Matière noire - Dark matter

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Scientifiques Aaronson Alfven Alpher Bharadwaj Copernic de Sitter Dicke Ehlers Einstein Ellis Friedmann Galilée Gamow Guth Colportage Hubble Lemaître Mather Newton Penrose Penzias Insister sur Schmidt Smoot Suntzeff Sunyaev Tolman Wilson Zeldovitch Liste des cosmologistes
Historique du sujet Découverte du rayonnement de fond cosmique micro - ondes Histoire de la théorie du Big Bang Interprétations religieuses de la théorie du Big Bang Chronologie des théories cosmologiques
Catégorie  Portail d'astronomie
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La matière noire est une forme hypothétique de matière dont on pense qu'elle représente environ 85 % de la matière de l' univers . Sa présence est impliquée dans une variété d' observations astrophysiques , y compris les effets gravitationnels qui ne peuvent être expliqués par les théories acceptées de la gravité à moins que plus de matière soit présente qu'on ne peut en voir. Pour cette raison, la plupart des experts pensent que la matière noire est abondante dans l'univers et qu'elle a eu une forte influence sur sa structure et son évolution. La matière noire est dite noire car elle ne semble pas interagir avec le champ électromagnétique , ce qui signifie qu'elle n'absorbe, ne réfléchit pas ou n'émet pas de rayonnement électromagnétique , et est donc difficile à détecter.

La principale preuve de la matière noire provient de calculs montrant que de nombreuses galaxies s'envoleraient, ou qu'elles ne se seraient pas formées ou ne se déplaceraient pas comme elles le font, si elles ne contenaient pas une grande quantité de matière invisible. D'autres sources de données incluent des observations dans les lentilles gravitationnelles et dans le fond diffus cosmologique , ainsi que des observations astronomiques de la structure actuelle de l' univers observable , de la formation et de l'évolution des galaxies , de la localisation des masses lors des collisions galactiques et du mouvement des galaxies au sein des amas de galaxies. . Dans le modèle standard de cosmologie Lambda-CDM , la masse-énergie totale de l'univers contient 5 % de matière et d' énergie ordinaires , 27 % de matière noire et 68 % d'une forme d'énergie connue sous le nom d' énergie noire . Ainsi, la matière noire constitue 85 % de la masse totale , tandis que l'énergie noire et la matière noire constituent 95 % du contenu massique-énergétique total.

Parce que la matière noire n'a pas encore été observée directement, si elle existe, elle doit à peine interagir avec la matière baryonique ordinaire et le rayonnement, sauf par gravité. On pense que la plupart de la matière noire est de nature non baryonique; il peut être composé de quelques particules subatomiques encore inconnues . Le principal candidat pour la matière noire est un nouveau type de particule élémentaire qui n'a pas encore été découvert , en particulier les particules massives à interaction faible (WIMP). De nombreuses expériences pour détecter et étudier directement les particules de matière noire sont activement entreprises, mais aucune n'a encore abouti. La matière noire est classée comme « froide », « chaude » ou « chaude » en fonction de sa vitesse (plus précisément, sa longueur de flux libre ). Les modèles actuels privilégient un scénario de matière noire froide , dans lequel les structures émergent par accumulation progressive de particules.

Bien que l'existence de la matière noire soit généralement acceptée par la communauté scientifique, certains astrophysiciens, intrigués par certaines observations qui ne sont pas bien expliquées par la matière noire standard, plaident pour diverses modifications des lois standard de la relativité générale , telles que la dynamique newtonienne modifiée , gravité tenseur-vecteur-scalaire , ou gravité entropique . Ces modèles tentent de rendre compte de toutes les observations sans invoquer de matière non baryonique supplémentaire.

Au-delà du modèle standard
Simulation LHC CMS données du détecteur de particules représentant un boson Higgs produit par des protons qui entrent en collision se désintégrant en jets de hadrons et électrons
Modèle standard
Preuve
Théories
Supersymétrie
Gravité quantique
Expériences
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Histoire

Histoire ancienne

L'hypothèse de la matière noire a une histoire complexe. Dans une conférence donnée en 1884, Lord Kelvin a estimé le nombre de corps sombres dans la Voie lactée à partir de la dispersion de vitesse observée des étoiles en orbite autour du centre de la galaxie. En utilisant ces mesures, il a estimé la masse de la galaxie, qu'il a déterminée est différente de la masse des étoiles visibles. Lord Kelvin a ainsi conclu que "beaucoup de nos étoiles, peut-être une grande majorité d'entre elles, peuvent être des corps sombres". En 1906, Henri Poincaré dans « La Voie lactée et la théorie des gaz » a utilisé « matière noire », ou « matière obscure » en français, en discutant du travail de Kelvin.

L'astronome néerlandais Jacobus Kapteyn en 1922 a été le premier à suggérer l'existence de la matière noire à l'aide des vitesses stellaires. Son collègue néerlandais et pionnier de la radioastronomie Jan Oort a également émis l'hypothèse de l'existence de la matière noire en 1932. Oort étudiait les mouvements stellaires dans le voisinage galactique local et a trouvé la masse dans le plan galactique doit être supérieure à ce qui a été observé, mais cette mesure a été plus tard déterminée comme étant erronée.

En 1933, l'astrophysicien suisse Fritz Zwicky , qui a étudié les amas de galaxies alors qu'il travaillait au California Institute of Technology, a fait une conclusion similaire. Zwicky a appliqué le théorème du viriel au Coma Cluster et a obtenu la preuve d'une masse invisible qu'il a appelée dunkle Materie (« matière noire »). Zwicky a estimé sa masse sur la base des mouvements des galaxies près de son bord et l'a comparée à une estimation basée sur sa luminosité et le nombre de galaxies. Il a estimé que l'amas avait environ 400 fois plus de masse que ce qui était visuellement observable. L'effet de gravité des galaxies visibles était bien trop faible pour des orbites aussi rapides, donc la masse doit être cachée à la vue. Sur la base de ces conclusions, Zwicky a déduit que de la matière invisible fournissait la masse et l'attraction gravitationnelle associée pour maintenir l'amas ensemble. Les estimations de Zwicky étaient décalées de plus d'un ordre de grandeur, principalement en raison d'une valeur obsolète de la constante de Hubble ; le même calcul montre aujourd'hui une fraction plus petite, en utilisant des valeurs plus élevées pour la masse lumineuse. Néanmoins, Zwicky a correctement conclu de son calcul que la majeure partie de l'affaire était sombre.

