Matière noire - Définition et Explications

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Introduction

En astrophysique, la matière noire (ou matière sombre), traduction de l’anglais dark matter, désigne la matière apparemment indétectable, invoquée pour rendre compte d’effets inattendus, notamment au sujet des galaxies. Différentes hypothèses ont été émises et explorées sur la composition de cette hypothétique matière (La matière est la substance qui compose tout corps ayant une réalité tangible. Ses trois états les plus communs sont l'état solide, l'état liquide, l'état gazeux. La matière occupe...) noire : gaz (Un gaz est un ensemble d'atomes ou de molécules très faiblement liés et quasi-indépendants. Dans l’état gazeux, la matière n'a pas de forme propre ni de volume propre : un gaz tend...) moléculaire, étoiles mortes, naines brunes en grand nombre (La notion de nombre en linguistique est traitée à l’article « Nombre grammatical ».), trous noirs, etc. Cependant, les observations (ou plutôt le manque d’observations directes) impliqueraient plutôt une nature non-baryonique, et donc encore inconnue, encore que l’on suppose fortement des super-partenaires tels que le neutralino (voir la page sur la supersymétrie). Ces particules exotiques sont regroupées sous le nom générique de WIMP, acronyme de l’anglais Weakly interacting massive particles (En astrophysique, les WIMPs (acronyme anglais pour « particules massives interagissant faiblement ») forment une solution au problème de la matière noire.), traduction de mauviettes, d'où l'appellation parfois rencontrée en français.

La matière noire (En astrophysique, la matière noire (ou matière sombre), traduction de l’anglais dark matter, désigne la matière apparemment...) aurait pourtant une abondance au moins cinq fois plus importante que la matière baryonique, pour constituer de 83 % à 90 % de la densité (La densité ou densité relative d'un corps est le rapport de sa masse volumique à la masse volumique d'un corps pris comme référence. Le corps de référence...) totale de l’Univers observable (Dans le formalisme de la mécanique quantique, une opération de mesure (c'est-à-dire obtenir la valeur ou un intervalle de valeurs d'un paramètre physique, ou plus...), selon les modèles de formation et d’évolution des galaxies, ainsi que les modèles cosmologiques.

Détection indirecte de la matière noire

Premiers indices

En 1933 l’astronome suisse Fritz Zwicky décide d’étudier un petit groupe de sept galaxies dans l’amas de Coma (Le terme « coma » signifie « sommeil profond » en grec ancien. Le coma est une abolition de la conscience et de la vigilance non réversible par les stimulations. Il...). Son objectif était de calculer la masse (Le terme masse est utilisé pour désigner deux grandeurs attachées à un corps : l'une quantifie l'inertie du corps (la masse inerte) et l'autre la contribution du corps à la force de...) totale de cet amas en étudiant la vitesse (On distingue :) (ou plutôt la dispersion (La dispersion, en mécanique ondulatoire, est le phénomène affectant une onde dans un milieu dispersif, c'est-à-dire dans lequel les différentes...) des vitesses) de ces sept galaxies. Il pouvait ainsi — à l’aide des lois de Newton — en déduire la masse dite « masse dynamique », puis la comparer avec la masse dite « masse lumineuse », qui est la masse déduite de la quantité (La quantité est un terme générique de la métrologie (compte, montant) ; un scalaire, vecteur, nombre d’objets ou d’une autre...) de lumière (La lumière est l'ensemble des ondes électromagnétiques visibles par l'œil humain, c'est-à-dire comprises dans des longueurs d'onde de 380nm (violet) à 780nm...) émise par l’amas (en faisant l’hypothèse d’une distribution raisonnable des populations d’étoiles dans les galaxies).

La dispersion des vitesses (ou autrement dit, comment les vitesses de ces sept galaxies diffèrent les unes des autres) est directement liée à la masse présente dans l’amas par une formule semblable à la troisième loi de Kepler. En fait, un amas d’étoiles peut être comparé à un gaz, dont les particules seraient des étoiles. Si le gaz est chaud, la dispersion des vitesses des particules est élevée. Dans le cas extrême, les particules ayant une vitesse suffisante quittent le gaz (évaporation). Si le gaz est froid (Le froid est la sensation contraire du chaud, associé aux températures basses.) (et donc lourd), la dispersion des vitesses est faible.

