Matière noire
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| Au-delà du Modèle Standard |
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 Simulé Hadron Collider CMS données à grande détecteur de particules représentant un Boson de Higgs produit par protons en collision se désintégrant en jets de hadrons et électrons |
| Modèle Standard |
Preuve
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Théories
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Supersymétrie
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La gravité quantique
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Expériences
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Dans l'astronomie et de la cosmologie , la matière noire est un type de question hypothèse pour expliquer une grande partie du total de masse dans le univers . La matière noire ne peut pas être vu directement avec télescopes; évidemment elle ne émet ni absorbe la lumière ou un autre rayonnement électromagnétique à un niveau significatif. Au lieu de cela, son existence et les propriétés sont déduites de ses effets gravitationnels sur la matière visible, le rayonnement et la structure à grande échelle de l'univers. La matière noire est estimé à constituer 84% de la matière dans l'univers et 23% du total densité d'énergie (avec presque tout le reste étant énergie sombre).
La matière noire est venu à l'attention des astrophysiciens en raison de divergences entre la masse de gros objets astronomiques déterminées à partir de leurs effets gravitationnels, et la masse calculée à partir de la «matière lumineuse" qu'ils contiennent; comme les étoiles, de gaz et de poussière. Il a été postulé première par Jan Oort en 1932 pour tenir compte des vitesses orbitales des étoiles dans la Voie Lactée et Fritz Zwicky en 1933 pour tenir compte de la preuve de "masse manquante" dans les vitesses orbitales de galaxies dans grappes. Par la suite, d'autres observations ont indiqué la présence de la matière noire dans l'univers, y compris le vitesses de rotation des galaxies, lentille gravitationnelle d'objets de fond par les amas de galaxies comme la Cluster de Bullet et la distribution de température de gaz chaud dans les galaxies et amas de galaxies. Selon un consensus entre les cosmologistes, la matière noire se compose principalement d'un type pas encore caractérisé de particule subatomique. La recherche de cette particule, par une variété de moyens, est l'un des principaux efforts dans la physique des particules aujourd'hui.
Bien que l'existence de la matière noire est généralement acceptée par la communauté scientifique dominante, il n'y a pas de preuve directe pour elle. D'autres théories, y compris la gravité quantique, erreurs d'interprétation dans les mesures; interactions hyper-dimensionnelle à supra distances galactiques, super-hyper-cordes sont quelques-uns de plusieurs théories alternatives ont été proposées pour tenter d'expliquer les anomalies pour lesquelles la matière noire est destiné à tenir compte.
Vue d'ensemble
L'existence de la matière noire est déduite de gravitationnelles effets sur la matière visible et lentille gravitationnelle du rayonnement de fond, et a été initialement émis l'hypothèse pour expliquer les écarts entre les calculs de la masse des galaxies , amas de galaxies et l'univers entier faites par dynamiques et la relativité générale , des moyens et des calculs basés sur la masse du visible "lumineux" d'importance ces objets contiennent: étoiles et le gaz et la poussière de la interstellaire et milieu intergalactique.
L'explication la plus largement acceptée pour ces phénomènes est que la matière noire existe et qu'il est probablement composé de interagissant faiblement particules massives (WIMPs) qui interagissent uniquement par gravité et de la force faible; Toutefois, d'autres explications ont été proposées, et il n'y a pas encore de preuves expérimentales suffisantes pour déterminer ce qui est correct. De nombreuses expériences proposées pour détecter des particules de matière noire par des moyens non-gravitationnelles sont en cours.
Selon les observations de structures de plus de systèmes solaires, ainsi que Big Bang cosmologie interprétées sous la Équations de Friedmann et le FLRW métrique, la matière noire représente 23% de la contenu masse-énergie de l' univers observable . En comparaison, la matière ordinaire ne compte que pour 4,6% de la teneur masse-énergie de l'univers observable, le reste étant attribuable à l'énergie sombre. A partir de ces chiffres, la matière noire constitue 83%, (23 / (23 + 4,6)), de la matière dans l'univers, alors que la matière ordinaire ne représente que 17%.
La matière noire joue un rôle central dans la modélisation de l'état-of-the-art formation de la structure et l'évolution des galaxies, et a des effets mesurables sur le anisotropies observés dans le fond diffus cosmologique . Tous ces éléments de preuve suggèrent que les galaxies, amas de galaxies, et l'univers dans son ensemble contiennent beaucoup plus de matière que ce qui interagit avec un rayonnement électromagnétique.
Important matière noire est pensé pour être dans le cosmos, la preuve directe de son existence et une compréhension concrète de sa nature ont resté inaccessible. Bien que la théorie de la matière noire reste la théorie la plus largement acceptée pour expliquer les anomalies observées rotation galactique, certaines approches théoriques alternatifs ont été développés qui relèvent globalement dans les catégories de lois gravitationnelles modifiés et les lois gravitationnelles quantique.
Baryonique et la matière noire non baryonique
Une petite proportion de la matière noire peut être matière noire baryonique: corps astronomiques, comme halo objets massifs compacts, qui sont composés d'ordinaire matière mais qui émettent peu ou pas de rayonnement électromagnétique. Etude de la nucléosynthèse dans le Big Bang produit une limite supérieure de la quantité de matière baryonique dans l'univers, ce qui indique que la grande majorité de la matière noire dans l'univers ne peut pas être baryons, et donc ne font pas des atomes . Il peut aussi ne pas interagir avec la matière ordinaire via les forces électromagnétiques ; en particulier, des particules de matière noire ne portent pas de charge électrique . La matière noire non baryonique comprend neutrinos, et les entités éventuellement hypothétiques comme axions ou particules supersymétriques. Contrairement à la matière noire baryonique, la matière noire non baryonique ne contribue pas à la formation des éléments dans l'univers précoce (" Big Bang nucléosynthèse ") et ainsi sa présence ne se révèle que par son attraction gravitationnelle. En outre, si les particules qui le composent sont supersymétrique, ils peuvent subir d'annihilation interactions avec eux-mêmes résultant observable dans les sous-produits tels que les photons et les neutrinos ("détection indirecte").
Matière noire non baryonique est classé en fonction de la masse de la particule (s) qui est supposé faire, et / ou la dispersion typique de vitesse de ces particules (depuis plus de particules massives se déplacent plus lentement). Il ya trois hypothèses importants sur la matière noire non baryonique, appelés Hot Dark Matter (HDM), Chaud Dark Matter (de WDM), et Froide Dark Matter (MDP); une combinaison de ceux-ci est également possible. Les modèles les plus largement débattues matière noire non baryonique pour se fondent sur l'hypothèse matière noire froide, et la particule correspondante est le plus souvent considérées comme faisant interagissant faiblement particule massive (WIMP). Matière noire chaude pourrait consister (massive) neutrinos. Matière sombre froide conduirait à une "bottom-up" formation de la structure dans l'univers tandis que la matière noire chaude se traduirait par un "top-down" scénario de formation.
