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Les problèmes du modèle Standard

La magnifique galaxie "Sombrero", M104 dans la Vierge. Selon T.Bridges et al., le rapport M/L passe de 4Y près du centre à ~16Y à 7' d'arc ou ~20 kpc, un indice qu'elle contient un halo de matière sombre. Document NASA/ESA/STScI.

Les effets de la matière sombre (II)

Comme le fit Oort, Zwicky et Rubin, la première méthode pour déterminer la quantité de matière sombre présente dans l'Univers consiste à évaluer le rapport de la matière sombre sur la matière lumineuse, la fameuse relation Y=M/L.

Dans la banlieue du système solaire où L = Y dans le système solaire, Y=1.5 mais il atteint environ 60Y pour toute la Voie Lactée, la plus grande partie étant imputable à une composante sombre du halo.

A grande échelle, la présence de la matière sombre est plus importante encore. Dans un amas de galaxies tel celui de Coma, dans un rayon de 35' soit 1.3 Mpc (4.2 millions d'a.l.), il existe 8 x 104 M. Si la distribution des galaxies est isotrope et la densité des masses proportionnelle à la densité observée - donc sans que la matière sombre obéisse à des lois particulières - le rapport M/L est de 300Y , soit 300 fois supérieur à ce qu'il devrait être si les galaxies était uniquemennt constituées d'étoiles ! Dans les grands amas contenant des milliers de galaxies, ce rapport M/L très élevé se maintient jusqu'aux limites de l'amas, soit parfois jusqu'au-delà de 10 Mpc !

Les étoiles n'entrent donc que dans quelques pourcents de la masse totale de l'Univers et à peine 5% de sa densité critique. La forme et la masse des galaxies sont donc bel et bien influencées par une composante sombre. Cette mise en évidence de la matière sombre nous pousse à rechercher d'autres preuves de sa présence.

La vitesse d'une étoile à une distance donnée dans une galaxie permet de calculer la courbe de rotation de cette galaxie (cf. cet exercice). Ces mesures très délicates sont déterminées par l'effet Doppler sur les raies spectrales. Pour les galaxies présentant une très petite dimension angulaire et dont les étoiles individuelles sont indiscernables, les courbes de rotation sont basées sur la surface de brillance du disque sachant qu'elle est proportionnelle à la densité de surface qui est supposée ne pas contenir de matière sombre.

La plupart des galaxies présentent un rapport M/L variant entre ~5Y et ~300Y. Il est nettement plus élevé dans les amas que dans les galaxies du champ en raison de la présence d'énergie sombre, une autre composante cette fois totalement invisible. On y reviendra.

A gauche, l'aplatissement des courbes de rotation de l'hydrogène neutre dans les galaxies démontre sans équivoque l'existence d'une matière invisible à l'intérieur et autour d'elles, toutes morphologies confondues. A droite, tableau récapitulatif du rapport Masse/Luminosité de différents types de galaxies en fonction de la distance au centre. Ces observations appuyent l'idée qu'il existe une importante quantité de matière invisible, non seulement autour des galaxies mais aussi entre elles, une idée déjà évoquée par Fritz Zwicky en 1933. Document T.Lombry et La Recherche, 572 adapté par l'auteur.

Comme l'ont montré Fritz Zwicky, Vera Rubin et consorts, la courbe de rotation des galaxies calculée à partir du théorème du viriel (qui suit grosso-modo la loi en carré inverse de la distance) est au moins 3 à 4 plus faible que la valeur observée, la courbe globale étant relativement plate jusqu'aux limites extérieures des galaxies.

Mais au-delà de 30 kpc du noyau, la densité du gaz interstellaire est si faible qu'il est souvent impossible de mesurer sa vitesse. Les astrophysiciens en concluent que le champ gravitationnel du disque est 10 fois trop faible pour corroborer la rotation que nous observons. Il faut donc en conclure que les étoiles et les autres corps lumineux constituent moins de 10 % de la masse totale d'une galaxie. Les 90 % restants sont composés de matière sombre.

