Pour aller plus loin

1. Quelle quantité?

i. Topologie de l'univers:

D'un côté, il y a l'expansion de l'univers, de l'autre, l'attraction gravitationnelle qui agit contre cette expension. Et l'on se demande ce qui va finalement l'emporter. Pour savoir si l'univers est fermé (l'expansion va s'arrêter, il va y avoir rétraction puis le "Big Crunch") ou ouvert (expansion infinie) ou encore, s'il tend vers un état d'équilibre, il faut calculer la densité de l'univers et la comparer à la densité critique. On nomme Oméga = d/d_c. Si Oméga < 1, l'univers est ouvert, si Oméga > 1, il est fermé, et, solution qui tente beaucoup de cosmologistes, si Oméga = 1, ce sera l'équilibre. Connaître la topologie de l'univers est un problème qui intéresse beaucoup les cosmologues.

ii. La densité critique

Calcul⁽²⁶⁾ de la densité critique d_c correspondant au cas où l'énergie cinétique de l'univers compense exactement son énergie potentielle gravitationnelle. Considérons un volume sphérique de l'univers de rayon R (suffisamment grand). La vitesse d'un point de masse m à la surface est V = R*H₀. On a donc (avec G : constante de gravitation universelle):

; .

D'où le résultat : .

Soit, d_c 10^-29 g*cm^-3.

iii. Masse cachée globale

Nécessairement, la masse cachée globale, si elle existe, ne peut être sous forme baryonique à cause des contraintes de la nucléosynthèse ⁽²⁷⁾. Mais elle peut très bien ne pas exister : tout dépend si Oméga doit ou non être égal à 1.
La masse cachée globale est, quant à elle, par définition en dehors des amas de galaxies. En fait, on ne sait pas bien où elle se situe plus précisément (de manière continue / discontinue entre les ensembles visibles ? de manière similaire à la répartition des ensembles visibles, mais invisible⁽²⁸⁾? ...)

iv. Densité supposée de l'univers

Ne prendre en considération que la matière visible donne Oméga 0,02/0,01. Prendre en considération la masse dynamique dans les galaxies et les amas de galaxies (masse cachée dite locale) donne Oméga 0,2/0,1. On est donc loin de Oméga = 1. Le modèle de "l'inflation"⁽²⁹⁾ comme l'intuition de nombreux astrophysiciens pencherait pour Oméga = 1. Le modèle "inflationnaire" fut inventé pour résoudre certain nombre de difficultés conceptuelles graves de l'ancienne théorie du Big-Bang. Il met à profit la capacité des transitions physiques qui ont accompagné l'apparition (par séparation) de chacune des forces fondamentales de la physique, à accélérer le mouvement d'expension de l'Univers⁽³⁰⁾. On pense aussi qu'il y a une limite supérieure de la masse : 3*d_c. (Nous sommes en fait incapable actuellement de déterminer précisément Oméga.)

2. Matière noire non baryonique

i. Caractéristiques:

La matière noire non baryonique (ou matière exotique) se divise en deux composantes⁽³¹⁾ : une dite "chaude" qui serait constituée de particules légères qui étaient relativistes au moment du découplage photons-matière et dont la masse est inférieure à 1 keV, une autre, dont la masse est supérieure à 1 keV, appelée "matière froide", qui comprendrait essentiellement des particules lourdes interagissant faiblement avec la matière baryonique. La dynamique et la structure des grands amas de galaxies conduisent les cosmologistes à conclure que les particules non nucléaires contribuant à la majeur partie de la densité de l'univers ont une masse relativement élevée. Leur vitesse est donc non relativiste. C'est pourquoi on dit que la matière noire est froide.⁽³²⁾

ii. Les WIMPs:

On appelle "WIMP" pour "Weakly Interacting Massive Particles" ces objets de matière "froide". Les particules froides conduiraient beaucoup plus naturellement à la formation des galaxies⁽³³⁾. Les WIMPs doivent être des particules ne possédant que peu d'interaction avec la matière "ordinaire" car d'une part on ne les voit pas, et d'autre part, elles ne doivent pas intervenir dans les processus astrophysiques "ordinaires". Elles ne devrait donc pas être sensible aux interactions électromagnétiques et presque insensibles aux interactions nucléaires.