Les données d'observation
La première personne à interpréter les preuves et en déduire la présence de la matière noire était astronome hollandais Jan Oort, un pionnier dans la radioastronomie, en 1932. Oort étudiait mouvements stellaires dans le quartier galactique locale et a constaté que la masse dans le plan galactique doit être plus que le matériau qui pourrait être vu, mais cette mesure a été déterminé par la suite être essentiellement erronée. En 1933, l'astrophysicien suisse Fritz Zwicky, qui a étudié amas de galaxies tout en travaillant à la California Institute of Technology, a fait une inférence similaire. Zwicky a appliqué le au théorème du viriel amas de Coma de galaxies et la preuve obtenue de la masse invisible. Zwicky a estimé la masse totale de la grappe repose sur les mouvements des galaxies proches de son bord et comparé cette estimation à un système basé sur le nombre de galaxies et la luminosité totale de l'amas. Il a constaté qu'il y avait environ 400 fois la masse de plus que ce qui était estimé observable visuellement. La gravité des galaxies visibles dans le cluster serait beaucoup trop petit pour ces orbites rapides, donc quelque chose supplémentaire a été nécessaire. Ceci est connu comme le «problème masse manquante". Sur la base de ces conclusions, Zwicky déduit qu'il doit y avoir une certaine forme non visible de la matière qui fournirait assez de la masse et de la gravité de tenir la grappe ensemble.
Une grande partie de la preuve de la matière noire provient de l'étude des mouvements des galaxies. Beaucoup d'entre eux semblent être assez uniforme, par le théorème du viriel, le total de l'énergie cinétique devrait être la moitié du total l'énergie de liaison gravitationnelle des galaxies. Expérimentalement, cependant, l'énergie cinétique totale se avère beaucoup plus grande: en particulier, en supposant que la masse gravitationnelle est due uniquement à la matière visible de la galaxie, les étoiles loin du centre des galaxies ont des vitesses beaucoup plus élevées que prévu par le théorème du viriel . Courbes de rotation galactique, qui illustrent la vitesse de rotation en fonction de la distance du centre galactique, ne peuvent se expliquer uniquement par la matière visible. En supposant que la matière visible ne représente qu'une petite partie de la grappe est la façon la plus simple de rendre compte de cela. Galaxies montrent des signes d'être composée en grande partie d'une plus ou moins à symétrie sphérique, concentrée au centre halo de matière sombre avec la matière visible concentrée dans un disque au centre. Faible luminosité de surface galaxies naines sont importantes sources d'information pour l'étude de la matière noire, car ils ont un rapport inhabituellement faible de la matière visible pour la matière noire, et ont quelques étoiles brillantes au centre qui serait autrement nuire observations de la courbe de rotation des étoiles éloignées.
Observations de lentille gravitationnelle d'amas de galaxies permettent des estimations directes de la masse gravitationnelle en fonction de son effet sur la lumière provenant de galaxies d'arrière-plan, car les grandes collections de la matière (foncé ou autrement) seront gravitationnellement dévier la lumière. Dans les clusters tels que Abell 1689, les observations Lensing confirmer la présence de beaucoup plus massive que ce qui est indiqué par le témoin des grappes seul. Dans le Cluster Bullet, Lensing observations montrent que la majeure partie de la masse de lentille est séparée de la masse baryonique X-ray électroluminescentes. En Juillet 2012, Lensing observations ont été utilisés pour identifier un "filament" de la matière noire entre deux amas de galaxies, que des simulations cosmologiques ont prédit.
courbes de rotation de Galaxy
Après les premières observations de Zwicky, la première indication que le ratio masse lumière était autre que l'unité chose venait de mesures effectuées par Horace W. Babcock. En 1939, Babcock a rapporté dans ses mesures de thèses de la courbe de rotation pour la nébuleuse d'Andromède, qui a suggéré que le rapport augmente la masse-à-luminosité radialement. Il, cependant, a attribué à l'absorption de la lumière, soit au sein de la galaxie ou de la dynamique modifiés dans les parties extérieures de la spirale et non à toute forme de matière manquante. À la fin des années 1960 et au début des années 1970, Vera Rubin, un jeune astronome au ministère de magnétisme terrestre à la Carnegie Institution de Washington, a travaillé avec un nouveau sensibles spectrographe qui pourraient mesurer la courbe de vitesse de bord sur galaxies spirales à un plus grand degré de précision que ce qui avait jamais été réalisé. Ensemble avec son compagnon personnel membre Kent Ford, Rubin a annoncé lors d'une réunion de 1975 de la American Astronomical Society la découverte que la plupart des étoiles dans galaxies spirales orbite à peu près la même vitesse, ce qui impliquait que les densités de masse des galaxies étaient bien au-delà des régions uniforme contenant la plupart des étoiles (la bulbe galactique), un résultat trouvé indépendamment en 1978. Un document influente présenté les résultats de Rubin en 1980. observations et les calculs de Rubin ont montré que la plupart des galaxies doivent contenir environ six fois plus de masse "sombre" que peuvent être pris en compte par les étoiles visibles. Finalement, d'autres astronomes ont commencé à corroborer son travail et il est vite devenu bien établi que la plupart des galaxies ont été dominées par «matière noire»:
- Faible luminosité de surface (LSB) galaxies. LSB sont probablement partout dominée par la matière, avec les populations stellaires observés faisant seulement une petite contribution à courbes de rotation sombre. Une telle propriété est extrêmement importante car elle permet d'éviter une les difficultés liées à la dé-projection et désenchevêtrement des contributions sombres et visibles aux courbes de rotation.
- Galaxies spirales. Les courbes de rotation des deux galaxies basse et haute luminosité de surface semblent indiquer un profil universel de densité, qui peut être exprimée comme la somme d'un mince disque stellaire exponentielle, et une matière noire halo sphérique avec un noyau fixe de rayon r 0 et de la densité ρ 0 = 4,5 × 10 -2 (r 0 / kpc) -2/3 M ⊙ -3 pc (ici, M ⊙ désigne une masse solaire, 2 × 10 30 kg).
- Les galaxies elliptiques. Certaines galaxies elliptiques montrent des signes de la matière noire via forte lentille gravitationnelle, la preuve rayons X révèle la présence d'atmosphères étendues de gaz chaud qui remplissent les halos sombres de vélos elliptiques isolés et dont la soutien hydrostatique fournit la preuve de la matière noire. Autres elliptiques ont de faibles vitesses dans leur périphérie (suivis par exemple par les nébuleuses planétaires ) et ont été interprétées comme ne ayant halos de matière noire. Cependant, les simulations de fusions disque galaxies indiquent que les étoiles ont été arrachés par les forces de marée de leurs galaxies d'origine lors du premier passage à proximité et mis sur les trajectoires sortants, expliquant les faibles vitesses, même avec un halo de DM. Plus de recherche est nécessaire pour clarifier cette situation.
