Découvrir l'Univers : Masse cachée - Galaxie



La matière lumineuse

La méthode la plus simple pour déterminer la densité moyenne de l'Univers consisterait à mesurer directement la quantité de matière contenue dans un volume donné de l'Univers. Il suffirait de considérer une région représentative de l'Univers dans son ensemble et d'y compter le nombre de galaxies. En évaluant également le nombre moyen d'étoiles par galaxie et la masse moyenne d'une étoile, nous pourrions obtenir une estimation de la quantité moyenne de matière dans un volume donné. Bien sûr, il faudrait également tenir compte de la masse contenue hors des étoiles, dans le gaz et le milieu interstellaire.

Ce genre d'étude a été mené à bien et a montré qu'en moyenne l'Univers semble avoir une densité de matière équivalente à quelques protons par mètre cube. Cette valeur est très faible par rapport à la densité critique nécessaire pour avoir un Univers plat, à peine 0.4 pour cent de celle-ci. L'Univers semble donc à première vue être très ouvert.

Mais l'Univers nous a une fois de plus réservé une surprise. Les estimations précédentes de la densité ont été faites à partir de la matière visible ou du moins détectable par nos télescopes - on la qualifie parfois de matière lumineuse. Mais dès les années 1930, certaines observations astronomiques ont montré que la matière lumineuse faite d'étoiles, de gaz et de poussières, ne représente en fait qu'une petite fraction de la masse effectivement présente dans l'Univers.

La masse cachée dans les galaxies spirales

La manifestation la plus apparente de la présence d'une masse cachée se produit lorsque l'on étudie la répartition de la matière au sein d'une galaxie spirale. Il existe en effet un moyen relativement simple de connaître la distribution de masse dans une telle galaxie. Il consiste à étudier soigneusement le mouvement des étoiles et du gaz en son sein.

Rappelons que dans le système solaire, les planètes se déplacent en obéissant aux lois de Kepler. Celles-ci énoncent en particulier que la vitesse d'une planète sur son orbite est inversement proportionnelle à sa distance au centre. Il s'agit là d'un résultat classique qui est vrai dans tout système dominé par un corps central massif comme le Soleil. Ce principe peut se généraliser à n'importe quel ensemble, en particulier à une galaxie spirale. La façon dont la vitesse des étoiles et du gaz de la galaxie varie avec la distance au centre - ce que l'on appelle la courbe de rotation - peut nous permettre de déterminer la répartition de la masse à l'intérieur de cette galaxie.

Lorsqu'ils commencèrent à s'intéresser à cette méthode, les astronomes pensaient savoir à quoi s'attendre. La vitesse des étoiles et du gaz devait être faible au centre des galaxies et augmenter avec la distance. En dehors de la galaxie par contre, la courbe de rotation devait s'inverser et la vitesse baisser. En effet, les quelques traces de gaz à l'extérieur peuvent être considérées comme en orbite autour d'un corps central et devraient donc suivre une loi similaire à celle qui régit la vitesse des planètes du système solaire. Les astronomes s'attendaient donc à une chute de la vitesse du gaz avec la distance au centre.

La difficulté majeure résidait dans le fait que la quantité de matière présente en dehors des limites visibles d'une galaxie est très faible. Il s'agit surtout de gaz hydrogène qui s'étend deux ou trois fois plus loin que les limites visibles de la galaxie. Pour pouvoir étudier ce gaz, il fallut avoir recours, comme dans le cas de l'hydrogène interstellaire, à des observations dans les ondes radio à une longueur d'onde de 21 centimètres. Des observations à l'aide de puissants radiotélescopes commencèrent et les premiers résultats furent publiés à la fin des années 1970.

Les résultats prirent les astronomes par surprise. En effet, les courbes de rotation ne chutaient pas à l'extérieur des galaxies mais restaient obstinément plates. La vitesse du gaz restait constante au lieu de diminuer. Ceci impliquait que la matière s'étendait bien plus loin que les limites visibles. Chaque galaxie devait être entourée d'un halo de matière invisible, dont la masse devait être plusieurs fois supérieure à celle de la partie visible.

Ces résultats mettaient en évidence que la majeure partie de la masse des galaxies, donc de la matière remplissant l'Univers, nous était totalement invisible et inconnue. De plus, toute tentative de mesurer la densité de l'Univers à partir de son contenu visible s'avérait vaine.

Notons qu'une conclusion similaire avait déjà été tirée pour la Voie Lactée elle-même. D'autres astronomes avaient en effet observé le mouvement des objets externes les plus proches de notre Galaxie, en particulier les Nuages de Magellan et quelques galaxies naines. A partir de mesures de vitesses et de l'analyse de la force de marée appliquée par notre Galaxie sur ses voisines, il leur fut possible de conclure que la Voie Lactée devait être entourée d'un halo énorme et massif constitué de matière non visible.

Le cas des galaxies elliptiques

Remarquons enfin que les galaxies spirales ne sont pas les seules à être immergées dans un halo invisible. Comme les galaxies elliptiques ne présentent pas de rotation globale, la méthode ci-dessus ne s'applique pas. Il est cependant possible de s'appuyer sur l'agitation des étoiles en leur sein. En effet, dans une galaxie elliptique, les étoiles vont et viennent frénétiquement, ce qui les empêche de succomber à la force gravitationnelle qui les attire vers le centre.

Ce phénomène nous fournit un moyen de déterminer la répartition de masse dans l'ensemble. Par exemple, plus une galaxie elliptique est massive, plus la force de gravité est puissante, donc plus les étoiles doivent bouger vite pour survivre. De façon plus générale, l'étude de l'agitation stellaire en fonction de la distance au centre nous permet de calculer la répartition de matière. Cette méthode a été appliquée à plusieurs galaxies et a montré que la matière était agitée même au-delà de leurs limites visibles, ce qui confirme l'existence d'un halo massif.



Auteur : Olivier Esslinger

Source : www.astronomes.com/index.html