D'autres indications que le rapport masse-lumière n'était pas égal à l'unité provenaient des mesures des courbes de rotation des galaxies. En 1939, Horace W. Babcock a rapporté la courbe de rotation de la nébuleuse d'Andromède (connue maintenant sous le nom de galaxie d'Andromède), ce qui suggère que le rapport masse-luminosité augmente radialement. Il l'attribua soit à l'absorption de lumière dans la galaxie, soit à une dynamique modifiée dans les parties externes de la spirale et non à la matière manquante qu'il avait découverte. Suite au rapport de 1939 de Babcock sur une rotation étonnamment rapide à la périphérie de la galaxie d'Andromède et un rapport masse-lumière de 50 ; en 1940, Jan Oort a découvert et écrit sur le grand halo non visible de NGC 3115 .

années 1970

Les travaux de Vera Rubin , Kent Ford et Ken Freeman dans les années 1960 et 1970 ont fourni d'autres preuves solides, utilisant également les courbes de rotation des galaxies. Rubin et Ford ont travaillé avec un nouveau spectrographe pour mesurer la courbe de vitesse des galaxies spirales latérales avec une plus grande précision. Ce résultat a été confirmé en 1978. Un article influent a présenté les résultats de Rubin et Ford en 1980. Ils ont montré que la plupart des galaxies doivent contenir environ six fois plus de masse sombre que visible ; ainsi, vers 1980, le besoin apparent de matière noire était largement reconnu comme un problème majeur non résolu en astronomie.

Au même moment où Rubin et Ford exploraient les courbes de rotation optique, les radioastronomes utilisaient de nouveaux radiotélescopes pour cartographier la ligne de 21 cm de l'hydrogène atomique dans les galaxies voisines. La distribution radiale de l'hydrogène atomique interstellaire ( HI ) s'étend souvent à des rayons galactiques beaucoup plus grands que ceux accessibles par les études optiques, étendant l'échantillonnage des courbes de rotation – et donc de la distribution de masse totale – à un nouveau régime dynamique. Les premières cartographies d'Andromède avec le télescope de 300 pieds à Green Bank et la parabole de 250 pieds à Jodrell Bank ont déjà montré que la courbe de rotation HI ne traçait pas le déclin képlérien attendu. Au fur et à mesure que des récepteurs plus sensibles sont devenus disponibles, Morton Roberts et Robert Whitehurst ont pu tracer la vitesse de rotation d'Andromède à 30 kpc, bien au-delà des mesures optiques. Illustrant l'avantage de tracer le disque de gaz à de grands rayons, la figure 16 de cet article combine les données optiques (le groupe de points à des rayons de moins de 15 kpc avec un seul point plus loin) avec les données HI entre 20 et 30 kpc, présentant la planéité de la courbe de rotation externe de la galaxie ; la courbe pleine culminant au centre est la densité de surface optique, tandis que l'autre courbe montre la masse cumulée, augmentant toujours de manière linéaire à la mesure la plus externe. En parallèle, l'utilisation de réseaux interférométriques pour la spectroscopie HI extragalactique était en cours de développement. En 1972, David Rogstad et Seth Shostak ont publié les courbes de rotation HI de cinq spirales cartographiées avec l'interféromètre d'Owens Valley ; les courbes de rotation des cinq étaient très plates, suggérant de très grandes valeurs de rapport masse-lumière dans les parties externes de leurs disques HI étendus.

Un flux d'observations dans les années 1980 a confirmé la présence de matière noire, y compris la lentille gravitationnelle des objets de fond par les amas de galaxies , la distribution de la température du gaz chaud dans les galaxies et les amas, et le modèle d'anisotropies dans le fond diffus cosmologique . Selon le consensus parmi les cosmologistes, la matière noire est composée principalement d'un type de particule subatomique non encore caractérisé . La recherche de cette particule, par divers moyens, est l'un des efforts majeurs de la physique des particules .

Définition technique

En cosmologie standard, la matière est tout ce dont la densité d'énergie s'échelonne avec l'inverse du cube du facteur d'échelle , c'est-à-dire ρ ∝ a ⁻³ . Ceci contraste avec le rayonnement, qui s'échelonne comme la quatrième puissance inverse du facteur d'échelle ρ ∝ a ⁻⁴ , et une constante cosmologique , qui est indépendante de a . Ces échelles peuvent être comprises intuitivement : Pour une particule ordinaire dans une boîte cubique, doubler la longueur des côtés de la boîte diminue la densité (et donc la densité d'énergie) d'un facteur 8 (= 2 ³ ). Pour le rayonnement, la densité d'énergie diminue d'un facteur 16 (= 2 ⁴ ), car tout acte dont l'effet augmente le facteur d'échelle doit également provoquer un redshift proportionnel . Une constante cosmologique, en tant que propriété intrinsèque de l'espace, a une densité d'énergie constante quel que soit le volume considéré.

En principe, la "matière noire" désigne tous les composants de l'univers qui ne sont pas visibles mais obéissent toujours à ρ ∝ a ⁻³ . En pratique, le terme « matière noire » est souvent utilisé pour désigner uniquement la composante non baryonique de la matière noire, c'est-à-dire à l'exclusion des « baryons manquants ». Le contexte indiquera généralement quel sens est voulu.

Preuve d'observation

Lire les médias

Cette impression d'artiste montre la distribution attendue de la matière noire dans la galaxie de la Voie lactée sous la forme d'un halo bleu de matière entourant la galaxie.

Courbes de rotation de la galaxie

Courbe de rotation d'une galaxie spirale typique : prédite ( A ) et observée ( B ). La matière noire peut expliquer l'aspect « plat » de la courbe de vitesse sur un grand rayon.

Les bras des galaxies spirales tournent autour du centre galactique. La densité de masse lumineuse d'une galaxie spirale diminue à mesure que l'on va du centre vers la périphérie. Si la masse lumineuse était toute la matière, alors nous pouvons modéliser la galaxie comme une masse ponctuelle au centre et tester les masses en orbite autour d'elle, semblable au système solaire . D'après la deuxième loi de Kepler , on s'attend à ce que les vitesses de rotation diminuent avec la distance par rapport au centre, comme dans le système solaire. Ceci n'est pas observé. Au lieu de cela, la courbe de rotation de la galaxie reste plate à mesure que la distance par rapport au centre augmente.

Si les lois de Kepler sont correctes, alors le moyen évident de résoudre cet écart est de conclure que la distribution de masse dans les galaxies spirales n'est pas similaire à celle du système solaire. En particulier, il y a beaucoup de matière non lumineuse (matière noire) à la périphérie de la galaxie.

Dispersions de vitesse

Les étoiles dans les systèmes liés doivent obéir au théorème du viriel . Le théorème, ainsi que la distribution de vitesse mesurée, peut être utilisé pour mesurer la distribution de masse dans un système lié, comme les galaxies elliptiques ou les amas globulaires. À quelques exceptions près, les estimations de dispersion de vitesse des galaxies elliptiques ne correspondent pas à la dispersion de vitesse prédite à partir de la distribution de masse observée, même en supposant des distributions compliquées des orbites stellaires.

