Un monde moins macho

27 mai 2007

La matière noire de notre Galaxie n’est pas composée d’astres compacts. Ou, tout du moins, si une telle composante existe, elle y est très minoritaire. Tel est le diagnostic posé après plus de 12 ans d’observations par le programme Eros, auquel le Dapnia a apporté une contribution déterminante. Eros, tout comme d’autres programmes concurrents, trouve son origine dans une proposition astucieuse de recherche de la matière noire formulée par Bohdan Paczy?ski, un théoricien polonais de Princeton.

Chercher la matière noire à l’aide des microlentilles

En 1933, l’astrophysicien Fritz Zwicky étudie les vitesses de 15 galaxies du même amas, l’amas de Coma. Il observe que, pour que ces galaxies soient liées par la gravitation, il faut nécessairement que la masse de l’amas soit 100 fois supérieure à celle que l’on déduit de la lumière que les galaxies émettent. L’idée de la matière noire est née … pour aussitôt retomber dans l’oubli, voire le déni, peut-être à cause du caractère un peu « abrupt » de Zwicky. Mais une bonne idée ne meurt pas : son retour s’amorce dans les années 1970-1980, car les preuves de l’existence d’une composante obscure de la matière au sein même des galaxies commencent alors à s’accumuler. En effet, on peut d’une part estimer la quantité de matière visible d’une galaxie par simple comptage de ses étoiles, du gaz et des poussières ; d’autre part, on calcule la masse totale de cette galaxie en mesurant sa courbe de rotation, c’est-à-dire la vitesse de rotation autour de son centre de ses composantes visibles, à différentes distances de celui-ci[1]. Et la masse visible est systématiquement trouvée inférieure à la masse totale, d’un facteur compris entre 5 et 10.

[1] De la même façon que l’on peut calculer la masse du Soleil (ou d’une autre étoile) en mesurant précisément l’orbite des planètes qui tournent autour.

Fritz Zwicky

Figure 1 : Lorsqu'une étoile peu brillante (ici en mauve) s'interpose entre une étoile lointaine (en jaune) et le télescope terrestre, elle peut concentrer la lumière de l'étoile lointaine. Il y a alors formation de deux images, tellement proches que l'observateur terrestre ne peut les séparer. A cause de ce phénomène, on reçoit plus de lumière de l'étoile lointaine. La courbe représente la variation de la lumière reçue de l'étoile sur plusieurs mois.

Voici maintenant 20 ans, Paczy?ski suggère de rechercher la matière noire de notre Galaxie par la technique des microlentilles gravitationnelles. Si cette matière noire est sous forme d’astres sombres situés dans un halo sphérique nimbant le disque de notre Voie Lactée, lorsqu’un de ces astres s’interpose entre un observateur terrestre et une étoile lumineuse située hors de la Galaxie, il défléchit et focalise la lumière de l’étoile lointaine sur le télescope terrestre (voir figure 1). Cet effet de loupe est dû à la déflexion des rayons lumineux par la matière, prédite dans le cadre de la relativité générale d’Einstein (Einstein est d’ailleurs le premier à avoir étudié le phénomène de lentille en 1912, même s’il n’a publié ce travail qu’en 1936 !). Dans le cas qui nous intéresse ici, au fur et à mesure que l’astre sombre se rapproche puis s’éloigne de la ligne de visée de l’étoile lointaine – avec une vitesse comparable à celle du Soleil (200 km/s) –, on voit croître puis décroître la luminosité apparente de l’étoile. Cette variation de luminosité peut durer de quelques heures, si l’astre sombre a une masse comparable à celle de Mars, à quelques mois si la masse est comparable à celle du Soleil. La variation est d’autant plus importante que l’alignement entre astre sombre et étoile lointaine est précis, et sa forme est prédite par la théorie d’Einstein.