La plupart des WIMPs envisagés pourraient apparaître dans le cadre des théories de Super-symétrie. Cette théorie prévoit qu'au moins une particule super-symétrique d'une particule ordinaire soit stable et de masse convenable. Est-ce le gravitino (partenaire du graviton), le higgsino (partenaire des particules de Higgs), le photino (partenaire du photon) ? Le neutralino serait la particule super-symétrique la plus stable⁽³⁴⁾.

iii. Le neutrino

1. Origine:

Le neutrino⁽³⁵⁾ est une particule, encore assez mal connue, provenant de la désintégration Bêta du neutron : n -> e^- + p +anti-Nu_e. Tout le problème est de savoir si les neutrinos ont une masse, et dans ce cas, quelle masse. En fait, il n'est aujourd'hui possible que de connaître la limite supérieure de leur masse : 5 eV.

2. Atouts:

Premièrement, par rapport aux autres WIMPs hypothétiques, on a la certitude de l'existence du neutrino.

De plus, les neutrinos massifs auraient l'avantage de résoudre le problème de la masse cachée car, dépourvus de charge électrique, ils n'interagissent avec la matière que par l'interaction faible (donc très peu⁽³⁶⁾) et car ils sont présents en abondance dans l'univers d'après le modèle du Big Bang : abondance du même ordre que celle des photons du rayonnement diffus cosmologique. (Il y a dans l'univers environs un milliard de fois plus de neutrinos que de protons⁽³⁷⁾, il y a environ 100 neutrinos par cm^{3 (38)}).

3. Défauts:

Mais en fait, on s'attendait à observer beaucoup plus de neutrinos en provenance du soleil qu'en réalité (3 fois plus). (Ceci peut peut-être s'expliquer à l'aide des WIMPs⁽³⁹⁾). De plus, la présence de neutrino massifs compliquerait formidablement le modèle de formation des galaxies (mais pas celui de la formation des structures de grande taille). Et enfin, les études faites pour certaines galaxies montrent que si le neutrino constituait toute la masse cachée, il devrait avoir une masse se situant entre 80 et 90 eV, ce qui est trop important⁽⁴⁰⁾.

4. Conclusion:

En fait, le neutrino idéal serait massif et interagissant peu avec la matière en dehors de l'interaction gravitationnelle. Le neutrino reste un candidat possible pour la matière noire (même si il semble de moins en moins satisfaisant).

iv. Autres possibilités:

Un neutrino lourd de masse m : 100 eV < m < 1 GeV, des mini trous noirs, des agrégats de quarks... Peut-être aussi que les axions existent : hypothétiques particules dont certaines théories ont besoins⁽⁴¹⁾.

3. Matière noire baryonique

i. Caractéristiques:

Les calculs de formation et d'abondance des éléments légers (hydrogènes (3/4 de la matière baryonique⁽⁴²⁾), hélium (1/4 de la matière baryonique) et lithium) dans le cadre d'un modèle standard de cosmologie prévoient une densité de matière baryonique plus élevée que celle observée sous forme d'étoiles et de gaz⁽⁴³⁾. Une part importante des baryons pourrait donc être non lumineuse⁽⁴⁴⁾.

Les contraintes sont beaucoup plus sérieuses que dans le cas de la matière non baryonique car nous connaissons déjà les propriétés essentielles de cette matière composée de protons et de neutrons comme tout ce qui nous entoure. Que cela peut t'il bien être ?

ii. Candidats exclus:

1. Le gaz (?)

Cela ne peut pas être du gaz car le gaz froid se serait concentré en étoile ou serait détectable en radio et en optique⁽⁴⁵⁾, et le gaz chaud (plusieurs millions de degrés) émettrait du rayonnement X que nous détecterions. De plus, il faudrait des quantités formidables de gaz pour atteindre la masse voulue (on en détecte bien, mais pas suffisamment). Le gaz ne semble donc pas pouvoir constituer la masse cachée locale⁽⁴⁶⁾.

En fait, un gaz pourrait peut-être convenir : H₂.

2. Poussières, comètes, astéroïdes, planètes

Les poussières sont exclues car elles obscurciraient tellement le ciel que nous nous en serions aperçus. Elles absorbent déjà de manière non négligeable le rayonnement des objets astronomiques. Elles ne constituent donc qu'une partie restreinte de la matière noire⁽⁴⁷⁾.