Comme pour les courbes de rotation des galaxies, le moyen évident de résoudre l'écart est de postuler l'existence de matière non lumineuse.

Amas de galaxies

Les amas de galaxies sont particulièrement importants pour les études sur la matière noire car leurs masses peuvent être estimées de trois manières indépendantes :

• De la dispersion en vitesses radiales des galaxies au sein des amas
• A partir des rayons X émis par les gaz chauds dans les amas. A partir du spectre d'énergie et du flux des rayons X, la température et la densité du gaz peuvent être estimées, donnant ainsi la pression ; en supposant que l'équilibre de pression et de gravité détermine le profil de masse de l'amas.
• La lentille gravitationnelle (généralement de galaxies plus éloignées) peut mesurer les masses d'amas sans se fier aux observations de la dynamique (par exemple, la vitesse).

En général, ces trois méthodes s'accordent raisonnablement sur le fait que la matière noire l'emporte sur la matière visible d'environ 5 à 1.

Lentille gravitationnelle

Une forte lentille gravitationnelle telle qu'observée par le télescope spatial Hubble dans Abell 1689 indique la présence de matière noire - agrandissez l'image pour voir les arcs de lentille.

Lire les médias

Modèles de galaxies à disques en rotation aujourd'hui (à gauche) et il y a dix milliards d'années (à droite). Dans la galaxie actuelle, la matière noire – représentée en rouge – est plus concentrée près du centre et elle tourne plus rapidement (effet exagéré).

Carte de matière noire pour une parcelle de ciel basée sur l'analyse par lentille gravitationnelle d'un levé Kilo-Degree.

L'une des conséquences de la relativité générale est que les objets massifs (comme un amas de galaxies ) se trouvent entre une source plus éloignée (comme un quasar ) et qu'un observateur doit agir comme une lentille pour courber la lumière de cette source. Plus un objet est massif, plus la lentille est observée.

La lentille forte est la distorsion observée des galaxies d'arrière-plan en arcs lorsque leur lumière passe à travers une telle lentille gravitationnelle. Il a été observé autour de nombreux amas lointains dont Abell 1689 . En mesurant la géométrie de distorsion, la masse de l'amas intermédiaire peut être obtenue. Dans les dizaines de cas où cela a été fait, les rapports masse/lumière obtenus correspondent aux mesures dynamiques de matière noire des amas. L'objectif peut conduire à plusieurs copies d'une image. En analysant la distribution de plusieurs copies d'images, les scientifiques ont pu déduire et cartographier la distribution de la matière noire autour de l' amas de galaxies MACS J0416.1-2403 .

La lentille gravitationnelle faible étudie les distorsions infimes des galaxies, en utilisant des analyses statistiques provenant de vastes études de galaxies . En examinant la déformation apparente de cisaillement des galaxies de fond adjacentes, la distribution moyenne de la matière noire peut être caractérisée. Les rapports masse/lumière correspondent aux densités de matière noire prédites par d'autres mesures de structure à grande échelle. La matière noire ne plie pas la lumière elle-même ; la masse (dans ce cas la masse de la matière noire) courbe l' espace-temps . La lumière suit la courbure de l'espace-temps, ce qui entraîne l'effet de lentille.

En mai 2021, une nouvelle carte détaillée de la matière noire a été révélée par la Dark Energy Survey Collaboration. De plus, la carte a révélé des structures filamenteuses non découvertes auparavant reliant les galaxies, en utilisant une méthode d' apprentissage automatique .

Fond de micro-ondes cosmique

Bien que la matière noire et la matière ordinaire soient toutes deux de la matière, elles ne se comportent pas de la même manière. En particulier, dans l'univers primitif, la matière ordinaire était ionisée et interagissait fortement avec le rayonnement via la diffusion Thomson . La matière noire n'interagit pas directement avec le rayonnement, mais elle affecte le CMB par son potentiel gravitationnel (principalement à grande échelle) et par ses effets sur la densité et la vitesse de la matière ordinaire. Les perturbations de la matière ordinaire et noire évoluent donc différemment avec le temps et laissent des empreintes différentes sur le fond diffus cosmologique (CMB).

Le fond diffus cosmologique est très proche d'un corps noir parfait mais contient de très petites anisotropies de température de quelques parties sur 100 000. Une carte du ciel d'anisotropies peut être décomposée en un spectre de puissance angulaire, qui contient une série de pics acoustiques à un espacement presque égal mais à des hauteurs différentes. La série de pics peut être prédite pour tout ensemble supposé de paramètres cosmologiques par des codes informatiques modernes tels que CMBFAST et CAMB , et l'appariement de la théorie aux données contraint donc les paramètres cosmologiques. Le premier pic montre principalement la densité de matière baryonique, tandis que le troisième pic concerne principalement la densité de matière noire, mesurant la densité de matière et la densité d'atomes.

L'anisotropie du CMB a été découverte pour la première fois par COBE en 1992, bien que sa résolution soit trop grossière pour détecter les pics acoustiques. Après la découverte du premier pic acoustique par l' expérience en ballon BOOMERanG en 2000, le spectre de puissance a été précisément observé par WMAP en 2003-2012, et plus précisément encore par la sonde Planck en 2013-2015. Les résultats supportent le modèle Lambda-CDM.

Le spectre de puissance angulaire CMB observé fournit des preuves puissantes à l'appui de la matière noire, car sa structure précise est bien adaptée par le modèle Lambda-CDM , mais difficile à reproduire avec un modèle concurrent tel que la dynamique newtonienne modifiée (MOND).

Formation de structures

Carte 3D de la distribution à grande échelle de la matière noire, reconstruite à partir de mesures de faible lentille gravitationnelle avec le télescope spatial Hubble .

La formation de la structure fait référence à la période après le Big Bang où les perturbations de densité se sont effondrées pour former des étoiles, des galaxies et des amas. Avant la formation de la structure, les solutions de Friedmann à la relativité générale décrivent un univers homogène. Plus tard, de petites anisotropies se sont progressivement développées et ont condensé l'univers homogène en étoiles, galaxies et structures plus grandes. La matière ordinaire est affectée par le rayonnement, qui est l'élément dominant de l'univers à des époques très reculées. En conséquence, ses perturbations de densité sont effacées et incapables de se condenser en structure. S'il n'y avait eu que de la matière ordinaire dans l'univers, il n'y aurait pas eu assez de temps pour que les perturbations de densité se développent dans les galaxies et les amas actuellement observés.

La matière noire fournit une solution à ce problème car elle n'est pas affectée par le rayonnement. Par conséquent, ses perturbations de densité peuvent croître en premier. Le potentiel gravitationnel qui en résulte agit comme un puits de potentiel attractif pour l'effondrement ultérieur de la matière ordinaire, accélérant le processus de formation de la structure.

