur part dans la matière noire
serait trop faible
– Proposition de neutrinos lourds (??)
À confirmer
Les neutralinos
– Particules hypothétiques supersymétriques
– Particule peu réactive à détecter par réaction (paradoxe)
Matière non baryonique
Les mauviettes (WIMP=Weakly interactive massive particles)
–
–
–
–
Particules peu interactives mais très massives
La plus légère de cette famille serait le neutralino
Sa masse > 32 GeV/c2 (CERN)
La théorie de la supersymétrie attribue un superpartenaire aux particules connues:
Le photino pour le photon
Le gravitino pour le graviton
Le sneutrino pour le neutrino
Le sélectron pour l’électron
Le zino pour le boson Z0
Le higgsino pour le boson de Higgs
Expérience de détection de matière
non baryonique
Plusieurs expériences en cours
– Pour la théorie de supersymétrie
AMS, PAMELA (en orbite terrestre)
AMANDA, IceCube (sous la glace au Pôle Sud)
ANTARES (au fond de la Méditerranée)
EDELWEISS, MIMAC, PICASSO (labos sous terre)
Et l’énergie noire ?
Pour aborder cette seconde partie, nous
devons monter d’un cran et regarder
l’Univers dans son ensemble.
Nous sommes au niveau cosmologique
Regardons la géométrie de l’Univers
– La gravitation est aujourd'hui décrite par la
relativité générale, selon laquelle les masses
(ou plus exactement l'énergie et les flots
d'énergie) courbent l'espace-temps.
– On peut alors se poser la question de la
géométrie globale de l'espace-temps.
Géométrie globale de l’Espace-Temps
C'est une question expérimentale, qui peut
être tranchée par des observations
astronomiques.
En effet, la propagation des rayons lumineux
est sensible à la courbure globale de
l'espace-temps, et l'observation d'objets
lointains permet de la déterminer.
On trouve alors que l'espace est plat, c'està-dire que la courbure globale de l'Univers
est nulle.
Densité de l’Univers
De façon théorique, il se trouve que cette
courbure est reliée à la densité totale de
matière et d'énergie.
La platitude de l'espace-temps permet de
chiffrer avec une bonne précision la
densité de masse-énergie de l'Univers :
elle correspond à 5,7 atomes d'hydrogène
par m3.
La densité qui rend l'espace plat est
appelée densité critique, et l'Univers a
donc une densité égale à la densité
critique, aux erreurs de mesure près.
Densité observée de l’Univers
Or, si l'on comptabilise ce que l'on voit
effectivement dans l'Univers, on obtient
une densité bien inférieure, environ 1 %
de la densité critique : la densité de
l'Univers est plus grande que celle que l'on
observe.
Il nous manque 99% de la densité masseénergie de notre Univers.
Que manque-t-il en masse ?
Que manque-t-il en énergie ?
La théorie du Big-Bang
Nucléosynthèse primordiale (H, D, He3, He4, Li7)
Phase d’expansion et de refroidissement
Rayonnement de fond cosmologique (2,7K)
Quantité de noyaux légers produits dépend
– Durée de survie du neutron libre (886 s)
– Nombre de familles de neutrinos (3)
– Nombre de photons par nucléons dans l’Univers
Comparaison avec l’évaluation du nombre de
noyaux légers dans l’Univers
– Fournit 1,64 milliard de photons par nucléon
Densité de photons dans l’Univers
Or, la densité de photons dans l'Univers
est extrêmement bien mesurée.
La plupart de ces photons appartiennent
au rayonnement de fond cosmologique
que nous allons décrire plus loin, dont les
mesures indiquent une densité de photons
de 410 photons/cm3.
Densité de nucléons dans l’Univers
On dispose donc de la densité de photons
ainsi que du nombre de nucléons par
photon...
En mettant les deux dernières valeurs
ensemble, on peut en déduire la densité de
nucléons dans l'Univers !
On trouve que la densité de nucléons vaut
environ 4.4 % de la densité critique.
– Rappelons que la densité de l'Univers est égale
à la densité critique... Il s'ensuit que 95.6 % de la
densité de l'Univers est constituée d'autre chose
que de nucléons (ou matière baryonique)...
Accélération de l’expansion de l’Univers
Les études récentes (2006) montrent, via
l’analyse des Supernovae de type Ia, que
l’expansion de l’Univers va en s’accélérant.
Ces études renseignent le modèle
cosmologique Lambda-CDM (λ Cold Dark
Matter) qui propose la présence d’une énergie
répulsive sur l’expansion de l’Univers
– Énergie dotée d'une pression négative, qui la fait
se comporter comme une force gravitationnelle
répulsive, comptant pour 73% de la densité en
masse-énergie de l’Univers => énergie sombre
Matière et Energie sombres/noires
En résumé :
– L'Univers est plat, la densité totale est égale à la
densité critique
– L’Univers est en expansion accélérée
– La densité est dominée par une nouvelle
composante, parfois appelée énergie noire, qui
constitue 73 % de la densité critique.
– Les baryons contribuent pour 4.4 % de la densité
critique
– La matière (matière noire plus matière visible)
contribue pour 27 % à cette densité critique (ce
chiffre contient donc les 4.4 % de baryons)
Nature de l’énergie sombre
En 2011, plusieurs hypothèses
– C’est une généralisation à l’Univers tout entier de
l’énergie du vide décrite localement. C’est une
propriété fondamentale de notre univers.
– C’est une énergie induite par la présence de
particules inconnues.
– Cette énergie sombre pourrait avoir créé
l’inflation cosmique juste après le Big-Bang.
– Le Big Crunch devient hautement improbable.
– Nouveau scénario du Big Rip (univers vide infini)
Bibliographie
Articles de Richard TAILLET :
http://www.futurahttp://www.futura-sciences.com/fr/doc/t/astronomiesciences.com/fr/doc/t/astronomie-1/d/les1/d/les-secretssecrets-dede-lala-matierematiere-noire_542/c3/221/p1/
Site de Richard TAILLET (in2p3):
http://lapth.in2p3.fr/~taillet/dossier_matiere_noire/matiere_noire.php
Site Wikipedia
http://fr.wikipedia.org/wiki/Mati%C3%A8re_noire