La matière noire de l’Univers

1. La matière noirede l’Univers CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T1

2. Matière noire,qu’est-ce que ça veut dire ? • La matière que l’on ne voit pas, qui n’émet pas de lumière ! • … mais que l’on détecte quand même par ses effets gravitationnels. Matière sombre… Matière pas sombre… Seulement 1% ! CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T2

3. 1930 : première découverte Dès le début des années 1930, Fritz Zwicky avait noté que les galaxies étaient souvent rassemblées en amas. Dans le grand amas de Coma ci-contre, il mesura les vitesses des galaxies… Les vitesses qu’il mesura étaient énormes.  L’amas de galaxies aurait dû se disperser depuis longtemps, sauf si les étoiles ne représentent pas plus de quelques pour cent de la masse de l'amas. CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T3

4. Pourquoi a-t-il fallu attendre40 ans pour avancer ? • Caractère difficile de Zwicky… • Manque de mesures dans les années 1930 • Amas : hasard ou groupesde galaxies liées par la gravitation ? Et pourtant, Zwicky avait découvert les galaxies naines, prédit l'existence des quasars, des étoiles à neutrons, ou encore des supernovae. Et il avait raison… CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T4

5. Années 70 : rotation des galaxies Les galaxies spirales, comme notre Voie Lactée, sont en rotation. Surprise ! La vitesse de rotation ne diminue pas quand on s’éloigne du cœur, mais reste pratiquement constante.  La matière doit s’étendre bien au-delà de la partie visible de la galaxie. Vitesse de rotation CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T5

6. Matière cachée galactique • Elle pourrait s’étendre sur un rayon 5 fois supérieur au rayon observable de la galaxie. • Mais de quoi est-elle constituée : • - gaz ? • - étoiles sombres ? • - particules exotiques ? CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T6

7. Chemin de la lumière autour de la matière cachée Galaxies lointaines Galaxies telles que nous les voyons Détecter la matière par effet de lentille gravitationnelle… (1) Les masses courbent l’espace-temps… donc déforment les images de galaxies.  Cela permet de remonter aux masses, même cachées. CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T7

8. Détecter la matière par effet de lentille gravitationnelle… (2) Entre nous et la galaxie “Anneau de fumée”, il y a tellement de matière cachée que l’on voit de multiples images de cette galaxie… CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T8

9. (I) Masse cachée intergalactique Lentille gravitationnelle La galaxie au centre courbe les rayons lumineux d’une galaxie lointaine et focalise une partie d’entre eux (cône mauve) sur la Terre. Pour un observateur sur la Terre, la lumière semble provenir d’un anneau. En mesurant les déformations de l’image d’un grand nombre de galaxies, on peut déterminer avec précision la quantité de matière cachée entre nous et les galaxies observées. CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T9

10. (II) Étoiles sombres dans notre galaxie : microlentille gravitationnelle… • Une étoile a sur le ciel une image trop petite pour que l’on puisse mesurer sa déformation. • Mais si un objet massif passe sur le chemin entre nous et l’étoile, la luminosité de l’étoile va augmenter. CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T10

11. EROS (France) et MACHO (USA) • 10 ans de mesures • des millions d’étoiles observées dans les nuages de Magellan (SMC et LMC) • Résultat : les étoiles sombres ne représentent pas plus de 10 à 15% de la masse cachée de notre galaxie. • Mais où est donc le reste de cette matière cachée ? CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T11

12. Une très grande fraction de matière cachée dans les amas de galaxies… Observations et simulations des amas de galaxies ont depuis quelques années une précision beaucoup plus grande. Les simulations permettent de “jouer” avec un grand nombre d’amas de galaxies. Elles montrent qu’une très grande fraction de matière cachée ne peut être de la matière ordinaire. CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T12

13. Peserl’Univers… (1) Ces dernières années, la précision des simulations sur ordinateur de la structure de l’Univers s’est très fortement accrue. Deux zones d’observation des galaxies. Chaque point représente une galaxie. Des zones n’ont pas de points car elles ne sont pas observées. Simulation de l’histoire d’un Univers sur le super-ordinateur du groupe VIRGO. Chaque point représente une galaxie. De leur côté, les programmes d’observation de la structure de l’Univers ont eux aussi énormément gagné en précision. Nous CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T13

14. Peser l’Univers… (2) • Pour quelqu’un qui pourrait voir le rayonnement infrarouge et radio, le ciel nocturne n’est pas noir : il montre l’Univers lorsqu’il était âgé d’environ 380 000 ans, époque où il est devenu transparent. • L’aspect de cette image permet, en la comparant aux simulations sur ordinateur, de remonter à la densité de l’Univers. Vision du ciel en rayonnement radio réalisée par le satellite WMAP en mars 2003. CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T14