Puisque la vitesse de rotation des galaxies n'obéit pas aux lois de Kepler, grosso modo en carré inverse, toute la matière sombre doit être localisée dans un volume plus étendu que celui des étoiles. Elle doit se situer dans les régions extérieures des galaxies où la vitesse est plus ou moins constante sur les deux tiers de la distance au noyau. La densité de matière dans les bras d'une galaxie suit la loi empirique suivante :

avec,

ro, le rayon du noyau

ρo, la densité centrale

La distance maximale à laquelle on peut trouver de la matière sombre correspond au dernier point de mesure de la courbe des vitesses. Pour les galaxies jumelles ou ayant des satellites cette distance est supérieure à 100 kpc, soit une dimension linéaire pour la galaxie entière de 600000 années-lumière, six fois la Voie Lactée ! Cette distance sera corroborée par la méthode dynamique, par exemple par l'analyse des lentilles gravitationnelles.

Dans ces conditions deux conclusions s'imposent déjà :

1°. La masse totale et l'étendue réelle des galaxie nous échappent.

2°. Environ 67 % de la masse des galaxies est constituée de matière et d'énergie sombres.

Tout indique que la matière n'est pas seulement contenue dans les étoiles. Puisque la lumière visible nous cache l'aspect réel des galaxies, seule l'évaluation précise de leurs courbes de rotation constitue une donnée fiable.

La méthode dynamique basée sur la mesure des décalages spectraux permet également de déterminer la vitesse des galaxies le long de notre ligne de vue. Elle s'applique tant aux galaxies d'amas qu'aux étoiles, aux gaz et aux poussières qui se concentrent dans les galaxies.

Si l'on considère que l'Univers est en équilibre thermodynamique ou plutôt en équilibre statistique - c'est le théorème du viriel - et que la loi de conservation de l'énergie doit être vérifiée dans tout système lié gravitationnellement, toutes les mesures confirment que la masse totale à n'importe quelle distance du centre de ce système est supérieure à la contribution des étoiles, du gaz interstellaire et des poussières. Dans tous les cas de figure, la dispersion des vitesses des galaxies et des galaxies d'amas s'écarte largement de la moyenne, si l'on tient compte que chaque luminosité solaire équivaut à une masse solaire.

La première idée qui vient à l'esprit est de croire que ces systèmes ne sont pas liés gravitationnellement, puisque chaque galaxie évolue comme bon lui semble. Mais ce serait faire une grossière erreur car tant à l'échelle galactique qu'extragalactique les composants sont toujours liés. Il suffit de changer d'échelle pour se rendre compte qu'il ne s'agit pas d'un effet de perspective, mais d'une structure réellement hiérarchisée par la gravitation et le temps. Il faut alors se rendre à l'évidence et imaginer qu'il existe quelque chose d'invisible qui assure un lien gravitationnel suffisamment intense pour contrecarrer les mouvements internes propres des galaxies de ces amas. Il nous reste à découvrir si cette matière existait préalablement aux galaxies et permis leur formation ou si elle s'est formée en même temps qu'elles. Les théories qui suivent permettront d'avancer quelques hypothèses.

La courbe de rotation des galaxies suggère que la matière sombre est contenue dans de vastes halos qui entourent les étoiles visibles[5]. Nous en avons la confirmation par l'analyse des sources d'émissions X. Pour les physiciens, ce rayonnement est issu d'un "bremsstrahlung" thermique provoqué par un plasma à 108K. Si on étudie l'amas de Coma en "lumière" X, l'une des plus brillantes sources à cette fréquence, sa "luminosité" atteint 1044 ergs/s[6].

