Matière Noire

Environ 27% du contenu énergétique de l'univers consiste en une substance mystérieuse qui n'émet pas, n'absorbe pas et ne diffuse pas la lumière. Nous l'appelons matière noire. Son existence est déduite entièrement de ses effets gravitationnels, et elle est soutenue par des preuves allant des échelles de galaxies individuelles à l'ensemble de l'univers observable. Malgré des décennies de recherche, son identité particulaire reste inconnue, faisant de la matière noire l'un des problèmes ouverts les plus profonds de la physique.

Preuves de la matière noire

Courbes de rotation des galaxies

La preuve la plus intuitive vient de la rotation des galaxies spirales. Pour une étoile en orbite à un rayon $r$ du centre galactique, la mécanique newtonienne donne :

$$v(r) = \sqrt{\frac{GM(r)}{r}}$$

Si la majeure partie de la masse est concentrée dans la région centrale lumineuse, on s'attend à $v(r) \propto 1/\sqrt{r}$ à grands rayons (déclin képlérien). Au lieu de cela, Vera Rubin et Kent Ford découvrirent dans les années 1970 que les courbes de rotation restent plates jusqu'à de grands rayons : $v(r) \approx \text{const}$.

Cela implique $M(r) \propto r$, signifiant qu'il y a une grande quantité de masse invisible s'étendant bien au-delà du disque visible. Cette masse est distribuée dans un halo de matière noire à peu près sphérique entourant chaque galaxie.

Lentillage gravitationnel

La relativité générale prédit que la masse courbe la lumière. En mesurant la distorsion des images de galaxies d'arrière-plan, nous pouvons cartographier la distribution totale de masse dans les amas de galaxies. Ces cartes de lentillage faible montrent systématiquement bien plus de masse que ce qui est visible.

Le fond diffus cosmologique

Les hauteurs et positions des pics acoustiques dans le spectre de puissance du CMB sont sensibles à la densité baryonique $\Omega_b h^2$ et à la densité totale de matière $\Omega_m h^2$ indépendamment. Les données du CMB montrent que $\Omega_m \approx 0,31$ tandis que $\Omega_b \approx 0,05$ : la majeure partie de la matière est non baryonique.

Formation des structures

Sans matière noire, les minuscules perturbations de densité vues dans le CMB ($\delta\rho/\rho \sim 10^{-5}$) n'auraient pas pu croître en galaxies et amas aujourd'hui. La matière noire, qui n'interagit pas avec les photons, commence à s'effondrer bien plus tôt, créant les puits de potentiel gravitationnel dans lesquels les baryons tombent plus tard.

L'amas du Boulet (Bullet Cluster)

La preuve peut-être la plus directe vient de l'amas du Boulet (1E 0657-558), où deux amas de galaxies sont entrés en collision. Les observations en rayons X montrent que le gaz chaud a été ralenti par la collision, tandis que les cartes de lentillage faible montrent que la majeure partie de la masse l'a traversée, coïncidant avec les galaxies elles-mêmes. C'est exactement ce qu'on attend si la majeure partie de la masse est dans une composante de matière noire sans collision.

Propriétés de la matière noire

Candidats de matière noire

WIMPs (Particules Massives à Interaction Faible) : Particules de masses $\sim 10$-$1000$ GeV qui interagissent via la force faible. Remarquablement, l'abondance relique thermique d'une particule avec une section efficace à l'échelle faible donne naturellement la densité observée de matière noire (le « miracle des WIMPs »). Les neutralinos supersymétriques sont le candidat WIMP canonique.

Axions : Bosons ultra-légers ($m \sim 10^{-5}$ eV) proposés à l'origine pour résoudre le problème de CP fort en QCD. Malgré leur masse minuscule, ils sont produits de manière non thermique et se comportent comme de la matière noire froide.

Neutrinos stériles : Neutrinos droitiers avec des masses dans la gamme du keV. Ils se mélangent faiblement avec les neutrinos actifs et constitueraient de la matière noire « tiède ».

Trous noirs primordiaux : Trous noirs formés dans l'univers primitif avec des masses allant potentiellement de $10^{-15}$ à $10^{4}$ masses solaires.

Méthodes de détection

Détection directe : Si les particules de matière noire diffusent occasionnellement sur des noyaux ordinaires, nous pouvons détecter le recul nucléaire résultant dans des détecteurs ultra-sensibles souterrains. Des expériences comme LZ, XENONnT et PandaX utilisent des tonnes de xénon liquide. Aucune détection confirmée n'a été faite.

Détection indirecte : Si les particules de matière noire s'annihilent ou se désintègrent, les produits (rayons gamma, neutrinos, positrons, antiprotons) pourraient être détectables. Des télescopes comme Fermi-LAT, MAGIC et IceCube recherchent ces signaux.

Production en collisionneur : Si la matière noire interagit avec les particules du Modèle Standard, elle pourrait être produite au LHC. Les particules de matière noire échapperaient au détecteur, apparaissant comme de l'« énergie manquante ». Malgré des recherches extensives, aucune preuve n'a été trouvée.

Gravité modifiée : MOND

Une explication alternative, proposée par Mordehai Milgrom en 1983, modifie la dynamique newtonienne (MOND) plutôt que d'invoquer la matière noire. MOND postule qu'en dessous d'une accélération critique $a_0 \approx 1,2 \times 10^{-10}$ m/s$^2$, la force gravitationnelle change de comportement. Remarquablement, MOND prédit avec succès les courbes de rotation des galaxies avec un seul paramètre.

Cependant, MOND fait face à de sérieux défis : elle ne peut expliquer le Bullet Cluster, a des difficultés avec le spectre de puissance du CMB, et manque d'une formulation relativiste pleinement cohérente.