15. Température de l’Univers Rayons Gamma Micro-ondes Visible Rayons X Infrarouge Ultraviolet Longueur d’onde (m) Batiments Humains Epingle Protozoaires Molécules Atomes Noyaux atomiques • L’Univers est devenu transparent lorsque sa température est tombée en-dessous d’environ 3000 degrés, à l’âge de 380 000 ans. Avant cela, trop excités pour exister de façon stable, les atomes empêchaient la lumière de se propager. • Aujourd’hui, l’Univers a un rayon mille fois plus grand qu’à cette époque lointaine et sa température n’est plus celle d’une fournaise, mais seulement de 2,7 Kelvin. CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T15

16. Tout ce que vous avez toujours voulu savoir sur l’Univers… • L’image du rayonnement à 2,7 degrés réalisée par le satellite WMAP… • … comparée aux simulations par ordinateur, • conduit aux “mensurations” suivantes de l’Univers : • - Âge actuel: 13,7 milliards d’années (± 0,2 milliard) • - Âge où il est devenu transparent : 380 000 ans • - Densité/densité critique (effondrement) : 1,00 ±0,02 • - Fraction de matière ordinaire : 4% seulement ! CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T16

17. Pas de la matière ordinaire,mais alors quoi ? • Le neutrino ? Non, beaucoup trop léger. • De nouvelles particules, les WIMPs prédites par les théories ? (WIMP = particule massive interagissant faiblement) CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T17

18. Niveau du sol Détection des rayons cosmiques Protection .. Réfrigérateur Détecteurs Détecter les WIMPs (1) Détecter les WIMPs esttrès difficile, en raison de leur faible interaction avec la matière :moins d’un choc par mois et par kilogramme. Limites à la détection : - rayonnement cosmique, - radioactivité induite par les rayons cosmiques et radioactivité naturelle. m m Cuivre n n n L’expérience américaine CDMS a souffert du rayonnement cosmique. Elle utilise maintenant un site souterrain. CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T18

19. Détecter les WIMPs (2) Pour améliorer la sensibilité des expériences, il faut : - se cacher sous une montagne pour se protéger des rayons cosmiques (100 par seconde traversent notre corps), - se protéger de la radioactivité naturelle des roches, - purifier les matériaux des détecteurs. CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T19

20. EDELWEISSet CDMS L‘expérience française EDELWEISS est abritée sous plus de 1600 m de roche, dans les Alpes. Le laboratoire souterrain de Modane. Moins d‘un millionième des rayons cosmique parviennent à l‘atteindre. Son concurrent américainCDMS est abrité dans la mine de fer de Soudan (États-Unis). CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T20

21. Le détecteur d’EDELWEISS (1) Dans le détecteur d ’EDELWEISS, le choc d’un WIMP : • - élève un tout petit peu la température (1 millionième de degré !), • engendre unsignal électrique (quelques centaines d’électrons) trois fois plus petit que dans le cas de la radioactivité (pour une même énergie transmise au matériau du détecteur). Détecteur d’EDELWEISS CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T21

22. Le détecteur d’EDELWEISS (2) Dans le détecteur : des matériaux extrêmement purs, une température d’un centième de degré absolu. EDELWEISS commenceseulement à explorer ledomaine des WIMPs… Détecteur en germanium de l’expérience EDELWEISS. CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T22

23. Surprise : la gravité répulsive ! Les supernovae sont des explosions d’étoiles extrêmement violentes, visibles à plusieurs centaines de millions d’années-lumière  elles peuvent servir d’étalon de lumière. En les utilisant, on a découvert en 1998 que l’expansion de l’Univers s’accélère sous l’effet d’une gravitérépulsive dans laquelle les 2/3 de l’énergie de l’Univers semblent résider. Mais qu’est-ce que cette gravité répulsive ? La dernière explosion proche de supernova, dans le nuage de Magellan, a été observée en 1987 CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T23

24. Finalement, la matière cachée ? • Accroissement très important de la précision des mesures cosmologiques :le problème de la matière cachée est bien réel ! • La matière ordinaire ne représente qu’une faible part (4% !) de la densité de l’Univers. • Immense surprise de la gravité répulsive. • Peut-être y a-t-il un aspect essentiel de l’Univers que nous n’avons pas compris. • Énigme toujours pas résolue : à vos marques… CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T24

25. Conclusion La matière dont nous sommes formés est très loin d’être majoritaire… et la composition de l’Univers semble plus compliquée que nous ne le pensions. CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T25