Courbes de rotation des galaxies sur base du gaz HI. A gauche, la courbe supérieure entourée d'étoiles est celle mesurée dans la Voie Lactée. On remarque qu'au-delà du bulbe, la vitesse de rotation est plus ou moins constante avec une courbe plate. Les autres courbes représentent l'effet de chaque composante telle qu'elle serait s'il n'y avait que le disque stellaire, le halo ou le bulbe. On constate que la courbe observée ne respecte pas la loi de Kepler qui voudrait que la vitesse de rotation diminue rapidement avec la distance au centre (selon l'inverse du carré de la distance) et trahit l'existence d'une composante obscure principalement dans le halo qui maintient la cohésion de la Galaxie. A droite, on observe le même profil dans les autres galaxies. Documents F.Combes/CNRS adapté par l'auteur.

Un calcul long et fastidieux permet d’estimer la concentration de toute cette masse gazeuse constituée de toutes les formes de matière, des baryons et des étoiles à moins de 33 % de la masse des galaxies. Environ 67 % de leur masse est donc cachée. Ce plasma X est l’une des composantes de la matière sombre. Mais où donc se cachent les 67 % restant ?

Des exceptions qui ne confirment pas la règle

Avant d'aller plus loin, précisons comme nous l'avons évoqué à propos des découvertes récentes, qu'en 2017 l'astronome Reinhard Genzel de l'Institut Max Planck de Physique Extraterrestre (MPI) et ses collègues ont découvert que six galaxies évoluant à une époque où l'Univers avait seulement 3.5 milliards d’années "manquaient" de matière noire dans des proportions importantes allant en moyenne (pour une vitesse de rotation de 250 km/s semblable à celle de la Voie Lactée) de -26 % par rapport à la Voie Lactée et -75 % par rapport à des galaxies formées tardivement (même si certaines galaxies compactes ou ayant un bulbe massif et formées récemment peuvent également présenter une vitesse de rotation décroissante en fonction de la distance au noyau). Bien que cette observation soit encore isolée et ne concerne qu'une poignée de galaxies, l'observation d'une centaine d'autres galaxies à basse résolution confirme que cet effet est commun à cette époque ancestrale. 

La découverte de ces disques galactiques dominés par la matière baryonique il y a 10 milliards d'années est un fait majeur qui incite encore plus les astronomes à sonder les régions les plus profondes de l'univers en quête d'indices ou de réponses. Mais aujourd'hui, il est trop tôt pour proposer une théorie étayée expliquant ce phénomène, même si les astronomes ont déjà quelques idées. La recherche continue.

En attendant, continuons nous aussi à chercher les indices qui nous permettraient de localiser et d'identifier cette matière noire et cette énergie sombre.

Le paramètre de densité 

A l'exception de l'énergie sombre qui semble peu sensible aux interactions gravitationnelle et électromagnétique, il semble impossible de trouver de la matière noire très loin des galaxies, dans des halos très étendus car normalement les forces de marée la disperserait dans tout l'amas dans lequel les galaxies baignent (cf. la dynamique des étoiles et des queues de marée dans le halo de la Voie Lactée). Or, nous avons des preuves que le halo contient une certaine quantité de matière sombre puisque la courbe de rotation de ces galaxies reste plate jusqu'à plus de 130000 a.l. (40 kpc) du noyau. Nous avons vu qu'il il existe également autour des amas de galaxies un halo de plasma très chaud détectable grâce à son rayonnement X.

Considérant que le modèle FRW est homogène et isotrope à grande échelle, si nous pouvons déterminer sa densité totale, nous pourrions en déduire les conséquences cosmologiques entrevues dans l'introduction.

L'étude des galaxies réalisée par G.Efstathiou, R.S.Ellis, P.Peebles et leurs collègues[7] a démontré que la densité moyenne lumineuse était égale à 1.3x108 L/Mpc3. A un facteur 2 près, l'amas de Coma aurait une densité moyenne de 300Y / 1200Y, soit 0.25. Si Coma représente une partie significative de l'Univers, celui-ci serait ouvert.