Simulées halos de matière noire ont des profils de densité significativement plus raides (ayant cuspides centrales) que sont déduites des observations, qui est un problème pour les modèles cosmologiques avec la matière sombre à la plus petite échelle des galaxies à partir de 2008. Ce ne est peut-être un problème de résolution: étoiles régions formant du susceptibles d'altérer la distribution de la matière noire via les sorties de gaz ont été trop petite pour résoudre et le modèle simultanément avec de grandes touffes de matière noire. Une simulation récente d'une galaxie naine résoudre ces régions de formation d'étoiles a signalé que d'importantes sorties de supernovae supprimer gaz à basse moment cinétique, qui inhibe la formation d'un bulbe galactique et diminue la densité de matière noire à moins de la moitié de ce qu'il aurait été dans le central kiloparsec. Ces prédictions simulation-bulgeless et centrales peu profondes matière noire profils-correspondent étroitement aux observations de galaxies naines réels. Il n'y a pas de tels écarts aux plus grandes échelles de amas de galaxies et au-dessus, ou dans les régions externes de halos de galaxies.
Les exceptions à ce tableau général des halos de matière noire pour les galaxies semblent être galaxies avec des rapports masse-lumière à proximité de celle des étoiles. Par la suite, de nombreuses observations ont été faites qui ne indiquent la présence de matière noire dans diverses parties du cosmos, telles que les observations du fond diffus cosmologique , de supernovae utilisés comme mesures de distance, de lentille gravitationnelle à différentes échelles, et de nombreux types d'enquête de ciel. Ensemble, avec les conclusions de Rubin pour les galaxies spirales et le travail de Zwicky sur les amas de galaxies, la preuve d'observation de la matière noire a recueilli au fil des décennies, au point que dans les années 1980 la plupart des astrophysiciens accepté son existence. Comme un concept unificateur, la matière noire est l'un des traits dominants considérés dans l'analyse des structures de l'ordre de l'échelle galactique et plus grande.
dispersions de vitesse des galaxies
En astronomie, le la vitesse de dispersion σ, est la gamme de vitesses sur la vitesse moyenne pour un groupe d'objets, comme un amas d'étoiles sur une galaxie.
Travail de pionnier de Rubin a résisté à l'épreuve du temps. Les mesures de courbes de vélocité dans les galaxies spirales furent bientôt suivis avec dispersions de vitesse de galaxies elliptiques. Tout en paraissant parfois inférieure de masse à la lumière des rapports, des mesures de vélos elliptiques indiquent encore une teneur de matière noire relativement élevé. De même, des mesures de la diffus gaz interstellaire trouvé au bord de galaxies indique pas seulement les distributions de matière noire qui se étendent au-delà de la limite visible des galaxies, mais aussi que les galaxies sont virialized (c.-à-gravitationnellement lié à des vitesses correspondant à des vitesses orbitales prévues de la relativité générale ) jusqu'à dix fois leur rayon visible. Ceci a pour effet de faire monter la matière noire en tant que fraction de la quantité totale de matière gravitant de 50% mesurée par la valeur de Rubin maintenant accepté de près de 95%.
Il ya des endroits où la matière noire semble être un petit composant ou totalement absente. Les amas globulaires montrent peu de signes qu'ils contiennent la matière noire, bien que leurs interactions orbitales avec galaxies ne montrent des signes de la matière noire galactique. Depuis quelque temps, les mesures du profil de vitesse de étoiles semblaient indiquer la concentration de la matière noire dans le disque de la Voie Lactée galaxie, cependant, maintenant il semble que la forte concentration de matière baryonique dans le disque de la galaxie (en particulier dans le milieu interstellaire) peut rendre compte de cette motion. Profils de masse Galaxy sont pensés pour être très différent des profils de lumière. Le modèle typique pour les galaxies de matière noire est, une distribution lisse sphérique virialized halos. Cette faudrait le cas pour éviter à petite échelle (stellaires) effets dynamiques. Des recherches récentes ont déclaré en Janvier 2006 de la Université du Massachusetts Amherst expliquerait la chaîne précédemment mystérieuse dans le disque de la Voie Lactée par l'interaction de la Grand et Petit Nuages de Magellan et de la multiplication prévue 20 de la masse de la Voie Lactée en tenant compte de la matière noire.
En 2005, les astronomes du Université de Cardiff prétendu avoir découvert une galaxie faite presque entièrement de matière noire, 50 millions d'années-lumière dans la Amas de la Vierge, qui a été nommé VIRGOHI21. Exceptionnellement, VIRGOHI21 ne semble pas contenir de étoiles visibles: on l'a vu avec les observations de fréquences radio de l'hydrogène. Basé sur les profils de rotation, les scientifiques estiment que cet objet contient environ 1000 fois plus de matière noire que l'hydrogène et a une masse totale d'environ un dixième celle de la Voie Lactée nous vivons. A titre de comparaison, la Voie Lactée est estimée à environ 10 fois autant d'importance sombre que la matière ordinaire. Les modèles de la Big Bang et la formation de la structure ont suggéré qu'une telle galaxies sombres devraient être très commune dans l'univers, mais aucun ne avait été détecté. Si l'existence de cette galaxie sombre est confirmé, il fournit des preuves solides pour la théorie de la formation des galaxies et pose des problèmes pour d'autres explications de la matière noire.
Il ya quelques galaxies dont le profil de vitesse indique une absence de matière noire, comme NGC 3379. Il existe des preuves qu'il ya de 10 à 100 fois moins de petites galaxies que permis par ce que la théorie de la matière noire de la formation des galaxies prédit. Ceci est connu comme la problème de galaxie naine.
Les amas de galaxies et lentille gravitationnelle
Une lentille gravitationnelle est formé lorsque la lumière provenant d'une très éloigné, la source lumineuse (par exemple un quasar) est "plié" autour d'un objet massif (comme un amas de galaxies) entre l'objet source et l'observateur. Le processus est connu comme effet de lentille gravitationnelle.
La matière noire affecte amas de galaxies ainsi. Mesures X-ray de chaud gaz intra-amas correspondent étroitement aux observations de Zwicky de masse à la lumière des ratios pour les grands groupes de près de 10 à 1. La plupart des expériences de la Chandra X-ray Observatory utiliser cette technique pour déterminer indépendamment la masse de grappes.
L'amas de galaxies Abell 2029 est composé de milliers de galaxies enveloppés dans un nuage de gaz chaud, et une quantité de matière noire équivaut à plus de 10 14 Suns. Au centre de cet amas est un énorme, galaxie elliptique que l'on pense avoir été formé à partir de la fusion de nombreuses petites galaxies. Les vitesses orbitales mesurées de galaxies au sein amas galactiques ont été trouvés pour être cohérent avec les observations de la matière noire.
