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En astrophysique, la matière noire (ou matière sombre)
désigne de la matière dont on peut constater les effets, mais que l'on ne peut pas détecter avec les instruments dont nous
disposons. Cette matière n'est pas composée de matière ordinaire (baryonique) et reste aujourd'hui de nature encore inconnue.
Elle constituerait 90 à 99% de la masse totale de l'Univers.
| Sommaire |
La première proposition pour l'existence d'une matière « noire » dans l'univers remonte à 1933 quand Fritz Zwicky décide d'étudier un petit groupe de sept galaxies dans l'amas de Coma. Son objectif était de calculer la masse totale de cet amas. En étudiant la vitesse de ces sept galaxies, il pouvait — à l'aide des lois de Newton — en déduire la masse puis la comparer avec la quantité de lumière émise par l'amas.
Ces vitesses devaient être à la fois assez faible pour empêcher la gravitation de les faire s'effondrer les unes sur les autres, mais suffisante pour les retenir au sein de l'amas. Zwicky fut surpris de constater qu'elles étaient bien trop importante pour un amas de cette taille. Si importantes qu'il aurait fallut 400 fois plus de matière que celle observée, donc observable, pour que les galaxies restent groupées et ne s'éparpillent pas dans l'espace. Mais cette matière est introuvable. La matière dont on calculait la masse était à l'époque la matière « lumineuse », c'est-à-dire celle que l'on pouvait observer à l'œil nu ou au télescope (on ne pouvait pas prendre en compte les éventuelles naines noires).
Zwicky fit part de ses observations à ses confrères, mais ceux-ci ne semblaient pas s'y intéresser. D'une part, Zwicky n'avait pas très bonne réputation à cause de son fort caractère et d'autre part, ils avaient d'autres questions jugées plus importantes en chantier, comme celle de l'expansion de l'Univers. De plus, les mesures aux incertitudes énormes de Zwicky étaient critiquables.
Ce même phénomène a été observé en 1936 par Sinclair Smith lors du calcul de la masse totale de l'amas de Virgo. Celle-ci était 200 fois plus importante que l'estimation donnée par Hubble, mais elle peut, d'après Smith, s'expliquer par la présence de matière entre les galaxies de l'amas.
La question de cette matière manquante n'intéresse pas et sombre dans l'oubli pour plusieurs décennies. Las amas de galaxies étaient encore considérés par grand nombre comme des structures temporaires dont les galaxies pouvaient s'échapper, plutôt que des structures stables ; cette explication suffisait pour justifier les vitesses excessives. Seules quelques rares publications feront par la suite mention de cette matière.
Ce n'est qu'une quarantaine d'années plus tard, dans les années 1970, que la question de l'existence de cette matière manquante — que l'on nommera « matière noire » — refait surface en même temps que de nouveaux instruments plus puissants font leur apparition, notamment grâce à l'électronique et à l'informatique. À partir de l'analyse des spectres des galaxies, l'astronome américaine Vera Rubin pouvait étudier leurs mouvements, principalement leurs vitesses de rotation sur elles-mêmes. C'est cette rotation toujours qui permet d'empêcher la galaxie de s'effondrer sur elle même.
La densité d'étoiles aux bords des galaxies étant de plus en plus faible, on peut penser qu'il en est de même alors pour la densité de matière (la matière étant déduite de la lumière émise par la galaxie ; plus cette lumière est « forte », plus il y'a d'étoiles et donc de matière). La répartition de la masse de la galaxie suivrait logiquement le même plan, l'essentiel se trouvant au centre. La masse étant liée à la force de gravité, celle-ci devrait diminuer également, ce qui entraîne une diminution de la vitesse des étoiles au fur et à mesure que l'on s'éloigne du centre.
Or Vera Rubin observe que les étoiles situées à la périphérie de la galaxie d'Andromède — comme pour d'autres galaxies spirales — semblent tourner trop vite (les vitesses restaient pratiquement constantes au fur et à mesure que l'on s'éloignait du centre). De nombreuses autres observations similaires sont effectuées dans les années 1980, venant renforcer celles de Vera Rubin et suggérant l'existence d'un gigantesque halo de matière non visible entourant les galaxies ; un halo qui représenterait jusqu'à 90% de la masse totale des galaxies.