Zwicky fut surpris de constater que les vitesses observées dans l’amas de Coma étaient très élevées. La masse dynamique (Le mot dynamique est souvent employé désigner ou qualifier ce qui est relatif au mouvement. Il peut être employé comme :) était 400 fois plus grande que la masse lumineuse. À l’époque, les méthodes et la précision des mesures n’étaient pas assez bonnes pour ne pas exclure des erreurs de mesure. De plus, des objets massifs tels que les naines brunes, les naines blanches, les étoiles à neutrons et les trous noirs, tous des objets très peu rayonnants, étaient mal connus, tout (Le tout compris comme ensemble de ce qui existe est souvent interprété comme le monde ou l'univers.) comme leur distribution. De même pour la poussière interstellaire et le gaz moléculaire.

Zwicky fit part de ses observations à ses confrères, mais ceux-ci ne semblaient pas s’y intéresser. De fait Zwicky n’avait pas très bonne réputation à cause de son fort caractère et, d’autre part, ses mesures étaient critiquables en raison des grandes incertitudes de mesure.

Ce même phénomène a été observé à nouveau en 1936 par Sinclair Smith lors du calcul de la masse dynamique totale de l’amas de la Vierge. Celle-ci était 200 fois plus importante que l’estimation donnée (Dans les technologies de l'information, une donnée est une description élémentaire, souvent codée, d'une chose, d'une transaction, d'un événement, etc.) par Edwin Hubble (Le télescope spatial Hubble (en anglais, Hubble Space Telescope ou HST) est un télescope en orbite à environ 600 kilomètres d'altitude, il effectue un tour complet de la Terre toutes les 100 minutes. Il est nommé en...), mais elle pouvait, d’après Smith, s’expliquer par la présence de matière entre les galaxies de l’amas. En outre, les amas de galaxies (Un amas de galaxies est l'association de plus d'une centaine de galaxies liées entre elles par la gravitation. En deçà de 100, on parle plutôt de groupe de galaxies, même si la...) étaient encore considérés par un grand nombre d’astronomes comme des structures temporaires dont les galaxies pouvaient s’échapper, plutôt que des structures stables. Cette explication suffisait pour justifier les vitesses excessives.

La question de la différence entre la masse dynamique et la masse lumineuse n’intéresse pas et sombre dans l’oubli pour plusieurs décennies. À l’époque, les astronomes avaient d’autres questions jugées plus importantes, comme celle de l’expansion de l’Univers.

Les courbes de rotation plate des galaxies spirales

Ce n’est qu’une quarantaine (La quarantaine (venant de l'italien : quaranta giorni, qui signifie 40 jours, ou bien du français : quarantaine de jours) est le fait de mettre à l'écart des personnes...) d’années plus tard, dans les années 1970, que la question de l’existence de cette matière manquante — que l’on nommera « matière noire » (Dark Matter en anglais) — refait surface (Une surface désigne généralement la couche superficielle d'un objet. Le terme a plusieurs acceptions, parfois objet géométrique, parfois...). À partir de l’analyse des spectres des galaxies, l’astronome américaine Vera Rubin étudia la rotation des galaxies spirales. Le problème est le même que la comparaison entre la masse dynamique et la masse lumineuse des amas de galaxies. Il s’agit de savoir si la « masse lumineuse », c’est-à-dire la masse qui est déduite de la présence des étoiles, est bien égale (à quelques corrections près) à la masse dynamique.