Un paramètre cosmologique important est le paramètre de densité Ω qui décrit le rapport entre la densité d'énergie de la matière (baryonique) et la densité critique et caractérise indirectement la courbure de l'Univers.

Concrètement, si Ω > 1 alors la courbure de l'Univers est positive, l'Univers est fermé. Si Ω < 1, la courbure de l'Univers est négative et l'Univers est ouvert. Selon la quantité de matière, cela peut avoir ou non un effet sur le taux d'expansion de l'Univers, d'où l'intérêt de pouvoir la mesurer avec précision, encore faut-il pouvoir la détecter quand il s'agit de matière noire et d'énergie sombre !

Précisons car on le lit trop souvent, que  Ω > 1 ne signifie pas obligatoirement que la quantité de matière est suffisante pour freiner l'expansion de l'Univers et le forcer à décélérer, c'est-à-dire à déclencher une phase de contraction. Autrement dit, courbure spatiale et quantité de matière sont deux notions différentes;  en théorie il peut exister des univers à courbure positive mais vide de matière.

Selon les données enregistrées par la mission Planck, la densité actuelle de l'Univers Ωo = 0.9995 ±0.0034 soit égale à 1 à 0.34 % près. Nombreux sont les cosmologistes qui considèrent que l'équation Ω = 1 est un principe "copernicien", c'est-à-dire qu'il n'y a aucune chance que l'Univers soit passé de Ω = 1 dans le passé à Ω = 0.25 aujourd'hui. Dans ce cas il faudrait trouver une autre idée pour expliquer la régularité de l'émission du corps noir, dont la température a été réglée avec la précision d'un thermostat, nous y reviendrons.

D'autres considérations plus techniques tentent de réfuter l'équation Ω = 1. Nous avons vu que la détermination précise de la constante de Hubble influence l'âge de l'Univers. Si les plus vieilles étoiles ont entre 13 et 15 milliards d'années, le modèle FRW implique que la constante de Hubble ne peut pas dépasser 45 ±9 km/s/Mpc, ce qui est très inférieur aux 67.8 km/s/Mpc calculés à partir des mesures du satellite Planck en 2015 et aux 72-73 km/s/Mpc obtenus par différents chercheurs en 2016 et 2017.

Les détracteurs de cette hypothèse estiment qu'un meilleur indice de la densité de l'Univers serait de calculer l'effet perturbateur des lentilles gravitationnelles. S'il y a en effet des fluctuations de densité perceptibles entre les galaxies et les étoiles, les observatoires orbitaux doivent pouvoir les mesurer. A l'heure qu'il est le satellite infrarouge IRAS n'a rien détecté jusqu'à 100 Mpc, ce qui signifie qu'une théorie FRW tenant compte de fluctuations linéaires est conforme aux observations. Cela signifie aussi que les objets restent soumis à des fluctuations de densité "locales", comprises entre 10 et 100 Mpc. Les cosmologistes en ont conclu que les galaxies "biaisées" devait obéir à la relation :

avec b, le facteur de biais

Théoriciens et praticiens ont découvert que λ oscillait entre 0.89 et 0.95 à 0.20 près, qui est consistant avec Ω = 1. Pour l'astronome canadien Scott Tremaine, le facteur de biais est proche de l'unité à grande échelle : "La distribution dans l'espace de phase des galaxies jusqu'à 100 Mpc supporte le paramètre de densité Ω = 1".

Prochain chapitre

Les lentilles gravitationnelles

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[5] S.M.Kent, Astronomical Journal, 93, 816, 1987.

[6] J.P.Hughes, Astrophysical Journal, 337, 21, 1989.

[7] R.Davies et G.Efstathiou, Astrophysical Journal, 266, 1983, p41 - W.Sargent et F.Hartwick, Astrophysical Journal, 221, 1978, p512.


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