À partir des vitesses de rotation des étoiles et des galaxies (aux niveau des amas), il a été possible de mesurer la masse de cette matière noire, et d'en déduire également sa répartition. Une grande quantité de cette matière se trouve au sein même des galaxies, non pas dans le disque galactique mais sous forme d'un halo englobant la galaxie. Cette configuration permet une stabilité du disque galactique. De plus, certaines galaxies possèdent des anneaux perpendiculaires au disque et composés de gaz, de poussières et d'étoiles. La formation et la stabilité de tels anneaux nécessite un tel halo de matière. Si la matière noire se trouvait dans le disque galactique,on pourrait observer une oscillation perpendiculaire au disque dans le mouvement des étoiles.
À l'instar de la matière lumineuse, elle décroîtrait également au fur et à mesure que l'on s'éloigne du centre de la galaxie, mais de façon beaucoup moins prononcée. Ainsi, au cœur des galaxies, la matière lumineuse serait dominante, puis laisserait sa place à la périphérie. L'étude de galaxies satellites (petites galaxies tournant autour d'autres galaxies) a permis d'estimer le rayon de ce halo à 200 ou 300 kpc. Par comparaison, le Soleil est situé à environ 8,5 kpc du du centre de la Voie Lactée. La galaxie d'Andromède — galaxie la plus proche de nous — se situe à 725 kpc, soit un peu plus du double du rayon du halo de matière noire de notre galaxie. Les astronomes pensent que ces halos peuvent même fusionner entre galaxies voisines.
Les mouvements de galaxies aux seins des amas ont révélé le même problème que l'étude des mouvements des étoiles aux seins des galaxies, et suggèrent donc la présence également de matière noire entre les galaxies ; bien que rien ne prouve encore que ces deux problèmes sont liés. À l'échelle des galaxies, le taux de matière noire serait jusqu'à dix fois celui de la matière lumineuse, mais au niveau des amas, il serait bien plus important ; jusqu'à trente fois la masse « visible » de ces amas.
En 1996, l'astrophysicien Yannick Mellier a décidé avec son équipe de mesurer la quantité de matière noire dans tout l'Univers et de dresser une carte de sa distribution entre les amas de galaxies. Pour cela, il décide de faire une étude statistique à grande échelle de la déformation des galaxies due à l'interaction gravitationnelle de la matière noire présente entre la Terre et ces structures, déviant les rayons lumineux envoyés par les galaxies (leur image nous arrive donc déformée). Une étude statistique à très grande échelle (la région du ciel étudiée était de la taille apparente de la lune et sur une profondeur de 5 milliards d'années lumière) permet de négliger les déformations locales dues aux autres amas de galaxies. Cette étude a abouti en mars 2000 à une première cartographie (encore sous forme d'ébauche) permettant de voir la matière noire sous forme de longs filaments qui s'entre-croisent, et a confirmé la quantité de matière de l'univers estimée à un tiers de la densité critique, le reste étant constitué d'énergie noire.
Une nouvelle étude similaire est en cours, toujours par l'équipe de Yannick Mellier, avec cette fois une caméra CCD plus grande, permettant d'étudier une surface vingt fois plus grande que lors de la première étude. Celle-ci permettra d'obtenir une carte plus détaillée de la matière noire à grande échelle.
Pour quelques astronomes, cette matière noire n'existe pas. Le manque ne viendrait pas de la matière, mais de la formule de Newton établissant la loi de gravitation. Celle-ci serait valable pour des distances relativement faibles, mais éronnées à plus grande échelle. Certains ont essayé de modifier cette loi en faisant décroître l'intensité de la gravitation un peu plus faiblement que Newton, sans grands succès jusqu'à présent.
L'astronome israélien Mordehai Milgrom propose en 1983 sa théorie « MOND » (Modified Newtonian Dynamics) dans laquelle il introduit un paramètre A0 dans la formule de Newton, modifiant l'accélération qui en découle. Les lois de Newton ne seraient valables que pour des accélérations supérieures à ce A0. Lorsqu'on s'approcherait de cette accélération « critique », ou même dans le cas d'une accélération inférieure à celle-ci, il faudrait modifier l'expression de cette loi. Ainsi en utilisant cette loi, on obtient bien une vitesse de rotation constante en tout point de la galaxie et ne dépend plus du rayon de celle-ci.