Un autre outil important pour les futures observations de matière noire est lentille gravitationnelle. Lensing se appuie sur les effets de la relativité générale pour prédire masses sans compter sur la dynamique, et ainsi est un moyen complètement indépendant de mesure de la matière noire. Forte lentille, la distorsion observée de fond galaxies en arcs lorsque la lumière passe à travers une lentille gravitationnelle, a été observée autour de quelques amas lointains y compris Abell 1689 (photo de droite). En mesurant la déformation de la géométrie, la masse de l'amas provoquant le phénomène peut être obtenu. Dans des dizaines de cas où cela a été fait, les rapports masse-lumière obtenues correspondent aux dynamiques sombres mesures en la matière de clusters.
Une technique a été développée au cours des 10 dernières années appelés faible effet de lentille gravitationnelle, qui se penche sur les distorsions minutes de galaxies observées dans le vaste enquêtes dues à des objets de premier plan au moyen d'analyses statistiques de galaxies. En examinant la déformation de cisaillement apparente des galaxies d'arrière-plan adjacents, les astrophysiciens peuvent caractériser la distribution moyenne de la matière noire par des moyens statistiques et ont trouvé de masse à la lumière des rapports qui correspondent à des densités de matière noire prédites par d'autres mesures de la structure à grande échelle. La correspondance des deux techniques de lentilles gravitationnelles à d'autres mesures de matière noire a convaincu presque tous les astrophysiciens que la matière noire existe effectivement comme une composante majeure de la composition de l'univers.
La preuve d'observation la plus directe à ce jour pour la matière noire est dans un système connu sous le nom Cluster de Bullet. Dans la plupart des régions de l'univers, la matière noire et la matière visible se retrouvent ensemble, comme prévu en raison de leur attraction gravitationnelle mutuelle. Dans le cluster de Bullet, une collision entre deux amas de galaxies semble avoir provoqué une séparation de la matière noire et de la matière baryonique. Observations aux rayons X montrent qu'une grande partie de la matière baryonique (sous la forme de 10 7 -10 8 Kelvin gaz, ou plasma) dans le système est concentrée dans le centre du système. électromagnétiques interactions entre particules de gaz passant les a fait ralentir et se installent près du point d'impact. Toutefois, la faiblesse des observations de lentille gravitationnelle du même système montrent que beaucoup de la masse réside à l'extérieur de la région centrale de gaz baryonique. Parce que la matière noire ne interagit pas par des forces électromagnétiques, il ne aurait pas été ralenti dans la même manière que le gaz visible aux rayons X, de sorte que les composants de la matière noire des deux groupes sont passés par l'autre sans ralentir sensiblement. Ceci explique la séparation. Contrairement aux courbes de rotation galactique, cette preuve de la matière noire est indépendant des détails de Gravitation newtonienne, il est prétendu être une preuve directe de l'existence de la matière noire. Un autre amas de galaxies, connu sous le nom Train Cluster Wreck / Abell 520, semble avoir un noyau anormalement massif et sombre contenant quelques-uns des galaxies de l'amas, qui présente des problèmes pour les modèles de matière noire standard.
Cela peut se expliquer par le noyau sombre étant en fait un long, faible densité de matière noire filament (contenant quelques galaxies) le long de la ligne de mire, projetée sur le noyau de cluster.
Le comportement observé de la matière noire dans les amas limite si et combien de matière noire disperse hors autres particules de matière noire, quantifiés que son auto-interaction la coupe transversale. Plus simplement, la question est de savoir si la matière noire a pression, et peut donc être décrit comme une fluide parfait. La répartition des masses (et la matière ainsi foncé) dans les amas de galaxies a été utilisé pour soutenir à la fois pour et contre l'existence de l'auto-interaction significative en la matière noire. Plus précisément, la distribution de la matière noire dans la fusion des clusters comme le Cluster de Bullet montre que la matière noire se répand hors autres particules de matière noire que très faiblement voire pas du tout.
Fond diffus cosmologique
La découverte et la confirmation du fond diffus cosmologique (CMB) rayonnement ont eu lieu en 1964. Depuis, de nombreuses autres mesures de la CMB ont également soutenu et contraints cette théorie, peut-être le plus célèbre étant le NASA Cosmic Background Explorer ( COBE). COBE trouvé une température résiduelle de 2,726 K et en 1992 détecté pour la première fois les fluctuations (anisotropies) dans le CMB, à un niveau d'environ une partie en 10 5. Au cours de la décennie suivante, anisotropies du CMB ont encore été étudiés par un grand nombre des expériences au sol et de ballons. L'objectif principal de ces expériences était de mesurer l'échelle angulaire du premier pic acoustique de la spectre de puissance des anisotropies, pour lesquels COBE ne avait pas une résolution suffisante. En 2000-2001, plusieurs expériences, notamment BOOMERanG trouvé l'Univers soit presque spatialement plat en mesurant la taille angulaire typique (de la taille sur le ciel) des anisotropies. Durant les années 1990, le premier pic a été mesurée avec sensibilité croissante et en 2000, le BOOMERanG rapporté que les fluctuations de puissance plus élevés se produisent à des échelles d'environ un degré. Ces mesures ont pu exclure cordes cosmiques comme la principale théorie cosmique formation de la structure, et a suggéré l'inflation cosmique était la bonne théorie.
À partir du sol Un certain nombre de interféromètres fournis mesures des fluctuations avec une précision plus élevée au cours des trois prochaines années, y compris le Very Small Array, DASI (DASI) et le Cosmic Background Imager (CBI). DASI fait la première détection de la polarisation du CMB et le CBI à condition que le premier spectre de polarisation E-mode avec des preuves convaincantes que ce est en opposition de phase avec le spectre T-mode. Le successeur de COBE, le Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) a fourni les mesures les plus détaillées de (grande échelle) anisotropies du CMB à partir de 2009. mesures de WMAP joué le rôle clé dans l'établissement du modèle standard de la cosmologie actuelle, à savoir la Modèle Lambda-CDM, un univers plat dominé par l'énergie noire, complétée par la matière noire et des atomes avec des fluctuations de densité ensemencée par un Gaussienne, adiabatique, quasi échelle processus invariant. Les propriétés de base de cet univers sont déterminés par cinq numéros: la densité de la matière, la densité des atomes, l'âge de l'univers (ou équivalente, la constante de Hubble aujourd'hui), l'amplitude des fluctuations initiales, et leur dépendance d'échelle. Ce modèle exige également une période d'inflation cosmique. Les données de WMAP en fait exclure plusieurs des modèles plus complexes d'inflation cosmiques, bien soutenir celui de Lambda-CDM entre autres.