La masse dynamique est normalement la seule masse véritable, puisqu’il s’agit d’une mesure de la masse déduite de son influence gravitationnelle. Toute masse étant soumise à la force (Le mot force peut désigner un pouvoir mécanique sur les choses, et aussi, métaphoriquement, un pouvoir de la volonté ou encore une vertu morale « cardinale » équivalent au courage (cf....) de gravitation (La gravitation est le phénomène d'interaction physique qui cause l'attraction réciproque des corps massifs entre eux, sous l'effet de leur masse. Il s'observe au quotidien en raison de l'attraction terrestre...), il n’y a aucune raison de penser que la masse dynamique observée est fausse. Ce n’est pas aussi simple pour la masse lumineuse. Pour mesurer cette dernière, on fait l’hypothèse que toute la masse de la galaxie (Galaxies est une revue française trimestrielle consacrée à la science-fiction. Avec ce titre elle a connu deux existences, prenant par...) (ou de l’amas de galaxies) est constituée d’étoiles. Ces étoiles rayonnent, et si l’on connaît (mais c’est très difficile) leur distribution (masse, nombre, âge, etc.), l’infrarouge proche est donc un bon « traceur » de masse (il est peu sensible au fort rayonnement (Le rayonnement, synonyme de radiation en physique, désigne le processus d'émission ou de transmission d'énergie impliquant une particule porteuse.) des étoiles massives et permet de détecter l’émission des étoiles moins massives qui piquent dans l’optique et dans l’infrarouge).

En analysant le spectre des galaxies spirales vues par la tranche, comme la galaxie (Une galaxie est, en cosmologie, un assemblage d'étoiles, de gaz, de poussières et de matière noire et contenant parfois un trou noir supermassif en son centre.) d’Andromède, il est possible d’en déduire la courbe (En géométrie, le mot courbe, ou ligne courbe désigne certains sous-ensembles du plan, de l'espace usuels. Par exemple, les droites, les segments, les...) de rotation. La courbe de rotation décrit la vitesse de rotation de la galaxie en fonction de la distance au centre. Cette courbe de rotation est une mesure directe de la distribution globale de matière dans la galaxie. La vitesse maximale de rotation d’une galaxie spirale ((voir page de discussion)) se trouve à quelques kilo-parsecs du centre, puis elle est censée décroître, en suivant une décroissance képlérienne. En effet, les étoiles à la périphérie (Le mot périphérie vient du grec peripheria qui signifie circonférence. Plus généralement la périphérie désigne une limite...) de la galaxie sont en orbite (En mécanique céleste, une orbite est la trajectoire que dessine dans l'espace un corps autour d'un autre corps sous l'effet de la gravitation.) autour (Autour est le nom que la nomenclature aviaire en langue française (mise à jour) donne à 31 espèces d'oiseaux qui, soit appartiennent au genre Accipiter, soit constituent les 5 genres Erythrotriorchis,...) du centre, de la même manière que les planètes sont en orbite autour du Soleil (Le Soleil (Sol en latin, Helios ou Ήλιος en grec) est l'étoile centrale du système solaire. Dans la classification astronomique, c'est une étoile de type naine...). Les étoiles en périphérie de la galaxie tournent donc moins vite que celles plus près du centre. La courbe de rotation, après un maximum, se met à redescendre.

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.

Or, Vera Rubin observa 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 (Fur est une petite île danoise dans le Limfjord. Fur compte environ 900 hab. . L'île couvre une superficie de 22 km². Elle est située dans la Municipalité de Skive.) et à mesure que l’on s’éloignait du centre). La courbe de rotation des galaxies spirales, ou en tous cas de certaines d’entre elles, était plate. La vitesse ne décroissait pas alors que l’on s’éloignait du centre. De nombreuses autres observations similaires sont effectuées dans les années 1980, venant renforcer celles de Vera Rubin. Cette observation (L’observation est l’action de suivi attentif des phénomènes, sans volonté de les modifier, à l’aide de moyens d’enquête et d’étude appropriés. Le plaisir procuré...) pose de profondes questions, car la courbe de rotation mesure bien la masse dynamique. Aucune hypothèse au sujet de l’âge, de la distribution de masse des étoiles n’est nécessaire. La seule supposition est que les étoiles qui sont la source de la lumière qui forme le spectre analysé sont bien des traceurs de la masse de la galaxie. Comment imaginer alors que les étoiles, principales composantes de matière dans les galaxies spirales, tournent de manière non-képlerienne, c’est-à-dire ne suivent tout simplement plus les lois de la gravitation ?