Reste à déterminer la valeur de A0. Ce paramètre serait d'ailleurs une constante universelle, comme la constante de Planck. La vitesse de rotation constante des galaxie est obtenue avec une valeur de 10-10 m/s² pour A0.
Cependant, cette théorie est sujette à de nombreuses controverses et souffre encore aujourd'hui d'un certain nombre de lacunes : La valeur de A0 pour expliquer les mouvements des amas ne semble pas en accord avec la précédente, qui permettait d'obtenir une vitesse de rotation constante. Or ce paramètre est censé être une constante. De plus, pour les structures encore plus grandes, tels les supers amas, cette théorie n'apporte pas de réponses.
Les scientifiques se sont dans un premier temps tourné vers la matière ordinaire (ou baryonique) pour effectuer leurs recherches, et ont passé en revue tous les types d'objets qui pourrait contribuer à ce champ gravitationnel, tels les nuages de gaz, les astres morts ou les trous noirs.
Dans les années 1990, des cartographies précises des sources d'émission de rayons X dans l'univers — obtenues grâce au satellite Rosat — ont mis en évidence la présence de gigantesques nuages de gaz ionisé au sein des amas de galaxies ; des nuages de plusieurs millions de degrés n'émettant pas de lumière visible. De plus, ces nuages semblaient contenir dix fois plus de matière (du moins, la matière lumineuse) que les galaxies de ces amas, peut-être était-ce enfin la matière manquante recherchée ? Malheureusement non. Au contraire même, ces nuages sont la preuve de la présence de matière noire autour des galaxies. En effet, pour atteindre de telles températures, les particules constituant le nuage doivent être accélérées à des vitesses très élevées (environ 300 km/s), et cette accélération provient de la force de gravitation. Or la quantité de gaz est insuffisante pour générer un tel champ de gravité. De même, les étoiles ne peuvent à elles-seules empêcher le nuage de gaz de s'échapper. L'influence gravitationnelle de la matière sombre est ici aussi nécessaire pour expliquer le confinement de ces nuages à proximité des galaxies. D'ailleurs, la forme de ces nuages peut aider les astronomes à étudier la distribution de la matière noire aux alentours.
Les trois quarts de la matière baryonique de l'Univers sont constitués d'hydrogène. Les nuages d'hydrogène atomique dans lesquels sont présentes les étoiles sont insuffisants pour expliquer cette forte interaction gravitationnelle qui fait tourner les étoiles en périphérie de galaxie plus vite que prévu, et ne multiplie qu'au mieux par deux la masse de la galaxie ; il manque encore au moins cinq fois la masse de la galaxie. Les astronomes se sont alors tourné vers les objets plus compacts et n'émettant pas de lumière (ou trop peu pour être détectés), tels les naines brunes (astres qui n'atteignent pas le stade d'étoile car pas assez massives) ou les naines blanches (étoile morte et composée d'éléments lourds). Ces objets sont appelés « MACHOs », pour Massive Compact Halo Objects (objets compacts massifs du halo).
La théorie des naines blanche ont a être rapidement écartée. En effet, la masse manquante des galaxies est tout de même assez importante et il faudrait donc dix fois plus d'étoiles mortes que d'étoiles vivantes. Or en observant dans l'espace lointain, on devrait pouvoir voir des galaxies peuplées de ces étoiles encore vivantes (leur lumière nous venant d'une époque bien plus ancienne), donc des galaxies beaucoup plus lumineuses ; mais ce n'est pas le cas. De plus, la proportion de supernovae devrait également être plus importante dans ces galaxies lointaines. Les supernovae libérant des éléments lourds, la proportion de ces éléments devrait aussi être dix fois plus importante que celle détectée actuellement.