Le principal problème est l’extrême rareté du phénomène : même si toute la masse de la Galaxie est sous forme d’astres sombres de même masse que le Soleil, on peut espérer au mieux détecter un phénomène de microlentille par an pour 2 millions d’étoiles surveillées. Cela suppose des observations quasi-quotidiennes de millions d’étoiles, étalées sur plusieurs années. Par comparaison, il se trouve plus de cent mille étoiles intrinsèquement variables parmi les étoiles surveillées ! Il s’agit donc de chercher quelques aiguilles dans une botte de foin, tout en sachant que 99,9% des aiguilles ne nous apportent aucune information sur la matière noire… Malgré cela, deux groupes se lancent dans l’aventure en 1990, un américano-australien (Macho, pour Massive Astronomical Compact Halo Objects, soit « astres massifs compacts du halo », dirigé par Charles Alcock) et l’autre à forte base française (Eros, pour Expérience de Recherche d’Objets Sombres, dirigé initialement par Michel Spiro). Les hypothétiques astres composant la matière noire reçoivent le nom de « machos » ; il s’agit d’un jeu sur les mots car cette hypothèse sur la nature de la matière noire s’oppose à celle des particules postulées à cette même fin, au début des années 1980, les « wimps » (mauviettes, en anglais). Dans le même temps, un troisième groupe (Ogle, pour Optical Gravitational Lensing Experiment, soit « expérience sur le phénomène de lentille gravitationnelle optique »[1]) s’attache à débusquer des microlentilles dues à des étoiles du disque de notre Galaxie.

[1] On notera que to ogle signifie « zyeuter » en anglais.

L'observatoire de l'ESO à La Silla au Chili

Les deux caméras de l'expérience Eros sur le télescope Marly de l'observatoire de La Silla.

Premiers résultats ; premiers pas d’EROS-2

Les deux groupes décident d’observer des étoiles des Nuages de Magellan, deux galaxies naines satellites de notre Voie lactée. En effet, ces dernières sont suffisamment lointaines pour que la probabilité de passage d’un macho dans la direction d’une étoile des Nuages soit « acceptable », mais aussi suffisamment proches pour qu’un modeste télescope de 1 mètre de diamètre permette de surveiller plusieurs millions d’étoiles. Les Nuages de Magellan sont proches du pôle céleste Sud, ce qui conduit les groupes Macho et Eros à installer leurs télescopes dans l’hémisphère Sud, respectivement en Australie et au Chili (Observatoire européen austral Eso à La Silla).

Après plusieurs années d’observation, en 1997, les premiers résultats font apparaître quelques phénomènes compatibles avec l’existence de machos : le groupe Macho annonce qu’une fraction substantielle du halo galactique (50%) est peut-être sous forme d’objets un peu moins massifs que le Soleil. Le groupe Eros, avec une sensibilité expérimentale moindre et des mesures moins précises, reste plus prudent en publiant des limites sur l’existence de tels objets. Eros montre en outre qu’il ne peut exister de machos dont la masse serait comprise entre celle de la Lune (un vingt-millionième de la masse du Soleil) et celle de Jupiter (un millième de masse solaire) ; les deux groupes s’accordent sur ce fait, car Macho confirme rapidement le résultat d’Eros. Conscient dès l’origine des limites de son programme initial, le groupe Eros a entrepris en 1994 la construction de deux nouvelles caméras CCD à grand champ, deux fois plus grandes que celles de Macho. Ces caméras, construites par le Dapnia (CEA), entrent en service en juillet 1996 et demeurent pendant plusieurs mois les plus grandes au monde. Elles sont installées au foyer d’un télescope de 1 mètre de diamètre, le Marly, dont le cycle d’observation est très largement automatisé. L’ensemble, fruit d’une collaboration (Eros-2) entre le CEA, le CNRS-IN2P3 et le CNRS-INSU, fonctionnera quasiment 365 jours par an jusqu’en février 2003.

Les machos se raréfient !

Une nouvelle étape est atteinte en l’an 2000. Le nombre de candidats de microlentilles (13) observées par le groupe Macho n’a pas tenu les promesses des premiers résultats. Celui-ci révise alors à la baisse son estimation de la fraction de machos dans le halo de notre Galaxie, à environ 20%, pour des objets d’une masse proche de la moitié de celle du Soleil (20% est l’estimation la plus probable, mais les résultats de Macho sont en fait compatibles avec 50% au maximum, et 8% au minimum). Le groupe Eros-2 observe quant à lui quelques candidats (4), dont aucun n’est une indéniable microlentille. Il conserve, par nécessité, son attitude prudente et indique que, selon ses propres résultats, les machos ne peuvent pas compter pour plus de 20% de la masse du halo galactique. La partie haute de la « fourchette Macho » est exclue, mais pas la partie la plus basse. La communauté des astrophysiciens commence alors à se persuader que la matière noire des galaxies ne peut avoir les machos comme constituants uniques, ou même majoritaires.