En résumé, une théorie succès de la cosmologie du Big Bang doit se adapter à toutes les observations astronomiques disponibles (connues sous le modèle de concordance), en particulier la CMB. Dans la cosmologie, la CMB est expliquée comme rayonnement fossile du Big Bang, à l'origine à des milliers de degrés kelvin, mais rouge décalé vers le bas pour micro-ondes par l'expansion de l'univers au cours des treize derniers milliards d'années. Les anisotropies du CMB sont expliquées comme oscillations acoustiques dans le plasma photons-baryons (avant l'émission du CMB après les photons découplent des baryons à 379000 années après le Big Bang) dont la force de rappel est la gravité. Ordinaire ( baryonique) la matière interagit fortement avec le rayonnement que, par définition, la matière noire ne est pas-si les deux affectent les oscillations par leur gravité de sorte que les deux formes de la matière aura des effets différents. Le spectre des anisotropies du CMB de puissance montre un grand premier pic et petits pics successifs, avec trois pics résolus à partir de 2009. Le premier pic dit surtout de la densité de matière baryonique et le troisième pic surtout de la densité de matière sombre (voir Cosmic micro-ondes rayonnement de fond # d'anisotropie de primaire ).
enquêtes Sky et oscillations acoustiques baryons
Les oscillations acoustiques dans l'univers primitif (voir la section précédente) laissent leur empreinte dans la matière visible par Baryon acoustique Oscillation (BAO) clustering, d'une manière qui peut être mesurée par des enquêtes du ciel comme la Sloan numérique Sky Survey et de la Enquête Redshift Galaxy 2dF. Ces mesures sont conformes à celles de la CMB dérivé de la sonde WMAP et contraindre le modèle Lambda CDM et la matière noire plus loin. Notez que les données du CMB et les données BAO mesurent les oscillations acoustiques à très différent échelles de distance.
Type IA mesures de distance de supernovae
Supernovae de type Ia peut être utilisé comme " chandelles standard "pour mesurer les distances extragalactiques, et de vastes ensembles de données de ces supernovae peuvent être utilisés pour contraindre les modèles cosmologiques. Ils limitent la densité de l'énergie sombre Ω Λ = ~ 0,713 pour un plat, Lambda CDM Univers et le paramètre w pour un modèle de quintessence. Une fois de plus, les valeurs obtenues sont à peu près conformes à celles provenant des observations de WMAP et limitent davantage le modèle Lambda CDM et (indirectement) la matière noire.
Forêt Lyman-alpha
En spectroscopie astronomique, la forêt Lyman-alpha est la somme de raies d'absorption résultant de la Transition Lyman-alpha du neutre hydrogène dans les spectres des lointaines galaxies et quasars. Observations de la forêt Lyman-alpha peuvent également être utilisés pour contraindre les modèles cosmologiques. Ces contraintes sont à nouveau en accord avec ceux obtenus à partir des données de WMAP.
Structure de formation
La matière noire est crucial pour le Big Bang modèle de la cosmologie comme un élément qui correspond directement à des mesures de la des paramètres associés à Solutions de cosmologie Friedmann à la relativité générale. En particulier, les mesures des micro-ondes cosmiques fond anisotropies correspondent à une cosmologie où une grande partie de la matière interagit avec photons plus faiblement que le connu forces qui quelques légères interactions à la matière baryonique. De même, une quantité importante de non- baryonique, matière froide est nécessaire pour expliquer la structure à grande échelle de l'univers .
Les observations suggèrent que formation des structures dans l'univers procède hiérarchiquement, les plus petites structures se effondrer d'abord et suivie par les galaxies et amas de galaxies puis. Comme l'effondrement des structures dans l'univers en évolution, ils commencent à "se allument" comme matière baryonique se réchauffe par contraction gravitationnelle et les approches de l'objet l'équilibre de la pression hydrostatique. Matière baryonique ordinaire avait une température trop élevée et trop de pression laissé par le Big Bang se effondrer et former des structures plus petites, comme les étoiles, par l'intermédiaire du Instabilité gravitationnelle. La matière noire agit comme un compacteur de la structure. Ce modèle ne correspond pas seulement à l'arpentage statistique de la structure visible dans l'univers, mais correspond aussi précisément aux sombres prédictions de question de fond diffus cosmologique. Toutefois, dans le détail, certaines questions restent encore à régler, y compris l'absence de galaxies satellites de simulations et de noyaux de halos de matière noire qui apparaissent plus lisse que prévu.
Ce bas en haut modèle de formation de la structure nécessite quelque chose comme la matière noire froide pour réussir. Les grandes simulations informatiques de milliards de particules de matière noire ont été utilisés pour confirmer que le modèle de matière noire froide de la formation de la structure est compatible avec les structures observées dans l'univers à travers des enquêtes de galaxies, comme le Sloan Digital Sky Survey et 2dF Enquête Redshift Galaxy, comme ainsi que des observations de la forêt Lyman-alpha. Ces études ont joué un rôle crucial dans la construction du modèle Lambda-CDM qui mesure les paramètres cosmologiques, y compris la fraction de l'univers constitué de baryons et matière noire.
Histoire de la recherche de sa composition
| Quelle est la matière noire? Comment est-il généré? Est-elle liée à la supersymétrie? |
Bien que la matière noire avait historiquement été déduit par de nombreuses observations astronomiques, sa composition est longtemps resté spéculative. Les premières théories de la matière noire concentrée sur les objets cachés normales lourds, tels que les trous noirs, les étoiles à neutrons, vieilles naines blanches faibles, les naines brunes, que les candidats possibles pour la matière noire, collectivement connus comme MACHOs. Enquêtes astronomiques pas réussi à trouver assez de ces MACHOs cachés. Certains difficiles à détecter matière baryonique, comme MACHOs et certaines formes de gaz, ont été en outre émis l'hypothèse de faire une contribution à l'ensemble du contenu de la matière noire, mais la preuve a indiqué tels constituerait seulement une petite partie.
En outre, les données d'un certain nombre de lignes d'autres éléments de preuve, y compris les courbes de galaxies de rotation, effet de lentille gravitationnelle, la formation de la structure, et la fraction de baryons en grappes et l'abondance de cluster combiné avec une preuve indépendante de la densité baryonique, ont indiqué que 85-90% de la masse dans l'univers n'a pas d'interaction avec le force électromagnétique . Cette «matière noire non baryonique" est évidente à travers son effet gravitationnel. Par conséquent, l'opinion la plus répandue était que la matière noire est principalement non-baryonique, faite d'un ou plusieurs autres particules élémentaires que l'habituel électrons , protons , neutrons , et connu neutrinos. Les particules les plus couramment proposées ensuite devenu WIMP (interagissant faiblement Massive Particles, y compris neutralinos), ou les axions, neutrinos stériles ou, si de nombreux autres candidats possibles ont été proposées.