Pour les naines brunes, le problème était de les détecter. En 1986, l'astronome Bohdan Paczyński explique comment détecter ces objets massifs mais n'émettant pas de lumière, à l'aide de l'effet de lentille gravitationnelle. Un objet massif passant devant une étoile dévierait les rayons lumineux émis par cette étoile. Concrètement, l'effet de lentille va créer une seconde image de cette étoile et la superposer sur celle de l'étoile ; la luminosité devient à ce moment (lorsque l'objet passe juste devant l'étoile) plus importante. Le problème était cependant la rareté du phénomène. Le nombre de chances d'observer en un instant un effet de lentille gravitationnelle dû à une naine brune (en supposant que la matière noire en est essentiellement composée) est de une sur un million.
Bénéficiant de caméras CCD à grand champ (récupérées de programmes militaires), les astronomes ont pus au début des années 1990 étudier un grand nombre d'étoiles à la fois, augmentant les chances d'observer des effets de lentille gravitationnelle. Deux programmes d'observation sont nés : EROS (Expérience pour la Recherche d'Objets Sombres) en 1990 et MACHO en 1992 ; le premier se concentrant sur la recherche d'objets moins massifs et plus petits. Ces programmes se sont arrêté en 2003 et 2001, avec un peu bilan peu convaincant. Peu d'effets de lentille gravitationnelle ont été observés et les scientifiques ont dû conclure que moins de 10% du halo de notre galaxie pourrait être formé de naines brunes, ce qui est insuffisant encore une fois.
Le programme AGAPE (Andromeda Galaxy Amplified Pixel Experiment) a débuté vers 1994 et avait pour but de détecter des effets de lentille gravitationnelle en observant cette fois non plus le Grand Nuage de Magellan comme MACHO et EROS, mais la galaxie d'Andromède. La distance étant plus grande, la probabilité que la lumière soit déviée par un objet compact l'est aussi. Ici aussi, peu d'effets de lentille sont observés.
Beaucoup plus massifs que les MACHOs ou les étoiles, les trous noirs auraient pu être de bons candidats. Certains d'entre eux pourraient atteindre une masse de 10 000 masses solaires (notamment les trous noirs supermassifs, aux centres des galaxies). Cependant, il faudrait dans une galaxie près d'un million de trous noirs d'une telle masse pour combler ce manque de matière ; un nombre trop important au vu des conséquences sur les étoiles au passage d'un trou noir. En effet, les trous noir traversent par moments le disque galactique et perturbent le mouvement des étoiles. Avec un tel nombre de trous noirs, l'amplitude des mouvements de ces étoiles serait fortement altérée, ce qui rendrait le disque galactique bien plus épais que ce qui est observé actuellement.
Restent les trous noirs stellaires (de l'ordre de quelques masses solaires), difficilement détectables, et les trous noir de quelques dizaines ou centaines de masse solaire, dont la nature de leur formation reste encore mystérieuse. Dans tous les cas, la piste des trous noir comme étant la fameuse matière noire a été délaissée, et les astronomes se sont penché vers une autre forme de matière, non baryonique.
La théorie du Big Bang permet de calculer le nombre de baryons de tout l'Univers, c'est-à-dire le nombre d'atomes d'hélium 4 et d'hydrogène, formé lors de la nucléosynthèse primordiale. Les astronomes en sont arrivé à un taux de matière baryonique d'environ 4% de la densité critique. Or, pour expliquer la géométrie plate de l'Univers, la matière totale de l'Univers doit représenter 30% de la densité critique (les 70% restant étant de l'énergie noire). Il manque donc 26% de la densité critique sous forme de matière, qui n'est pas baryonique ; c'est-à-dire constituée par d'autres particules que les baryons.
Le neutrino est une particule qui a été postulée pour la première fois en 1930 par Wolfgang Pauli, avant même la découverte du neutron (un an plus tard), et qui fut détectée en 1956 par Frederick Reines et Clyde Cowan. Cette particule — insensible aux forces électromagnétiques et à la force nucléaire forte — est émise lors d'une désintégration bêta, accompagnée d'un électron. Le neutrino interagit donc très peu avec les autres particules, ce qui en fait un bon candidat pour la matière noire.