En 2003, Eros-2 publie son analyse portant sur 5 années d’observation du petit Nuage de Magellan. Un seul candidat convaincant de microlentille est observé (voir figure 2) : il avait déjà été observé en 1997 – par Eros comme par Macho – et publié peu après. Des indices existent en outre pour qu’il soit dû à une petite étoile du petit Nuage et pas à un macho du halo. Aucune nouvelle microlentille ne s’y est ajoutée depuis lors. Ces résultats d’Eros-2 sont en accord avec ceux obtenus vers le grand Nuage.

De leur côté, les membres du groupe Macho conduisent plusieurs observations et analyses complémentaires pour éclairer la nature des candidats de microlentilles qu’ils ont observés. Aucune de ces études complémentaires ne vient remettre en cause leur interprétation en termes de machos.

Pris au pied de la lettre, le signal du groupe Macho s’interprète comme étant dû à des astres du halo, d’une demi-masse solaire. Les naines blanches – cadavres d’étoiles ordinaires – peuvent avoir de telles masses, et elles sont très faiblement lumineuses. Si cette hypothèse sur la nature des machos « tient la route », les naines blanches seraient suffisamment nombreuses pour qu’un petit nombre d’entre elles passent dans le voisinage solaire, à grande vitesse (plusieurs centaines de km/s). Il est a priori possible de les détecter en photographiant plusieurs centaines de degrés carrés dans le ciel sur plusieurs années, puis en y recherchant des objets peu lumineux se déplaçant beaucoup plus vite que des étoiles du disque de notre Galaxie (au moins 0,7 seconde d’arc par an, soit l’équivalent d’un pixel de CCD par an). Un tel programme est mené par Eros-2 entre 1996 et 1999. Aucune naine blanche rapide n’est détectée, ce qui conduit Eros à affirmer que les naines blanches représentent moins de 5% de la masse du halo galactique [1].

[1] Il faut aussi signaler qu’en cas d’observation de tels objets, un autre problème se serait posé : selon les modèles admis, des naines blanches d’une demi-masse solaire n’ont pas encore eu le temps de se former depuis la naissance de notre Galaxie.

Figure 2 : L'évènement EROS2-SMC-1 (luminosité en fonction de la date):
les points représentent les mesures, dans les deux couleurs enregistrées
par EROS) et la ligne le meilleur ajustement théorique.

Résultats finals d’Eros-2 : pas de machos ?

Nous en arrivons aux résultats finals d’Eros-2 sur la recherche de machos via le phénomène de microlentille. Ils ont été soumis à publication en juillet 2006 et la revue Astronomy and Astrophysics vient d’accepter cette publication en avril 2007.

Entre temps, une importante clarification s’est produite … mais pas sur le sujet de la matière noire. Après des années de résultats contradictoires et de discussions abondantes, trois groupes de recherche de microlentilles – Eros, Macho et Ogle – ont enfin obtenu des résultats en accord entre eux … vers le centre de notre Galaxie. De plus ces mesures sont en bon accord avec les modèles les plus simples de distribution des étoiles ordinaires – les naines rouges[1] – dans le disque et le bulbe de la Galaxie. En particulier, Eros-2 observe pour la première fois une variation de la probabilité qu’une étoile du bulbe subisse un phénomène de lentille causé par une étoile du disque ; cette probabilité, comme prévu, est plus faible quand l’étoile du bulbe est loin du plan du disque (l’équateur galactique). Ceci indique nettement que les lentilles sont confinées dans le disque. Pour arriver à cet accord entre les trois groupes, il a fallu se restreindre à l’analyse des phénomènes de microlentille affectant les étoiles les plus brillantes de la région du centre galactique, les géantes rouges.

