La présentation est en train de télécharger. S'il vous plaît, attendez

La présentation est en train de télécharger. S'il vous plaît, attendez

La matière noire de lUnivers CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T1.

Présentations similaires


Présentation au sujet: "La matière noire de lUnivers CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T1."— Transcription de la présentation:

1 La matière noire de lUnivers CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T1

2 Matière noire, quest-ce que ça veut dire ? La matière que lon ne voit pas, qui német pas de lumière ! … mais que lon détecte quand même par ses effets gravitationnels. Matière pas sombre… Seulement 1% ! Matière sombre… CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T2

3 Les vitesses quil mesura étaient énormes. Lamas 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. 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… CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T : première découverte

4 Pourquoi a-t-il fallu attendre 40 ans pour avancer ? Caractère difficile de Zwicky… Manque de mesures dans les années 1930 Amas : hasard ou groupes de 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 Vitesse de rotation CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T5 Les galaxies spirales, comme notre Voie Lactée, sont en rotation. Surprise ! La vitesse de rotation ne diminue pas quand on séloigne du cœur, mais reste pratiquement constante. La matière doit sétendre bien au- delà de la partie visible de la galaxie.

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

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

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

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

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

11 10 ans de mesures des millions détoiles 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 EROS (France) et MACHO (USA)

12 Une très grande fraction de matière cachée dans les amas de galaxies… CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T12 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 damas de galaxies. Elles montrent quune très grande fraction de matière cachée ne peut être de la matière ordinaire.

13 Ces dernières années, la précision des simulations sur ordinateur de la structure de lUnivers sest très fortement accrue. De leur côté, les programmes dobservation de la structure de lUnivers ont eux aussi énormément gagné en précision. Simulation de lhistoire dun Univers sur le super-ordinateur du groupe VIRGO. Chaque point représente une galaxie. Deux zones dobservation des galaxies. Chaque point représente une galaxie. Des zones nont pas de points car elles ne sont pas observées. Nous CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T13 Peser lUnivers… (1)

14 Peser lunivers… (2) Pour quelquun qui pourrait voir le rayonnement infrarouge et radio, le ciel nocturne nest pas noir : il montre lUnivers lorsquil était âgé denviron ans, époque où il est devenu transparent. Laspect de cette image permet, en la comparant aux simulations sur ordinateur, de remonter à la densité de lUnivers. Vision du ciel en rayonnement radio réalisée par le satellite WMAP en mars CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T14

15 LUnivers est devenu transparent lorsque sa température est tombée en-dessous denviron 3000 degrés, à lâge de ans. Avant cela, trop excités pour exister de façon stable, les atomes empêchaient la lumière de se propager. Aujourdhui, lUnivers a un rayon mille fois plus grand quà cette époque lointaine et sa température nest plus celle dune fournaise, mais seulement de 2,7 Kelvin. Micro-ondes Infrarouge Visible Ultraviolet Rayons X Rayons Gamma Longueur donde (m ) Batiments HumainsProtozoairesEpingleMoléculesAtomesNoyaux atomiques CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T15 Température de lUnivers

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

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 Détecteurs Protection Détection des rayons cosmiques Réfrigérateur Détecter les WIMPs (1) Cuivre Détecter les WIMPs est très difficile, en raison de leur faible interaction avec la matière : moins dun choc par mois et par kilogramme. Limites à la détection : - rayonnement cosmique, - radioactivité induite par les rayons cosmiques et radioactivité naturelle. n n n.. Lexpérience 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) CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T19 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.

20 Son concurrent américain CDMS est abrité dans la mine de fer de Soudan (États-Unis). Lexpérience française EDELWEISS est abritée sous plus de 1600 m de roche, dans les Alpes. Le laboratoire souterrain de Modane. Moins dun millionième des rayons cosmique parviennent à latteindre. CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T20 EDELWEISS et CDMS

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

22 Le détecteur dEDELWEISS (2) Détecteur en germanium de lexpérience EDELWEISS. CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T22 Dans le détecteur : des matériaux extrêmement purs, une température dun centième de degré absolu. EDELWEISS commence seulement à explorer le domaine des WIMPs…

23 Surprise : la 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 Les supernovae sont des explosions détoiles extrêmement violentes, visibles à plusieurs centaines de millions dannées-lumière elles peuvent servir détalon de lumière. En les utilisant, on a découvert en 1998 que lexpansion de lUnivers saccélère sous leffet dune gravité répulsive dans laquelle les 2/3 de lénergie de lUnivers semblent résider. Mais quest-ce que cette gravité répulsive ?

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 quune faible part (4% !) de la densité de lUnivers. Immense surprise de la gravité répulsive. Peut-être y a-t-il un aspect essentiel de lUnivers que nous navons pas compris. Énigme toujours pas résolue : à vos marques… CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T24

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


Télécharger ppt "La matière noire de lUnivers CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T1."

Présentations similaires


Annonces Google