La masse du neutrino était estimée très faible, voire nulle. Avec le problème de la masse manquante de l'Univers, les physiciens se sont demandé si le neutrino n'avait peut-être pas une masse, faible, mais non nulle. D'autant plus que le neutrino est la particule la plus abondante dans l'univers, après le photon. Cependant, les expériences Super-Kamiokande et SNO (Sudbury Neutrino Observatory) ont révélé une masse beaucoup trop faible pour que cette particule puisse constituer l'essentiel de la matière noire. Les neutrinos peuvent représenter, au mieux, 18% de la masse totale de l'Univers.
Les WIMPs (Weakly interactive massive particles) forment une classe de particules lourdes, interagissant faiblement avec la matière, et constituent d'excellents candidats à la matière sombre non-baryonique. Parmi celles-ci on trouve, le neutralino postulé par les extensions suspersymétrique du modèle standard de la physique des particules. L'idée de la supersymétrie est d'associer à chaque boson et un fermion et vice-versa. Chaque particule se voit donc attribué un super-partenaire, ayant des propriétés identiques (masse, charge), mais avec un spin différent de 1/2. Ainsi, le nombre de particules est doublé. Par exemple, le photon se retrouve accompagné d'un photino, le graviton d'un gravitino, l'électron d'un sélectron, etc. Suite à l'impossibilité de detecter un boson de 511 keV (partenaire de l'électron), les physiciens ont dû revoir l'idée d'une symétrie exacte. La symétrie est dite brisée et les superpartenaires se retrouvent avec une masse très importante. L'une de ces superparticules appelée LSP (Lightest Supersymmetric Particle — Superparticule la plus légère) est définie comme la plus légère de toutes. Dans la plupart des théories supersymétriques, dites sans violation de la R-parité, la LSP est une particule stable car ne pouvant se désintégrer en un élément plus léger. Elle est de plus neutre de couleur et de charge électrique et donc sensible uniquement à l'interaction faible ; elle constitue à ce titre un excellent candidat à la matière sombre non-baryonique.
Cette particule supersymétrique la plus légère est en général (en fonction des modèles), le neutralino, une combinaison de ces trois superparticules : le photino (partenaire du photon), du zino (partenaire du boson Z0) ou du higgsino (partenaire du boson de Higgs). Les mesures récentes au CERN indiquent que sa masse est supérieure à 32 GeV/c2. Le neutralino est, dans la théorie, stable donc très abondant au point de représenter l'essentiel de la matière de l'Univers. Il fait à ce titre l'objet de nombreuses recherches. La détection de neutralinos peut être directe, par interaction dans le détecteur, ou indirecte, via la recherche des produits d'annihilation.
La détection de matière sombre supersymétrique est un domaine de la physique extrêmement dynamique, en particulier du point de vue des techniques. La localisation des détecteurs est à l'image de cette diversité : en orbite terrestre (AMS, PAMELA), sous la glace du pôle Sud (AMANDA, ICECUBE), en milieu marin (ANTARES), ou encore dans les laboratoires souterrains (EDELWEISS, MACHe3).
Certains physiciens se tournent vers d'autres pistes, comme la théorie des cordes. La théorie des cordes introduit six nouvelles dimensions aux quatre usuelles (les trois dimensions de l'espace et le temps) et placerait la matière noire dans ces nouvelles dimensions qui nous sont inaccessibles ; c'est la raison pour laquelle on ne la détecterait pas. Les forces électromagnétiques et nucléaires forte et faible seraient confinées à nos quatre dimensions et ne pourraient les quitter. En revanche, la gravitation pourrait se disperser dans les autres dimensions, et ainsi baisser en intensité par rapport aux autres forces.
Une autre particule théorique, l'axion, qui serait ultra-légère (1 µeV), stable et qui interagirait également très peu avec la matière — une particule donc pratiquement indétectable — ferait une autre bonne candidate à la matière noire. Cette particule résoudrait entre autres, les problèmes posés par l'antimatière (pourquoi la matière l'a emporté sur l'antimatière). Différents programmes ont été lancés depuis 1996 pour tenter de détecter des axions, dont le CAST (Cern Solar Axion Telescope).