Amas de balles

Si la matière noire n'existe pas, alors la prochaine explication la plus probable doit être que la relativité générale - la théorie dominante de la gravité - est incorrecte et devrait être modifiée. L'amas de balles, résultat d'une collision récente de deux amas de galaxies, constitue un défi pour les théories de la gravité modifiées car son centre de masse apparent est très éloigné du centre de masse baryonique. Les modèles standard de matière noire peuvent facilement expliquer cette observation, mais la gravité modifiée a beaucoup plus de mal, d'autant plus que les preuves d'observation sont indépendantes du modèle.

Mesures de distance de supernova de type Ia

Type Ia supernovae peut être utilisé comme chandelles standard pour mesurer les distances extragalactiques, qui peuvent à leur tour être utilisés pour mesurer la vitesse de l'univers a augmenté dans le passé. Les données indiquent que l'univers s'étend à un rythme accéléré, dont la cause est généralement attribuée à l'énergie noire . Étant donné que les observations indiquent que l'univers est presque plat, on s'attend à ce que la densité d'énergie totale de tout ce qui se trouve dans l'univers soit égale à 1 ( Ω _tot ≈ 1 ). La densité d'énergie sombre mesurée est Ω _Λ ≈ 0,690 ; la densité d'énergie de la matière ordinaire (baryonique) observée est Ω _b ≈ 0,0482 et la densité d'énergie du rayonnement est négligeable. Cela laisse un Ω _dm ≈ 0,258 manquant qui se comporte néanmoins comme de la matière (voir la section de définition technique ci-dessus) - de la matière noire.

Levés du ciel et oscillations acoustiques baryoniques

Les oscillations acoustiques baryoniques (BAO) sont des fluctuations de la densité de la matière baryonique visible (matière normale) de l'univers à grande échelle. Ceux-ci devraient apparaître dans le modèle Lambda-CDM en raison d'oscillations acoustiques dans le fluide photon-baryon de l'univers primitif, et peuvent être observés dans le spectre de puissance angulaire du fond diffus cosmologique. Les BAO ont mis en place une échelle de longueur préférée pour les baryons. Comme la matière noire et les baryons se sont regroupés après la recombinaison, l'effet est beaucoup plus faible dans la distribution des galaxies dans l'univers proche, mais est détectable comme une préférence subtile (≈1%) pour les paires de galaxies séparées de 147 Mpc, par rapport à ceux séparés par 130-160 Mpc. Cette caractéristique a été prédite théoriquement dans les années 1990 puis découverte en 2005, dans deux grands relevés de décalage vers le rouge des galaxies, le Sloan Digital Sky Survey et le 2dF Galaxy Redshift Survey . La combinaison des observations CMB avec les mesures BAO des relevés de décalage vers le rouge des galaxies fournit une estimation précise de la constante de Hubble et de la densité moyenne de matière dans l'Univers. Les résultats supportent le modèle Lambda-CDM.

Distorsions de décalage vers le rouge

Les grands relevés de décalage vers le rouge des galaxies peuvent être utilisés pour dresser une carte tridimensionnelle de la distribution des galaxies. Ces cartes sont légèrement déformées car les distances sont estimées à partir des redshifts observés ; le décalage vers le rouge contient une contribution de la vitesse dite particulière de la galaxie en plus du terme d'expansion dominant de Hubble. En moyenne, les superamas s'étendent plus lentement que la moyenne cosmique en raison de leur gravité, tandis que les vides s'étendent plus rapidement que la moyenne. Dans une carte de décalage vers le rouge, les galaxies devant un superamas ont des vitesses radiales excessives vers lui et ont des décalages vers le rouge légèrement supérieurs à ce que leur distance impliquerait, tandis que les galaxies derrière le superamas ont des décalages vers le rouge légèrement faibles pour leur distance. Cet effet fait apparaître les superamas écrasés dans la direction radiale, et de même les vides sont étirés. Leurs positions angulaires ne sont pas affectées. Cet effet n'est détectable pour aucune structure puisque la forme réelle n'est pas connue, mais peut être mesurée en faisant la moyenne sur de nombreuses structures. Il a été prédit quantitativement par Nick Kaiser en 1987, et mesuré pour la première fois de manière décisive en 2001 par le 2dF Galaxy Redshift Survey . Les résultats sont en accord avec le modèle Lambda-CDM .

Forêt Lyman-alpha

En spectroscopie astronomique , la forêt Lyman-alpha est la somme des raies d'absorption résultant de la transition Lyman-alpha de l' hydrogène neutre dans les spectres des galaxies lointaines et des quasars . Les observations de la forêt Lyman-alpha peuvent également contraindre les modèles cosmologiques. Ces contraintes sont en accord avec celles obtenues à partir des données WMAP.

Classements théoriques

Composition

Il existe diverses hypothèses sur ce que pourrait être la matière noire, comme indiqué dans le tableau ci-dessous.

La matière noire peut faire référence à toute substance qui interagit principalement via la gravité avec la matière visible (par exemple, les étoiles et les planètes). Par conséquent, en principe, il n'a pas besoin d'être composé d'un nouveau type de particule fondamentale mais pourrait, au moins en partie, être composé de matière baryonique standard, telle que des protons ou des neutrons. Cependant, pour les raisons décrites ci-dessous, la plupart des scientifiques pensent que la matière noire est dominée par un composant non baryonique, qui est probablement composé d'une particule fondamentale actuellement inconnue (ou d'un état exotique similaire).

Lire les médias

Les observations Fermi-LAT des galaxies naines fournissent de nouvelles informations sur la matière noire.

Matière baryonique

Les baryons ( protons et neutrons ) constituent les étoiles et les planètes ordinaires. Cependant, la matière baryonique englobe également des trous noirs non primordiaux moins courants , des étoiles à neutrons , de vieilles naines blanches et des naines brunes , collectivement connues sous le nom d' objets de halo compacts massifs (MACHO), qui peuvent être difficiles à détecter.

Cependant, plusieurs éléments de preuve suggèrent que la majorité de la matière noire n'est pas constituée de baryons :

• Une quantité suffisante de gaz ou de poussière baryonique diffus serait visible lorsqu'elle était rétroéclairée par des étoiles.
• La théorie de la nucléosynthèse du Big Bang prédit l' abondance observée des éléments chimiques . S'il y a plus de baryons, alors il devrait aussi y avoir plus d'hélium, de lithium et d'éléments plus lourds synthétisés pendant le Big Bang. L'accord avec les abondances observées nécessite que la matière baryonique représente entre 4 et 5 % de la densité critique de l'univers . En revanche, la structure à grande échelle et d'autres observations indiquent que la densité totale de matière est d'environ 30 % de la densité critique.
• Les recherches astronomiques de microlentilles gravitationnelles dans la Voie lactée ont trouvé au plus une petite fraction de la matière noire pouvant se trouver dans des objets sombres, compacts et conventionnels (MACHO, etc.); la plage exclue des masses d'objets va de la moitié de la masse de la Terre jusqu'à 30 masses solaires, ce qui couvre presque tous les candidats plausibles.
• Analyse détaillée des petites irrégularités (anisotropies) dans le fond diffus cosmologique . Les observations de WMAP et Planck indiquent qu'environ cinq sixièmes de la matière totale sont sous une forme qui n'interagit de manière significative avec la matière ordinaire ou les photons que par des effets gravitationnels.