La composante de matière noire a beaucoup plus de masse que la composante «visible» de l' univers . Seulement environ 4,6% de la masse-énergie de l'Univers est la matière ordinaire. Environ 23% est pensé pour être composé de matière noire. Le 72% restant est pensé pour se composent de l'énergie sombre, une composante encore plus étrange, réparties presque uniformément dans l'espace et à la densité de l'énergie non-évolution ou évoluant lentement avec le temps déterminer la nature de cette matière noire est l'un des problèmes les plus importants dans moderne cosmologie et la physique des particules . Il a été noté que les noms "matière noire" et "énergie sombre" servent principalement comme des expressions de l'ignorance humaine, un peu comme le marquage des premières cartes avec " terra incognita ".
Les calculs complets sont assez technique, mais une ligne de démarcation approximative est que les particules de matière sombre "chaudes" sont devenus non-relativiste lorsque l'univers était d'environ 1 an et à 1 millionième de sa taille actuelle; norme chaude big bang théorie implique l'univers était alors dans l' ère de rayonnement dominé (photons et neutrinos), avec une température de photons de 2,7 millions de K. standard de la cosmologie physique donne l' horizon de particules taille que 2ct dans l'ère de rayonnement dominé, donc 2 la lumière dire plusieurs années, et une région de cette taille serait étendre à 2 millions d'années-lumière aujourd'hui (si il y avait pas de formation de la structure). La réelle longueur libre-streaming est environ 5 fois plus grande que la longueur ci-dessus, puisque la longueur libre streaming continue de croître lentement que la vitesse des particules diminuent inversement avec le facteur d'échelle après qu'ils deviennent non-relativiste; donc, dans cet exemple, la longueur libre streaming correspondrait à 10 millions d'années-lumière ou 3 Mpc aujourd'hui, ce qui est autour de la taille contenant en moyenne la masse d'une grande galaxie.
La température au-dessus de 2,7 millions de K qui donne une énergie de photons typique de 250 électrons-volts, donc cela définit une échelle de masse typique de la matière noire "chaud": particules beaucoup plus massive que cela, comme GeV - TeV masse WIMP, deviendrait non -relativistic beaucoup plus tôt de 1 an après le Big Bang, ont donc une longueur libre streaming qui est beaucoup plus petit qu'un proto-galaxie et efficacement négligeable (matière noire ainsi froid). Inversement, les particules plus légères (par exemple, les neutrinos de masse ~ quelques eV) ont une longueur libre streaming beaucoup plus grand qu'un proto-galaxies (de matière noire chaude ainsi).
Matière sombre froide
Aujourd'hui, la matière noire froide est l'explication la plus simple pour la plupart des observations cosmologiques. "Cold" matière noire est composée de matière noire constituants avec une longueur libre streaming beaucoup plus petite que l'ancêtre d'une perturbation galaxie échelle. Ceci est actuellement le domaine de grand intérêt pour la recherche de la matière noire, matière noire aussi chaud ne semble pas être viable pour galaxie et amas de galaxies formation, et la plupart des candidats de particules deviennent non-relativiste à des temps très anciens, sont donc classés comme froid.
La composition des constituants de la matière noire froide est actuellement inconnu. Les possibilités vont des gros objets comme MACHO (tels que les trous noirs) ou Rambo, à de nouvelles particules comme les WIMP et axions. Possibilités impliquant matière baryonique normale comprennent naines brunes ou peut-être de petits morceaux denses d'éléments lourds.
Études de nucléosynthèse primordiale et lentille gravitationnelle ont convaincu la plupart des scientifiques qui MACHOs de tout type ne peut pas être plus qu'une petite fraction de la matière noire totale. Les trous noirs de masse presque tous sont exclues comme une matière noire primaire constituante par une variété de recherches et des contraintes. Selon A. Peter: "... la seule vraiment plausibles candidats de matière noire sont de nouvelles particules. "
Le Expérience DAMA / Nal et son successeur DAMA / LIBRA ont revendiqué pour détecter directement des particules de matière noire en passant par la Terre, mais de nombreux scientifiques restent sceptiques, que les résultats négatifs des expériences similaires semblent incompatibles avec les résultats de la DAMA.
Beaucoup modèles supersymétriques donnent naturellement lieu à des candidats de matière noire stables sous la forme de la particule supersymétrique la plus légère (LSP). Séparément, les neutrinos stériles lourds existent dans les extensions non-supersymétriques du modèle standard qui explique la petite masse des neutrinos à travers le mécanisme de bascule.
Matière noire chaude
Matière noire chaude se réfère à des particules avec une longueur libre streaming comparable à la taille d'une région qui a évolué par la suite dans une galaxie naine. Cela conduit à des prédictions qui sont très semblables à la matière noire froide sur de grandes échelles, y compris le CMB, le regroupement des galaxies et les grandes courbes de rotation des galaxies, mais avec moins de perturbations de densité à petite échelle. Cela réduit l'abondance prévue de galaxies naines et peut conduire à plus faible densité de matière noire dans les parties centrales des grandes galaxies; certains chercheurs considèrent que ce peut être un meilleur ajustement aux observations. Un défi pour ce modèle est qu'il n'y a pas très bien motivés candidats de physique des particules avec la masse nécessaire ~ 300 eV à 3000 eV.
Il n'y a pas de particules découverts jusqu'à présent qui peuvent être classés comme une matière noire chaude. Il est un candidat postule pour la catégorie de matière noire chaude, qui est le neutrino stérile: une forme plus lourd plus lent de neutrino qui n'a même pas interagir par la force faible contrairement neutrinos réguliers. Fait intéressant, certaines théories de gravité modifiés, tels que Scalar-tenseur vecteur gravité, exigent également qu'une affaire sombre et chaud existe pour rendre leurs équations fonctionné.
Matière noire chaude
Matière noire chaude sont des particules qui ont une longueur libre-diffusion beaucoup plus grande que la taille proto-galaxie.
Un exemple de matière noire chaude est déjà connu: les neutrino. neutrinos ont été découverts tout à fait séparément de la recherche de la matière noire, et bien avant il a commencé sérieusement: ils ont d'abord été postulée en 1930, et premier détecté en 1956. Les neutrinos ont une très petite masse: au moins 100 000 fois moins massives qu'un électron. Autre que la gravité, les neutrinos ne interagir avec la matière normale via le force faible qui les rend très difficiles à détecter (la force faible ne fonctionne que sur une petite distance, donc un neutrino ne déclencher un événement de force faible si elle frappe un noyau directement la tête sur ). Ce serait les classer comme interagissant faiblement Light Particles, ou Wilps, par opposition aux candidats théoriques de la matière noire froide, les WIMP.