De même, les cailloux, les planètes ont une masse négligeable devant celle des étoiles dans les systèmes stellaires identiques au système solaire, et ne peuvent pas être si concentrés. En effet, supposer que la majorité de la matière noire est sous cette forme, c'est supposer des grandes abondances d'éléments lourds. Or ceci est en contradiction avec le modèle de la nuclésynthèse primordiale où H et He constituent 98% de la masse baryonique de l'univers⁽⁴⁸⁾.

iii. Candidats possibles:

1. Les nuages interstellaires de dihydrogène:

Ne peut-il pas exister du gaz non détecté dans les galaxies spirales ? Normalement, on détecte l'hydrogène avec sa raie d'émission à 21 cm dans les régions HI. Pourquoi n'y aurait t'il pas des nuages moléculaires de H₂ enveloppant les galaxies ? La molécules H₂ est un bon candidat car à la température du milieu interstellaire (3 K), elle ne produit aucune radiation, étant à l'état fondamental. (Elle ne se révèle qu'au voisinage d'étoiles chaudes : elle n'est détectable que dans l'UV lointain par absorbtion produite des étoiles derrières lui. (C'est ainsi qu'on en découvrit en 1969 puis plus tard encore.)⁽⁴⁹⁾) De plus, au fil du temps, ce gaz fournit de la matière première à la formation des étoiles, contribuant ainsi à la lente formation des galaxies. D'autres arguments théoriques renforcent cette hypothèse qui n'a cependant reçu encore aucune confirmation observationnelle⁽⁵⁰⁾.

2. Les petites étoiles

Les étoiles de masse très faible (donc peu lumineuses) et réparties relativement loin du centre des galaxies (et pourquoi pas entre les galaxies des amas ?), difficilement détectables car moins lumineuses que les autres étoiles, pourraient apporter une solution au problème.

3. Les naines brunes (et rouges) ou MACHOs

MACHO signifie Massive Compact Halo Objects. Les naines brunes, de masse comprise entre 10^-7 M (sinon elles s'évaporeraient) et 0,1 M (sinon, les réactions thermonucléaires (fusion de l'hydrogène) se seraient amorcées pour donner naissance à de véritables étoiles⁽⁵¹⁾), sont des étoiles trop petites pour pouvoir briller : la force gravitationnelle en leur centre n'est pas suffisante pour engendrer les réactions nucléaires permettant d'émettre du rayonnement.

Il est difficile d'estimer la quantité de ces naines brunes dans l'univers, mais à partir des observations de naines brunes (par micro-loupe gravitationnelle), les astrophysiciens auraient conclu qu'elles ne pourrait représenter que 6% de la masse manquante de la Voie Lactée. À suivre...

4. Les naines blanches

Les naines blanches sont formées à partir des étoiles de la taille du soleil (masse < 1,44 M) après le stade de la géante rouge. Ces étoiles, après avoir épuisé tout leur combustible nucléaire, se collapsent jusqu'à un rayon d'une dizaine de milliers de kilomètre et une densité de 108 kg/m³, ce qui les rend difficilement observables. Ces naines blanches pourraient constituer jusqu'à 10% de la matière noire⁽⁵²⁾.

5. Étoiles à neutrons et trous noirs

Les étoiles à neutrons (1,4 M < m < 2,2 M) et les trous noirs (m > 2,2 M) ne représentent qu'une faible partie de la masse cachée car les étoiles d'où ils proviennent sont peu nombreuses dans les galaxies⁽⁵³⁾.

Une autre possibilité serait celle de trous noirs super-massifs⁽⁵⁴⁾ (dont l'existence demeure assez controversée).

4. Pas de matière noire ?

i. Erreurs de mesures ?

Aujourd'hui, il est impossible, même en prenant compte les marges d'erreurs, que 90% de la matière nous apparaisse encore invisible vu le nombre de mesures effectuées.

ii. Remise en cause des lois fondamentales de la dynamique:

La modification de lois de Newton : Approche⁽⁵⁵⁾ non conventionnelle du problème de la masse cachée : création d'une théorie (par exemple la théorie "MOND") pour résoudre le problème de la masse cachée à travers une remise en cause des lois fondamentales de la dynamique. Très bons résultats pour résoudre le problème mais deux défauts majeurs : théorie non vérifiable expérimentalement et incompatible avec la relativité générale. Théorie qui semble abandonnée aujourd'hui.

iii. Autres théories:

Il existe en fait plein de théories différentes qui expliqueraient plus ou moins le problème, mais n'ont pas encore été vérifiées ou ne sont tout simplement pas vérifiables. Parmi elles, il existe la théorie des Super-cordes⁽⁵⁶⁾ qui nous plonge dans un monde à N dimensions pourrait expliquer le problème de la masse manquante...

Conclusion : Connaissances sur la masse cachée        Définitions et constantes