Matière non baryonique

Les candidats à la matière noire non baryonique sont des particules hypothétiques telles que les axions , les neutrinos stériles , les particules massives à interaction faible (WIMP), les particules massives à interaction gravitationnelle (GIMP), les particules supersymétriques , les géoons ou les trous noirs primordiaux . Les trois types de neutrinos déjà observés sont en effet abondants, sombres et de matière, mais comme leurs masses individuelles - aussi incertaines soient-elles - sont presque certainement trop petites, ils ne peuvent fournir qu'une petite fraction de matière noire, en raison des limites dérivées de structure à grande échelle et galaxies à grand décalage vers le rouge.

Contrairement à la matière baryonique, la matière non baryonique n'a pas contribué à la formation des éléments dans l'univers primitif ( nucléosynthèse du Big Bang ) et donc sa présence n'est révélée que par ses effets gravitationnels, ou lentilles faibles . De plus, si les particules qui le composent sont supersymétriques, elles peuvent subir des interactions d' annihilation avec elles-mêmes, entraînant éventuellement des sous-produits observables tels que les rayons gamma et les neutrinos (détection indirecte).

Agrégation de matière noire et objets de matière noire dense

Si la matière noire est composée de particules interagissant faiblement, alors une question évidente est de savoir si elle peut former des objets équivalents à des planètes , des étoiles ou des trous noirs . Historiquement, la réponse a été que non, en raison de deux facteurs :

Il manque un moyen efficace pour perdre de l'énergie

La matière ordinaire forme des objets denses car elle a de nombreuses façons de perdre de l'énergie. Perdre de l'énergie serait essentiel pour la formation de l'objet, car une particule qui gagne de l'énergie lors du compactage ou qui tombe « vers l'intérieur » sous l'effet de la gravité, et ne peut la perdre autrement, se réchauffera et augmentera sa vitesse et sa quantité de mouvement . La matière noire semble manquer de moyens pour perdre de l'énergie, simplement parce qu'elle n'est pas capable d'interagir fortement autrement que par la gravité. Le théorème du viriel suggère qu'une telle particule ne resterait pas liée à l'objet qui se formait progressivement - lorsque l'objet commençait à se former et à se compacter, les particules de matière noire qu'il contenait accéléreraient et auraient tendance à s'échapper.

Il manque une gamme d'interactions nécessaires pour former des structures

La matière ordinaire interagit de différentes manières, ce qui permet à la matière de former des structures plus complexes. Par exemple, les étoiles se forment par gravité, mais les particules qu'elles contiennent interagissent et peuvent émettre de l'énergie sous forme de neutrinos et de rayonnement électromagnétique par fusion lorsqu'elles deviennent suffisamment énergétiques. Les protons et les neutrons peuvent se lier via l' interaction forte et ensuite former des atomes avec des électrons en grande partie par interaction électromagnétique . Il n'y a aucune preuve que la matière noire soit capable d'une telle variété d'interactions, car elle semble n'interagir que par gravité (et peut-être par des moyens pas plus forts que l' interaction faible , bien que jusqu'à ce que la matière noire soit mieux comprise, ce n'est que spéculation ).

En 2015-2017, l'idée que la matière noire dense était composée de trous noirs primordiaux a fait son retour suite aux résultats de mesures d' ondes gravitationnelles qui ont détecté la fusion de trous noirs de masse intermédiaire. Les trous noirs avec environ 30 masses solaires ne devraient pas se former par effondrement stellaire (généralement moins de 15 masses solaires) ou par la fusion de trous noirs dans les centres galactiques (millions ou milliards de masses solaires). Il a été proposé que les trous noirs de masse intermédiaire provoquant la fusion détectée se soient formés dans la phase précoce dense et chaude de l'univers en raison de l'effondrement de régions plus denses. Une étude ultérieure d'environ un millier de supernovae n'a détecté aucun événement de lentille gravitationnelle, alors qu'environ huit seraient attendus si les trous noirs primordiaux de masse intermédiaire au-dessus d'une certaine plage de masse représentaient la majorité de la matière noire.

La possibilité que les trous noirs primordiaux de la taille d'un atome représentent une fraction importante de la matière noire a été exclue par les mesures des flux de positons et d'électrons en dehors de l'héliosphère du Soleil par le vaisseau spatial Voyager 1. De minuscules trous noirs sont théorisés pour émettre un rayonnement de Hawking . Cependant, les flux détectés étaient trop faibles et n'avaient pas le spectre d'énergie attendu, suggérant que les minuscules trous noirs primordiaux ne sont pas assez répandus pour expliquer la matière noire. Néanmoins, les recherches et les théories proposant des comptes de matière noire dense pour la matière noire se poursuivent à partir de 2018, y compris les approches du refroidissement de la matière noire, et la question reste en suspens. En 2019, l'absence d'effets de microlentille dans l'observation d'Andromède suggère que les petits trous noirs n'existent pas.

Cependant, il existe toujours une gamme de masses largement non contrainte plus petite que celle qui peut être limitée par des observations optiques en microlentille, où les trous noirs primordiaux peuvent représenter toute la matière noire.

Durée de diffusion gratuite

La matière noire peut être divisée en catégories froide , chaude et chaude . Ces catégories font référence à la vitesse plutôt qu'à une température réelle, indiquant jusqu'où les objets correspondants se sont déplacés en raison de mouvements aléatoires dans l'univers primitif, avant qu'ils ne ralentissent en raison de l'expansion cosmique - il s'agit d'une distance importante appelée longueur de flux libre (FSL). Les fluctuations de densité primordiales inférieures à cette longueur sont effacées lorsque les particules se propagent des régions trop denses aux régions sous-denses, tandis que les fluctuations plus importantes ne sont pas affectées; par conséquent, cette longueur définit une échelle minimale pour la formation ultérieure de la structure.

Les catégories sont définies par rapport à la taille d'une protogalaxie (un objet qui évolue plus tard en une galaxie naine ) : les particules de matière noire sont classées comme froides, chaudes ou chaudes selon leur FSL ; beaucoup plus petit (froid), semblable à (chaud) ou beaucoup plus grand (chaud) qu'une protogalaxie. Des mélanges de ce qui précède sont également possibles : une théorie de la matière noire mixte était populaire au milieu des années 1990, mais a été rejetée à la suite de la découverte de l'énergie noire .