Il ya trois différentes saveurs connues de neutrinos (c.-à-la d'électrons -, muon -, et tau -neutrinos), et leurs masses sont légèrement différentes. La résolution au problème des neutrinos solaires démontré que ces trois types de neutrinos changent effectivement et oscillent d'une saveur aux autres et à l'arrière comme ils sont en vol. Il est difficile de déterminer une exacte limite supérieure de la masse moyenne collective des trois neutrinos (et encore moins une messe pour l'un des trois individuellement). Par exemple, si la masse du neutrino moyenne ont été choisis pour être de plus de 50 eV / c 2 (qui est toujours moins de 1 / 10.000 e de la masse d'un électron), juste par le nombre d'entre eux dans l'univers, l'univers serait l'effondrement en raison à leur masse. Ainsi, d'autres observations ont servi à estimer une borne supérieure pour la masse des neutrinos. Utilisation fond diffus cosmologique données et d'autres méthodes, la conclusion actuelle est que leur masse moyenne ne dépasse probablement pas 0,3 eV / c 2 Ainsi, les formes normales de neutrinos ne peut pas être responsable de la composante de matière noire mesurée à partir de la cosmologie.
Matière noire chaude était populaire pendant un certain temps dans les années 1980, mais il souffre d'un grave problème: puisque toutes les fluctuations de densité galaxie de taille se délavées par le libre-streaming, les premiers objets qui peuvent former sont énormes crêpes superamas de taille, qui puis ont été théorisé en quelque sorte à se fragmenter en galaxies. Observations profonde terrain montrent clairement que les galaxies formées à des temps précoces, avec la formation d'amas et superamas de galaxies plus tard comme agglutiner, de sorte que tout modèle dominé par la matière noire chaude est sérieusement en conflit avec les observations.
Matière noire mixte
Matière noire mixte est un modèle obsolète, avec un ratio de masse spécifiquement choisi de 80% de matière noire froide et 20% de matière noire chaude (neutrinos) contenu. Bien qu'il est à présumer que la matière noire chaude coexiste avec la matière noire froide dans tous les cas, il y avait une raison très spécifique pour le choix de ce rapport particulier de chaud pour la matière noire froide dans ce modèle. Au début de 1990, il est devenu clair que régulièrement un univers avec densité critique de la matière noire froide ne correspondait pas au COBE et à grande échelle galaxie regroupement observations; soit le modèle mixte de la matière noire 80/20, ou LambdaCDM, ont réussi à concilier ces. Avec la découverte de l'univers de l'accélération de supernovae, et des mesures plus précises de CMB anisotropie et le regroupement de galaxies, le modèle de la matière noire mixte a été essentiellement écartée tandis que le modèle de concordance LambdaCDM resté un bon ajustement.
Détection
Si la matière noire au sein de notre galaxie est composée de particules massives interagissant faiblement (de WIMP), puis des milliers de WIMP doivent passer à travers chaque centimètre carré de la Terre chaque seconde. Il existe de nombreuses expériences en cours d'exécution, ou prévues, visant à tester cette hypothèse en cherchant WIMP. Bien que les WIMP sont une question candidat plus populaire sombre, il ya aussi des expériences à la recherche d'autres candidats de particules tels que axions. Il est également possible que la matière noire se compose de très lourdes particules de secteur cachés qui ne interagissent avec la matière ordinaire par gravité.
Ces expériences peuvent être divisés en deux catégories: les expériences de détection directe, qui recherchent la dispersion de particules hors noyaux atomiques dans un détecteur de matière noire; et la détection indirecte, qui recherchent des produits de annihilations WIMP.
Une autre approche pour la détection de WIMP dans la nature est de les produire en laboratoire. Les expériences avec le Grand collisionneur de hadrons (LHC) peuvent être en mesure de détecter les WIMP produites lors des collisions du LHC protons poutres. Parce qu'une WIMP a des interactions avec la matière négligeables, il peut être détecté indirectement (en grande quantité) de disparus énergie et l'élan qui échappent aux détecteurs du LHC, pourvu que toutes les autres (non négligeables) les produits de collision sont détectés. Ces expériences ont pu montrer que les WIMP peuvent être créés, mais il serait encore besoin d'une expérience de détection directe pour montrer qu'ils existent en nombre suffisant dans la galaxie pour tenir compte de la matière noire.
En Avril 2012, un groupe de scientifiques a conclu une étude qui montre qu'il est peu probable que la matière noire est sous la forme d'un halo autour des objets célestes. Cela implique qu'il ne sera pas susceptible de se retrouver dans une expérience de laboratoire sur la Terre.
Expériences de détection directs
Expériences de détection directs fonctionnent généralement dans des laboratoires souterrains profonds pour réduire le fond de rayons cosmiques. Ceux-ci comprennent: la mienne Soudan; la SNOLAB laboratoire souterrain à Sudbury, Ontario (Canada); la Gran Sasso National Laboratory (Italie); la Canfranc Laboratoire Souterrain (Espagne); la Boulby Laboratoire Souterrain (UK); et le souterrain profond des sciences et de Laboratoire de génie, le Dakota du Sud ( US).
La majorité des expériences actuelles utilisent une des deux technologies de détection: détecteurs cryogéniques, fonctionnant à des températures inférieures à 100mK, détecter la chaleur produite quand une particule frappe un atome dans un cristal absorbeur tels que le germanium . liquides Noble détecteurs détectent le flash de lumière de scintillation produite par une collision de particules dans le liquide du xénon ou de l'argon . Expériences de détecteurs cryogéniques comprennent: CDMS, CRESST, Edelweiss, EURECA. Expériences liquides nobles comprennent Zeplin, XENON, DEAP, ARDM, WARP et LUX. Ces deux techniques de détection sont capables de distinguer les particules de base qui diffusent des électrons, à partir de particules de matière noire qui dispersent de noyaux. D'autres expériences sont SIMPLE et PICASSO.
Le DAMA / ICN, expériences DAMA / LIBRA ont détecté une modulation annuelle du taux de l'événement, qui selon eux, est due à des particules de matière noire. (Comme autour de la Terre du Soleil, la vitesse du détecteur par rapport au halo de matière sombre variera d'une petite quantité en fonction de la période de l'année). Cette affirmation est confirmée jusqu'à présent et difficile à concilier avec les résultats négatifs d'autres expériences en supposant que le scénario WIMP est correcte.
Détection directionnelle de la matière noire est une stratégie de recherche basé sur le mouvement du système solaire autour du centre galactique.
En utilisant une basse pression TPC, il est possible d'accéder aux informations sur les pistes roulantes (reconstruction 3D si possible) et de contraindre la cinématique WIMP-noyau. WIMP venant de la direction dans laquelle le Soleil se déplace (à peu près dans la direction de la constellation du Cygne) peuvent ensuite être séparés du bruit de fond, qui devrait être isotrope. Expériences de direction de matière noire comprennent DMTPC, DRIFT, Newage et MIMAC.