La matière noire pose de nombreux problèmes, mais peut en résoudre certains autres. Elle permet notamment d'expliquer la formation des grandes structures de l'univers (galaxies, amas de galaxies, superamas, etc.). Peu de temps après le Big Bang, l'Univers, composé des particules qui forment les atomes (protons, neutrons et électrons ; mais ceux-ci ne pouvaient se regrouper en atome à cette époque, à cause de la température trop élevée), de photons et autres particules, était à peu près homogène, c'est-à-dire uniforme en tout point de l'Univers. Aujourd'hui, lorsque l'on observe la répartition des objets dans l'Univers, on remarque qu'ils ne sont pas distribués de manière uniforme ; il a donc fallut que de la matière se concentre un peu plus en certains endroits, formant des fluctuations que l'on appelle « fluctuations primordiales ».
Pour repérer ces fluctuations de densité sur le fond de rayonnement cosmologique, il suffit de repérer les différences de températures provenant de ce rayonnement fossile. La température moyenne relevée est d'environ 2,7 K. Des zones légèrement plus chaude indiqueraient une densité de matière un peu plus forte. Ces fluctuations devaient être néanmoins très petite, de l'ordre du millième de degré, pour expliquer la formation des galaxies à partir de ces regroupements de matière. Or le satellite COBE lancé en 1992 ne révéla que des variations de température de l'ordre du cent millième de degré, ce qui est bien trop faible pour que les grandes structures de l'Univers puissent s'être formées à partir de ces fluctuations primordiales en seulement 13,7 milliards d'années.
C'est là qu'intervient la matière noire, et qui sauve la théorie. Les protons, neutrons et électrons ne pouvaient se regrouper pour former les atomes à cause de la pression qu'ils subissaient par les photons. En revanche, la matière noire n'interagit pas avec les photons, et donc n'aurait pas subit cette pression, ce qui l'aurait amenée à créer des fluctuations de densité (invisibles) bien avant la matière ordinaire. Ces fluctuations auraient ainsi pu attirer, par gravitation, la matière ordinaire lors du découplage matière-rayonnement de la nucléosynthèse primordiale (les photons ont été libérés et l'Univers est devenu transparent).
Ce sont donc ces fluctuations de densité de la matière noire qui seraient à l'origine de la formation des galaxies et des amas de galaxies, répartis de façon non uniforme dans l'Univers.
Deux grande théories s'affrontent quant à la nature de cette matière noire : la matière noire chaude et la matière noire froide. Celles-ci reposent sur la masse des particules composant la matière noire et par conséquent, à leur vitesse. Dans le cas de matière noire dite « chaude », les particules ont des vitesses proches de celle de la lumière, tandis que celles composant une matière noire dite « froide » seraient plus massives et donc plus lentes.
La vitesse de déplacement de ces particules intervient dans l'ordre de formation des grandes structures de l'Univers. Si l'Univers était dominé par de la matière noire chaude, la très grande vitesse des particules la constituant empêcherait dans un premier temps la formation d'une structure plus petite que le superamas de galaxies. Ceux-ci vont ensuite se fragmenter en amas de galaxies, puis en galaxies, etc. C'est le scénario dit « du haut vers le bas », puisque les plus grosses structures se forment d'abord, pour ensuite se diviser. Le meilleur candidat pour constituer la matière noire chaude est le neutrino. En revanche, si la matière noire froide dominait l'Univers, les particules vont parcourir une distance plus petite et donc effacer les fluctuations de densité sur des étendues plus petites que dans le cas de matière noire chaude. La matière ordinaire va alors se regrouper pour former d'abord des galaxies (à partir de nuages de gaz), qui elles-même se regrouperont en amas, puis superamas. C'est le scénario dit « du bas vers le haut ». Les candidats à la matière noire froide sont les WIMPs et les MACHOs.
Ces deux théories étaient défendues par Yakov Borisovitch Zeldovitch pour la matière noire chaude, et James Peebles pour la matière noire froide. Actuellement, c'est le modèle de matière noire froide qui semble l'emporter. En effet, les galaxies sont en équilibre dynamique, ce qui laisse penser qu'elles se sont créées avant les amas — dont tous ne semblent pas encore stables — à qui il faut plus de temps pour atteindre cet équilibre. Cependant, les théories introduisent aujourd'hui un peu de matière noire chaude. Celle-ci est nécessaire pour expliquer la formation des amas ; la matière froide seule ne pouvant la permettre en si peu de temps.