La matière noire froide conduit à une formation ascendante de la structure avec des galaxies formant d'abord et des amas de galaxies à un stade ultérieur, tandis que la matière noire chaude entraînerait un scénario de formation descendante avec de grands agrégats de matière se formant tôt, se fragmentant plus tard en galaxies séparées ; ce dernier est exclu par les observations de galaxies à fort décalage vers le rouge.

Effets du spectre de fluctuation

Ces catégories correspondent également aux effets de spectre de fluctuation et à l'intervalle suivant le Big Bang auquel chaque type est devenu non relativiste. Davis et al. écrit en 1985 :

Les particules candidates peuvent être regroupées en trois catégories sur la base de leur effet sur le spectre de fluctuation (Bond et al. 1983). Si la matière noire est composée d'abondantes particules lumineuses qui restent relativistes jusqu'à peu de temps avant la recombinaison, alors elle peut être qualifiée de "chaude". Le meilleur candidat pour la matière noire chaude est un neutrino... Une deuxième possibilité est que les particules de matière noire interagissent plus faiblement que les neutrinos, soient moins abondantes, et aient une masse d'ordre 1 keV. De telles particules sont appelées "matière noire chaude", car elles ont des vitesses thermiques inférieures à celles des neutrinos massifs... il existe actuellement peu de particules candidates qui correspondent à cette description. Des gravitinos et des photinos ont été suggérés (Pagels et Primack 1982; Bond, Szalay et Turner 1982) ... Toutes les particules qui sont devenues non relativistes très tôt, et étaient ainsi capables de diffuser à une distance négligeable, sont appelées matière noire "froide" (CDM) . Il existe de nombreux candidats pour le CDM, y compris les particules supersymétriques.

—  M. Davis, G. Efstathiou, CS Frenk et SDM White, L'évolution de la structure à grande échelle dans un univers dominé par la matière noire froide

Définitions alternatives

Une autre ligne de démarcation approximative est que la matière noire chaude est devenue non relativiste lorsque l'univers avait environ 1 an et 1 millionième de sa taille actuelle et à l' ère dominée par les rayonnements (photons et neutrinos), avec une température de photon de 2,7 millions de Kelvins. La cosmologie physique standard donne la taille de l' horizon des particules à 2  c t (vitesse de la lumière multipliée par le temps) dans l'ère dominée par le rayonnement, donc 2 années-lumière. Une région de cette taille s'étendrait à 2 millions d'années-lumière aujourd'hui (en l'absence de formation de structure). Le FSL réel est environ 5 fois la longueur ci-dessus, car il continue de croître lentement à mesure que les vitesses des particules diminuent inversement avec le facteur d'échelle après qu'elles deviennent non relativistes. Dans cet exemple, le FSL correspondrait à 10 millions d'années-lumière, soit 3 méga parsecs , aujourd'hui, autour de la taille contenant une grande galaxie moyenne.

La température de photon de 2,7 millions de  K donne une énergie photonique typique de 250 électronvolts, définissant ainsi une échelle de masse typique pour la matière noire chaude : des particules beaucoup plus massives que cela, telles que les WIMPs de masse GeV-TeV , deviendraient non relativistes beaucoup plus tôt qu'un un an après le Big Bang et ont donc des FSL beaucoup plus petits qu'une protogalaxie, ce qui les rend froids. A l'inverse, des particules beaucoup plus légères, comme les neutrinos avec des masses de quelques eV seulement, ont des FSL beaucoup plus grandes qu'une protogalaxie, les qualifiant ainsi de chaudes.

Matière noire froide

La matière noire froide offre l'explication la plus simple pour la plupart des observations cosmologiques. C'est de la matière noire composée de constituants avec un FSL beaucoup plus petit qu'une protogalaxie. C'est l'objectif de la recherche sur la matière noire, car la matière noire chaude ne semble pas capable de soutenir la formation de galaxies ou d'amas de galaxies, et la plupart des particules candidates ont ralenti tôt.

Les constituants de la matière noire froide sont inconnus. Les possibilités vont des gros objets comme les MACHO (comme les trous noirs et les étoiles Preon ) ou les RAMBO (comme les amas de naines brunes), à de nouvelles particules comme les WIMPs et les axions .

Les études sur la nucléosynthèse du Big Bang et les lentilles gravitationnelles ont convaincu la plupart des cosmologues que les MACHO ne peuvent pas constituer plus qu'une petite fraction de la matière noire. Selon A. Peter : "... les seuls candidats vraiment plausibles à la matière noire sont les nouvelles particules."

L' expérience DAMA/NaI de 1997 et son successeur DAMA/LIBRA en 2013, ont prétendu détecter directement les particules de matière noire traversant la Terre, mais de nombreux chercheurs restent sceptiques, car les résultats négatifs d'expériences similaires semblent incompatibles avec les résultats de DAMA.

De nombreux modèles supersymétriques offrent des candidats à la matière noire sous la forme de la particule supersymétrique la plus légère de WIMPy (LSP). Séparément, les neutrinos lourds stériles existent dans des extensions non supersymétriques du modèle standard qui expliquent la petite masse des neutrinos à travers le mécanisme de bascule .

Matière noire chaude

La matière noire chaude comprend des particules avec un FSL comparable à la taille d'une protogalaxie. Les prédictions basées sur la matière noire chaude sont similaires à celles de la matière noire froide à grande échelle, mais avec moins de perturbations de densité à petite échelle. Cela réduit l'abondance prédite des galaxies naines et peut conduire à une densité plus faible de matière noire dans les parties centrales des grandes galaxies. Certains chercheurs considèrent que cela correspond mieux aux observations. Un défi pour ce modèle est le manque de candidats particules avec la masse requise ≈ 300 eV à 3000 eV.

Aucune particule connue ne peut être classée comme matière noire chaude. Un candidat postulé est le neutrino stérile : une forme plus lourde et plus lente de neutrino qui n'interagit pas par la force faible , contrairement aux autres neutrinos. Certaines théories de la gravité modifiées, telles que la gravité scalaire-tenseur-vecteur , nécessitent de la matière noire "chaude" pour faire fonctionner leurs équations.

Matière noire chaude

La matière noire chaude est constituée de particules dont la FSL est beaucoup plus grande que la taille d'une protogalaxie. Le neutrino est qualifié de telle particule. Ils ont été découverts indépendamment, bien avant la chasse à la matière noire : ils ont été postulés en 1930, et détectés en 1956 . La masse des neutrinos est inférieure à 10 ^-6 celle d'un électron . Les neutrinos interagissent avec la matière normale uniquement via la gravité et la force faible , ce qui les rend difficiles à détecter (la force faible ne fonctionne que sur une petite distance, ainsi un neutrino ne déclenche un événement de force faible que s'il frappe un noyau de front). Cela en fait des « particules minces à interaction faible » ( WISP ), par opposition aux WIMP.