Le 17 Décembre 2009 CDMS chercheurs ont rapporté deux événements candidats WIMP possibles. Ils estiment que la probabilité que ces événements sont dus à un fond connu (neutrons ou bêta ou gamma événements mal identifiés) est de 23%, et concluent que «cette analyse ne peut être interprété comme un indice important pour les interactions WIMP, mais nous ne pouvons pas rejeter les deux cas que le signal ».
Plus récemment, le 4 Septembre 2011, les chercheurs qui utilisent les détecteurs de CRESST présenté des preuves de 67 collisions qui se produisent dans les cristaux de particules sub-atomiques détecteur, calculait il ya un peu moins de 1 sur 10.000 chance que tous ont été causés par les sources connues d'interférence ou de contamination. Il est tout à fait possible, alors que beaucoup de ces collisions ont été causées par les WIMP, et / ou d'autres particules inconnues.
Expériences de détection indirects
Recherche expériences de détection indirecte pour les produits de WIMP anéantissement ou de pourriture. Si WIMP sont des particules de Majorana (WIMP sont leur propre antiparticule), puis deux WIMP pourrait anéantir pour produire des rayons gamma ou du modèle standard paires particule-antiparticule. En outre, si le WIMP est instable, les WIMP pourraient se désintègrent en particules du modèle standard. Ces processus pourraient être détectées indirectement par un excès de rayons gamma, des antiprotons ou positrons émanant de régions de densité de matière noire haute. La détection d'un tel signal est pas une preuve concluante de la matière noire, que la production de rayons gamma provenant d'autres sources ne sont pas entièrement compris.
Le EGRET télescope à rayons gamma observé plus de rayons gamma que prévu de la Voie Lactée, mais les scientifiques a conclu que cela était probablement dû à une mauvaise estimation de la sensibilité du télescope. Le télescope spatial Fermi Gamma-ray, lancé 11 Juin 2008, est la recherche de rayons gamma de l'annihilation de la matière noire et la pourriture.
Aux énergies plus élevées,des télescopes à rayons gamma au sol ont fixé des limites sur l'annihilation de la matière noire dans les galaxies naines sphéroïdales et dans les amas de galaxies.
Le Expérience PAMELA (lancé 2006) a détecté un grand nombre de positrons que prévu. Ces positrons supplémentaires pourraient être produites par l'annihilation de la matière noire, mais peuvent aussi provenir de pulsars. Aucun excès d'anti-protons a été observé.
Quelques-uns des WIMP passant par le Soleil ou la Terre peut disperser hors atomes et perdre de l'énergie. De cette façon, une grande population de WIMP peut s'accumuler au centre de ces organismes, qui augmente les chances que deux entreront en collision et anéantir. Cela pourrait produire un signal distinctif dans la forme de haute énergie des neutrinos provenant du centre du Soleil ou la Terre. Il est généralement considéré que la détection d'un tel signal serait la plus forte preuve indirecte de matière noire WIMP. Télescopes à neutrinos de haute énergie tels que Amanda, IceCube et ANTARES sont à la recherche de ce signal.
WIMP annihilation de la Voie Lactée dans son ensemble peut également être détecté sous la forme de divers produits d'annihilation. Le centre galactique est un très bon endroit pour chercher parce que la densité de la matière noire peut être très élevé il.
Théories alternatives
Bien que la matière noire est l'explication communément acceptée pour les diverses observations astronomiques des galaxies et des amas de galaxies, de nombreuses solutions ont été proposées pour expliquer ces observations sans la nécessité d'une grande quantité de matière inaperçue. La plupart de ces modifier la loi de la gravité d'une certaine façon, en remplaçant les lois établies par Newton et Einstein.
Lois de la gravité modifiés
Le premier modèle de gravité modifiée à émerger était de Mordehai Milgrom modification newtonienne Dynamics (MOND) en 1983, qui ajuste les lois de Newton pour créer un champ gravitationnel fort lorsque les niveaux d'accélération gravitationnelle deviennent minuscule (comme près de la jante d'une galaxie). Il y avait un certain succès expliquant galactiques caractéristiques à grande échelle, tels que les courbes de vitesse de rotation des galaxies elliptiques, et les galaxies elliptiques naines, mais n'a pas réussi à expliquer amas de galaxies lentilles gravitationnelles. Cependant, MOND était pas relativiste , car il était juste un réglage simple du compte âgée newtonienne de la gravitation, pas du compte plus récente dans d'Einstein de la relativité générale . Peu après 1983, des tentatives ont été faites pour apporter MOND en conformité avec la relativité générale; ceci est un processus continu, et de nombreuses théories concurrentes ont émergé autour de la base de la théorie MOND d'origine, y compris Teves, MOG ou STV gravité, et l'approche covariante phénoménologique, entre autres.
En 2007, John W. Moffat a proposé une théorie de la gravité modifié basé sur la théorie de la gravitation non symétrique (NGT) qui prétend expliquer le comportement des galaxies en collision. Cette théorie nécessite la présence de neutrinos non relativistes, ou d'autres candidats pour (froide) de la matière noire, de travailler.
Une autre proposition utilise un gravitationnelle backreaction dans un champ théorique émergente qui cherche à expliquer la gravité entre les objets comme une action, une réaction, puis une réaction en retour. Simplement, un objet A affecte un objet B, et l'objet B puis re-affecte objet A, et ainsi de suite: la création d'une sorte de boucle de rétroaction qui renforce la gravité.
Récemment, un autre groupe a proposé une modification de grande gravité à grande échelle dans une théorie appelée " fluide sombre ". Dans cette formulation, les effets gravitationnels attractifs attribués à la matière noire sont à la place un effet secondaire de l'énergie sombre. Fluide foncé combine la matière noire et l'énergie sombre dans un domaine unique de l'énergie qui produit des effets différents à différentes échelles. Ce traitement est une approche simplifiée à un précédent modèle de type fluide appelé le modèle de gaz généralisé Chaplygin où l'ensemble de l'espace-temps est un gaz compressible. Fluide foncé peut être comparé à un système atmosphérique. La pression atmosphérique provoque l'air à se développer, mais une partie de l'air peut effondrer pour former des nuages. De la même façon, le liquide sombre peut généralement se développer, mais il pourrait également recueillir autour des galaxies pour aider à tenir ensemble.
Une autre série de propositions est fondé sur la possibilité d'une double tenseur métrique de l'espace-temps. Il a fait valoir que les solutions en temps inversé en relativité générale exigent une telle double mesure de la cohérence, et que les deux Dark Matter et Dark Energy peuvent être compris en termes de solutions de temps inversé de la relativité générale.
La culture populaire
Mention de la matière noire est faite dans certains jeux vidéo et autres œuvres de fiction. Dans de tels cas, il est généralement attribuée propriétés physiques ou magiques extraordinaires. Ces descriptions sont souvent incompatibles avec les propriétés de la matière sombre proposées dans la physique et de la cosmologie.