Une explication possible est d’imaginer l’existence d’un gigantesque halo de matière non visible entourant les galaxies ; un halo qui représenterait jusqu’à près de 90 % de la masse totale de la galaxie, voire plus dans certaines galaxies naines. Dans les 2 000 galaxies qu’ont cartographiées l’astronome canadienne Catherine Heymans et sa partenaire, Megan Gray de Halifax, seulement 10 % était composé de gaz surchauffés et 3 % seulement de matière visible. Le reste était de la matière noire. 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 redescendante de la courbe de rotation. Il reste à observer directement cette fameuse matière pour confirmer que c’est la bonne explication. Personne n’y est encore parvenu jusqu’à aujourd’hui.

La présence de matière noire est l’une des explications possibles, et aujourd’hui la plus convaincante. Elle a l’immense avantage d’être simple et d’aller dans le bon sens (SENS (Strategies for Engineered Negligible Senescence) est un projet scientifique qui a pour but l'extension radicale de l'espérance de vie humaine. Par une...). En effet, les astronomes se doutaient bien que les galaxies contiennent des astres très peu lumineux (comme les naines brunes, naines blanches, trous noirs, étoiles à neutrons) qui peuvent constituer une partie importante de la masse totale de la galaxie, mais qui ne sont pas visibles avec les instruments optiques habituels. Avec la mesure de la courbe de rotation plate le plus loin possible du centre, l’observation des galaxies spirales dans d’autres longueurs d’onde (afin de mieux caractériser la présence d’objets peu lumineux dans le domaine visible) fut un des efforts majeurs de l’astronomie pour étudier le problème.

Observations récentes

D’après des résultats publiés en août 2006, de la matière noire aurait été observée distinctement de la matière ordinaire grâce à l’observation de l’amas du boulet constitué en fait de deux amas voisins qui sont entrés en collision (Une collision est un choc direct entre deux objets. Un tel impact transmet une partie de l'énergie et de l'impulsion de l'un des corps au second.) il y a environ 150 millions d’années. Les astronomes ont analysé l’effet de lentille gravitationnelle (Les lentilles gravitationnelles déforment l'image que l'on reçoit d'un objet astronomique comme une galaxie.) afin de déterminer la distribution totale de masse dans la paire (On dit qu'un ensemble E est une paire lorsqu'il est formé de deux éléments distincts a et b, et il s'écrit alors :) d’amas et ont comparé cette distribution avec celle de la matière ordinaire telle que donnée par l’observation directe des émissions de rayons X en provenance du gaz extrêmement chaud des amas, dont on pense qu’il constitue la majorité de la matière ordinaire des amas (les galaxies y contribuant en fait très peu). La température (La température est une grandeur physique mesurée à l'aide d'un thermomètre et étudiée en thermométrie. Dans la vie courante,...) très élevée du gaz est due précisément à la collision au cours de laquelle la matière ordinaire interagit entre les deux amas et est ralentie dans son mouvement. La matière noire quant à elle n’aurait pas interagi, ou très peu, ce qui explique sa position différente (En mathématiques, la différente est définie en théorie algébrique des nombres pour mesurer l'éventuel défaut de dualité d'une application définie à l'aide de la trace, dans l'anneau des entiers d'un...) dans les amas après la collision.

La meilleure preuve de l’existence de la matière noire viendrait cependant d’une observation (L’observation est l’action de suivi attentif des phénomènes, sans volonté de les modifier, à l’aide de moyens d’enquête et d’étude appropriés. Le plaisir...) véritablement directe, c’est-à-dire de l’interaction entre des particules de matière noire avec des détecteurs terrestres, tels CDMS, XENON ou WARP, ou de la création de telles particules dans un accélérateur (comme le LHC par exemple). Ce type de mise en évidence aurait l’avantage de déterminer précisément la masse de telles particules et d’analyser en profondeur la forme de leurs interactions.

Toutefois, le 17 décembre 2009, deux conférences tenues à l'université Stanford (La Leland Stanford Junior University, plus connue sous le nom d'université Stanford, est l'une des plus prestigieuses universités américaines. Située au cœur de la Silicon Valley,...) et au fermilab laissent entendre la détection de deux particules de matière noire, encore appelées "Wimps", par le détecteur (Un détecteur est un dispositif technique (instrument, substance, matière) qui change d'état en présence de l'élément ou de la situation pour...) du CDMS.

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