Les trois saveurs connues de neutrinos sont l' électron , le muon et le tau . Leurs masses sont légèrement différentes. Les neutrinos oscillent entre les saveurs au fur et à mesure qu'ils bougent. Il est difficile de déterminer une limite supérieure exacte sur la masse moyenne collective des trois neutrinos (ou pour l'un des trois individuellement). Par exemple, si la masse moyenne des neutrinos était supérieure à 50  eV /c ² (moins de 10 ^-5 de la masse d'un électron), l'univers s'effondrerait. Les données du CMB et d'autres méthodes indiquent que leur masse moyenne ne dépasse probablement pas 0,3 eV/c ² . Ainsi, les neutrinos observés ne peuvent pas expliquer la matière noire.

Parce que les fluctuations de densité de la taille des galaxies sont effacées par le flux libre, la matière noire chaude implique que les premiers objets qui peuvent se former sont d'énormes crêpes de la taille d' un superamas , qui se fragmentent ensuite en galaxies. Les observations en champ profond montrent plutôt que les galaxies se sont formées en premier, suivies des amas et des superamas au fur et à mesure que les galaxies s'agglutinent.

Détection de particules de matière noire

Si la matière noire est composée de particules subatomiques, alors des millions, voire des milliards, de telles particules doivent traverser chaque centimètre carré de la Terre chaque seconde. De nombreuses expériences visent à tester cette hypothèse. Bien que les WIMPs soient des candidats de recherche populaires, l' Axion Dark Matter Experiment (ADMX) recherche les axions . Un autre candidat est constitué de particules de secteurs cachés lourds qui n'interagissent avec la matière ordinaire que par gravité.

Ces expériences peuvent être divisées en deux classes : les expériences de détection directe, qui recherchent la diffusion de particules de matière noire hors des noyaux atomiques à l'intérieur d'un détecteur ; et la détection indirecte, qui recherche les produits d'annihilation ou de désintégration des particules de matière noire.

Détection directe

Les expériences de détection directe visent à observer des reculs de faible énergie (typiquement quelques keV ) de noyaux induits par des interactions avec des particules de matière noire, qui (en théorie) traversent la Terre. Après un tel recul, le noyau émettra de l'énergie sous forme de lumière de scintillation ou de phonons , lorsqu'ils traverseront un appareil de détection sensible. Pour ce faire efficacement, il est crucial de maintenir un faible bruit de fond, et de telles expériences fonctionnent donc profondément sous terre pour réduire les interférences des rayons cosmiques . Des exemples de laboratoires souterrains avec des expériences de détection directe comprennent la mine Stawell , la mine Soudan , le laboratoire souterrain SNOLAB à Sudbury , le laboratoire national du Gran Sasso , le laboratoire souterrain de Canfranc , le laboratoire souterrain de Boulby , le Deep Underground Science and Engineering Laboratory et le China Laboratoire souterrain de Jinping .

Ces expériences utilisent principalement des technologies de détection de liquides cryogéniques ou nobles. Les détecteurs cryogéniques fonctionnant à des températures inférieures à 100 mK, détectent la chaleur produite lorsqu'une particule frappe un atome dans un cristal absorbant tel que le germanium . Les détecteurs de liquide noble détectent la scintillation produite par une collision de particules dans le xénon ou l' argon liquide . Les expériences de détecteurs cryogéniques incluent : CDMS , CRESST , EDELWEISS , EURECA . Les expériences sur les liquides nobles incluent ZEPLIN, XENON , DEAP , ArDM , WARP , DarkSide , PandaX et LUX, l' expérience Large Underground Xenon . Ces deux techniques se concentrent fortement sur leur capacité à distinguer les particules de fond (qui diffusent principalement les électrons) des particules de matière noire (qui diffusent les noyaux). D'autres expériences incluent SIMPLE et PICASSO .

Actuellement, il n'y a pas eu d'affirmation bien établie de détection de matière noire à partir d'une expérience de détection directe, conduisant plutôt à de fortes limites supérieures sur la masse et la section efficace d'interaction avec les nucléons de ces particules de matière noire. Les collaborations expérimentales DAMA/NaI et plus récentes DAMA/LIBRA ont détecté une modulation annuelle du taux d'événements dans leurs détecteurs, qui, selon eux, est due à la matière noire. Cela résulte de l'attente que lorsque la Terre orbite autour du Soleil, la vitesse du détecteur par rapport au halo de matière noire variera légèrement. Cette affirmation est jusqu'à présent non confirmée et en contradiction avec les résultats négatifs d'autres expériences telles que LUX, SuperCDMS et XENON100.

Un cas particulier d'expériences de détection directe couvre celles avec une sensibilité directionnelle. Il s'agit d'une stratégie de recherche basée sur le mouvement du système solaire autour du centre galactique . Une chambre de projection temporelle à basse pression permet d'accéder à des informations sur les pistes de recul et de contraindre la cinématique WIMP-noyau. Les WIMPs provenant de la direction dans laquelle le Soleil se déplace (approximativement vers le Cygne ) peuvent alors être séparés du fond, qui devrait être isotrope. Les expériences directionnelles sur la matière noire incluent DMTPC , DRIFT , Newage et MIMAC.

Détection indirecte

Collage de six collisions d'amas avec des cartes de matière noire. Les amas ont été observés dans une étude sur le comportement de la matière noire dans les amas de galaxies lorsque les amas entrent en collision.

Lire les médias

Vidéo sur la détection potentielle des rayons gamma de l' annihilation de la matière noire autour des trous noirs supermassifs . (Durée 0:03:13, voir aussi la description du fichier.)

Les expériences de détection indirecte recherchent les produits de l'auto-annihilation ou de la désintégration des particules de matière noire dans l'espace. Par exemple, dans les régions à haute densité de matière noire (par exemple, le centre de notre galaxie ), deux particules de matière noire pourraient s'annihiler pour produire des rayons gamma ou des paires particule-antiparticule du modèle standard. Alternativement, si une particule de matière noire est instable, elle pourrait se désintégrer en particules de modèle standard (ou autres). Ces processus pourraient être détectés indirectement grâce à un excès de rayons gamma, d' antiprotons ou de positons émanant des régions de haute densité de notre galaxie ou d'autres. Une difficulté majeure inhérente à de telles recherches est que diverses sources astrophysiques peuvent imiter le signal attendu de la matière noire, et donc plusieurs signaux sont probablement nécessaires pour une découverte concluante.