[1] Leur masse est comprise entre un dixième et un tiers de la masse du Soleil.

Quelle sont les leçons de ces résultats ? Tout d’abord, des centaines de phénomènes de microlentilles ont été observés, ce qui montre si besoin était que les trois groupes sont capables de détecter ce phénomène rare. Ensuite, si un accord n’est intervenu qu’en se restreignant aux étoiles brillantes, cela jette a contrario le doute sur la mesure du taux de microlentilles affectant des étoiles peu lumineuses. Pourquoi alors ne pas restreindre l’analyse des microlentilles vers les Nuages de Magellan aux seules étoiles brillantes ? C’est ce que décide à ce stade de faire EROS-2, en se concentrant sur les 7 millions (sur 33) d’étoiles les plus brillantes des Nuages.

Les résultats sont sans appel : moins de 8% de la masse du halo galactique est sous forme de machos d’une demi-masse solaire. Aucun phénomène de microlentille affectant une étoile brillante n’est observé vers le Grand Nuage, et un seul vers le Petit Nuage ; ce dernier était déjà connu depuis 1997 (voir plus haut). De fait, ces résultats sont compatibles avec une absence totale de machos (voir figure 3).

Figure 3 : Fraction f du halo en fonction de la masse des machos. EROS n'a
observé qu'un événement vers le SMC. MACHO a observé 15 candidats vers le LMC et 2 vers le SMC. Le domaine sous la ligne épaisse (tiretée) représente la zone de ce diagramme autorisée par les données du LMC (LMC+SMC) d'EROS, avec 95% de confiance. Le domaine entouré par la ligne plus fine représente la zone autorisée par le signal de MACHO,toujours avec 95% de confiance. On notera le très faible recouvrement.

Eros et Macho : compatibles ou non ?

Les résultats d’Eros-2 semblent donc clore l’époque des machos. Mais, dans ce cas, comment interpréter les observations du groupe Macho ? Celles-ci sont-elles compatibles malgré tout avec les résultats d’Eros-2 ? Cela n’apparaît pas impossible. Les champs d’observation de Macho et d’Eros sont en effet bien différents : Macho a suivi principalement des étoiles du centre du Grand Nuage – une zone très dense –, alors qu’Eros a observé plus d’étoiles réparties sur une plus grande fraction du Grand Nuage, avec un champ six fois plus vaste. La zone centrale cumule les difficultés : la grande densité d’étoiles y rend les risques de confusion (superposition) d’étoiles plus importants, d’où une interprétation plus délicate des résultats ; par ailleurs, les étoiles variables y sont plus abondantes, d’où un risque de contamination accru ; enfin, les phénomènes de lentille proprement dits, mais dus à des étoiles faibles du Grand Nuage, y sont environ deux fois plus fréquents. On peut imaginer qu’une combinaison de plusieurs de ces difficultés explique l’écart observé entre les résultats des deux groupes. Et, de fait, si l’on ne considère que les observations d’Eros-2 dans des champs surveillés par Macho d’une part, et que les phénomènes de microlentilles affectant des étoiles brillantes observées par Macho de l’autre, le désaccord n’est plus criant.

Fort heureusement, deux programmes complémentaires actuellement en cours pourront aider à affermir les conclusions. Les groupes Ogle-3 et SuperMacho observent depuis 6 et 5 ans une importante fraction du Grand Nuage. Leurs résultats ont atteint la sensibilité requise pour contribuer au débat ; ils seront donc attendus avec impatience.

Par ailleurs, il faut signaler que le savoir-faire acquis dans la construction des caméras d’Eros a permis de construire la plus grande caméra CCD du monde, MégaCam (40 CCDs), installée au télescope CFHT de Hawaï depuis 2003. Elle a permis entre autres une étude de l’accélération de l’expansion de l’Univers via le programme SNLS de recherche de supernovæ.

Rédaction : Alain MILSZTAJN

Contact: Nathalie Palanque-Delabrouille, James RICH

#1469 - Màj : 14/03/2018

Département de Physique des Particules

Institut de recherche sur les lois fondamentales de l'Univers