Quelques-unes des particules de matière noire traversant le Soleil ou la Terre peuvent disperser des atomes et perdre de l'énergie. Ainsi, la matière noire peut s'accumuler au centre de ces corps, augmentant les risques de collision/annihilation. Cela pourrait produire un signal distinctif sous la forme de neutrinos de haute énergie . Un tel signal serait une forte preuve indirecte de la matière noire WIMP. Les télescopes à neutrinos à haute énergie tels que AMANDA , IceCube et ANTARES recherchent ce signal. La détection par LIGO en septembre 2015 d'ondes gravitationnelles ouvre la possibilité d'observer la matière noire d'une nouvelle manière, notamment si elle se présente sous la forme de trous noirs primordiaux .

De nombreuses recherches expérimentales ont été entreprises pour rechercher une telle émission provenant de l'annihilation ou de la désintégration de la matière noire, dont des exemples suivent. Le télescope Energetic Gamma Ray Experiment a observé plus de rayons gamma en 2008 que prévu de la Voie lactée , mais les scientifiques ont conclu que cela était probablement dû à une estimation incorrecte de la sensibilité du télescope.

Le télescope spatial à rayons gamma Fermi recherche des rayons gamma similaires. En avril 2012, une analyse des données précédemment disponibles de son instrument Large Area Telescope a produit des preuves statistiques d'un signal de 130 GeV dans le rayonnement gamma provenant du centre de la Voie lactée. L'annihilation des WIMP était considérée comme l'explication la plus probable.

À des énergies plus élevées, les télescopes à rayons gamma au sol ont fixé des limites à l'annihilation de la matière noire dans les galaxies sphéroïdales naines et dans les amas de galaxies.

L' expérience PAMELA (lancée en 2006) a détecté des excès de positrons . Ils pourraient provenir de l'annihilation de la matière noire ou des pulsars . Aucun excès d' antiprotons n'a été observé.

En 2013, les résultats du spectromètre magnétique Alpha de la Station spatiale internationale ont indiqué un excès de rayons cosmiques de haute énergie qui pourraient être dus à l'annihilation de la matière noire.

Le collisionneur recherche de la matière noire

Une approche alternative à la détection des particules de matière noire dans la nature consiste à les produire en laboratoire. Des expériences avec le Grand collisionneur de hadrons (LHC) pourraient permettre de détecter les particules de matière noire produites lors des collisions des faisceaux de protons du LHC . Parce qu'une particule de matière noire devrait avoir des interactions négligeables avec la matière visible normale, elle peut être détectée indirectement comme (de grandes quantités) d'énergie et de quantité de mouvement manquantes qui s'échappent des détecteurs, à condition que d'autres produits de collision (non négligeables) soient détectés. Des contraintes sur la matière noire existent également à partir de l' expérience LEP utilisant un principe similaire, mais en sondant l'interaction des particules de matière noire avec les électrons plutôt qu'avec les quarks. Toute découverte issue des recherches de collisionneurs doit être corroborée par des découvertes dans les secteurs de détection indirecte ou directe pour prouver que la particule découverte est bien de la matière noire.

Hypothèses alternatives

Parce que la matière noire n'a pas encore été identifiée de manière concluante, de nombreuses autres hypothèses ont émergé visant à expliquer les phénomènes d'observation que la matière noire a été conçue pour expliquer. La méthode la plus courante consiste à modifier la relativité générale. La relativité générale est bien testée aux échelles du système solaire, mais sa validité aux échelles galactiques ou cosmologiques n'a pas été bien prouvée. Une modification appropriée de la relativité générale peut éventuellement éliminer le besoin de matière noire. Les théories les plus connues de cette classe sont MOND et sa gravité tenseur-vecteur-scalaire de généralisation relativiste (TeVeS), la gravité f(R) , la masse négative , le fluide noir et la gravité entropique . Les théories alternatives abondent.

Un problème avec les hypothèses alternatives est que les preuves d'observation de la matière noire proviennent de tant d'approches indépendantes (voir la section "preuves d'observation" ci-dessus). Expliquer n'importe quelle observation individuelle est possible, mais les expliquer toutes en l'absence de matière noire est très difficile. Néanmoins, il y a eu quelques succès dispersés pour des hypothèses alternatives, comme un test de lentille gravitationnelle en 2016 en gravité entropique et une mesure en 2020 d'un effet MOND unique.

L'opinion dominante parmi la plupart des astrophysiciens est que bien que des modifications de la relativité générale puissent expliquer une partie des preuves d'observation, il existe probablement suffisamment de données pour conclure qu'il doit y avoir une certaine forme de matière noire présente dans l'Univers.

Dans la culture populaire

La matière noire est mentionnée dans les œuvres de fiction. Dans de tels cas, on lui attribue généralement des propriétés physiques ou magiques extraordinaires. De telles descriptions sont souvent incompatibles avec les propriétés hypothétiques de la matière noire en physique et en cosmologie.

Voir également

Remarques

Les références

Lectures complémentaires

• Hossenfelder, Sabine ; McGaugh, Stacy S. (août 2018). "La matière noire est-elle réelle ?". Scientifique américain . Vol. 319 non. 2. p. 36-43.

Liens externes

• La matière noire à Curlie
• "Une histoire de la matière noire" . Ars Technica . février 2017.
• « Qu'est-ce que la matière noire ? . CosmosMagazine.com . Archivé de l'original le 20 novembre 2015.
• "Missing Dark Matter" dans une galaxie lointaine , article d'actualité Tech Explorer, extrait d'un article du Astrophysical Journal 2020 , DOI: 10.3847/1538-4357/abc340
• Kroupa, Pavel (18 août 2010). "La crise de la matière noire" . posté en général. scilogs.com .
• "Alliance Helmholtz pour la Physique des Astroparticules" . 26 janvier 2018.
• "La NASA trouve une preuve directe de la matière noire" (Communiqué de presse). Nasa. 21 août 2006.
• Tuttle, Kelen (22 août 2006). "La matière noire observée" . SLAC ( Centre d'accélération linéaire de Stanford ) aujourd'hui.
• "Les astronomes revendiquent la première découverte de 'galaxie noire'" . Nouveau scientifique . 23 février 2005.
• Sample, Ian (17 décembre 2009). "Matière noire détectée" . Gardien . Londres, Royaume-Uni . Récupéré le 1er mai 2010 .
• Tremaine, Scott. conférence sur la matière noire (Vidéo). IAS.
• "Les doutes des astronomes sur le côté obscur..." Science Daily .
• Gray, Meghan ; Merrifield, Mike ; Copeland, Ed (2010). Haran, Brady (éd.). "Matière noire" . Soixante symboles . Université de Nottingham .
• Carmeli, Oded (27 février 2017). "Le physicien qui nie que la matière noire existe" . Cosmos sur Nautilus .