La matière noire a d’abord été proposée pour expliquer la vitesse à laquelle les étoiles orbitent autour du centre de leurs galaxies. Depuis, la recherche d’autres sources de preuves de la matière noire est intéressante.

L’un des plus grands succès semble être une collision d’amas de galaxies appelée Amas de balles. Il a fourni l’une des indications les plus spectaculaires et intuitives qui semblaient montrer que la matière noire était réelle. Notre propre rapport sur les premières preuves du groupe de puces, écrit il y a plus de dix ans, était plutôt enthousiaste. Et dans les histoires qui ont suivi sur l’existence de la matière noire, nous avons eu tendance à traiter l’amas de balles comme un étalon-or. Si vous ne pouvez pas expliquer le cluster de puces, votre théorie est probablement un peu inutile.

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L’image ci-dessus montre le reste de deux amas de galaxies qui sont entrés en collision, avec une « balle » plus petite qui a traversé l’amas plus grand. L’énergie de la collision est telle que la matière régulière a été chauffée à des températures très élevées, la faisant briller comme une folle dans le régime des rayons X (qui est montré en rouge). Ainsi, un télescope à rayons X peut produire une image claire de la distribution de la matière de la balle et du plus grand amas. Mieux encore, cette collision semble être presque à côté de nous, nous avons donc le meilleur siège dans la chambre pour l’observer.

De plus, les deux amas ont une masse importante et agissent comme des lentilles gravitationnelles. En imageant des objets qui se trouvent derrière les clusters et en comprenant comment les images sont déformées par la lentille intermédiaire, nous pouvons cartographier la masse du cluster de balles. Ceci est indiqué en bleu.

Superposer les deux images montre que la masse n’est pas là où se trouve la matière — donc la matière noire. Ce n’est qu’une des nombreuses collisions entre amas qui présentent des caractéristiques similaires — gravité sans matière apparente — mais l’amas de balles est, sans aucun doute, l’exemple le plus propre de tous.

Cependant, le cluster de puces montre quelque chose qui est, sans doute, plus important: la science fonctionne. Bien que la publication initiale ait été présentée comme une preuve de la matière noire, on s’est rapidement rendu compte que l’histoire était peut-être plus compliquée que cela. En fait, l’histoire a même commencé à faire de l’ombre à l’amas de balles en tant que preuve contre la matière noire. Les physiciens théoriciens ont laissé libre cours à leur imagination, apportant de l’énergie noire et des théories modifiées de la gravité. Mais finalement, au fur et à mesure que la poussière s’installait, la pensée est revenue à l’interprétation originale étant correcte.

En regardant le cluster de puces aujourd’hui — comment nous sommes passés d’ici à là et inversement -, nous soulignons comment la science fonctionne de la même manière. Les données sont le roi, mais la théorie est le royaume ; vous avez besoin des deux, et ni l’un ni l’autre n’est gravé dans la pierre.

Expliquer les données soulève des questions

Peu de temps après la publication de l’analyse des clusters de puces en 2006, les scientifiques ont commencé à examiner de plus près les données. Au départ, tout cela semblait un peu déroutant. Les tentatives de modéliser la collision ne semblaient pas fonctionner.

L’une des industries artisanales en astrophysique est la modélisation des galaxies et des amas de galaxies. Vous pouvez, dans votre ordinateur, créer deux clusters qui correspondent approximativement à la distribution de masse de certaines observations, puis les ramer ensemble à la vitesse souhaitée. Vous pouvez également produire un modèle contenant de nombreux clusters différents et examiner les statistiques des collisions pour voir à quoi ressemble le crash moyen du cluster.

Ce processus en deux étapes nous dit des choses différentes. Un modèle nous indique, compte tenu des données d’observation, la taille des grappes et la vitesse à laquelle elles s’approchaient lorsqu’elles sont entrées en collision. Le deuxième modèle nous indique, compte tenu de notre Univers, à quelle taille d’amas de galaxies nous devrions nous attendre et à quelle vitesse ils entrent généralement en collision.

Pour le modèle collisionnel, il ne suffit pas de faire correspondre la distribution de la matière visible et la lentille gravitationnelle qui a été observée. Il y a toute une série de fonctionnalités que les modèles doivent reproduire. Comme nous l’avons mentionné ci-dessus, la matière normale est si chaude qu’elle produit beaucoup de rayons X. Mais il ne suffit pas qu’un modèle ne produise que des rayons X; il devrait produire le même spectre de rayons X – c’est-à—dire que nous devrions être en mesure de prédire la luminosité relative de chaque couleur de rayons X. D’autres contraintes ont à voir avec le matériau dans les grappes. Pendant la collision, la matière (matière ordinaire, c’est-à-dire) est transférée entre les amas. Nos observations fournissent une estimation de la quantité transférée, et les modèles devraient prédire le transfert.

Le deuxième modèle est une question de probabilités. Lorsque vous mappez les résultats du premier modèle sur des modèles de nombreux amas de galaxies en collision aléatoire les uns avec les autres, vous devriez constater que la collision prévue n’est pas trop extraordinaire. Oui, il est possible que nous touchions l’équivalent d’un billet de loto gagnant. Mais si les modèles prédisent que la collision de cluster nécessite des conditions assez exceptionnelles, nous devrions probablement supposer que nous avons fait une erreur quelque part. Ou, plus précisément, pour chaque collision nécessitant des conditions extrêmes, nous aurions dû observer des lots qui se situent dans la plage normale. Comme nous n’avons pas beaucoup d’autres collisions, le cluster de puces devrait se situer dans cette plage normale

Mais les premiers articles publiés après l’analyse du cluster de puces ont montré que, peut-être, juste peut-être, tout ne va pas bien. Le cluster de puces est-il spécial?

Un besoin de vitesse?

La première indication que quelque chose pourrait ne pas aller est venue de modèles qui sont entrés en collision avec deux clusters.

Pour entrer en collision avec deux amas de galaxies, vous devez décider de la physique à inclure. Dans les premières tentatives, les modèles étaient relativement simples. Chaque amas était composé d’un certain nombre de particules de matière ordinaire et de matière noire. Ceux-ci se sont traversés, entrant en collision dans le cas de la matière ordinaire (la matière noire ignore tout sur son passage). L’augmentation de la pression due à la collision fait monter la température, provoquant l’émission de rayons X par les particules. En même temps, la collision génère une onde de choc qui augmente également la pression et produit un gaz encore plus chaud qui émet plus de rayons X.

Bien que les calculs soient intensifs en raison du nombre de particules, le modèle ne contient que la physique minimale d’un fluide assez simple. Et l’analyse était tout aussi simple : notre modèle reproduit-il les principales caractéristiques de nos observations ? Les chercheurs se sont concentrés sur le front de choc observé, la distribution de masse et les émissions de rayons X. Leur tentative de reproduire ces caractéristiques impliquait d’essayer différentes combinaisons de vitesses de collision, de densités et de masses totales des deux amas.

Pour un ensemble donné de conditions initiales, toute propriété observationnelle particulière pourrait être reproduite. Cependant, pour obtenir toutes les caractéristiques requises, les deux clusters ont un ensemble assez restreint de densités, de rapports de masse et, surtout, de vitesse de collision.

Comme c’est typique des nouveaux résultats passionnants, d’autres essayaient de faire la même chose, tous utilisant des modèles légèrement différents. Mais ils sont tous arrivés à des conclusions similaires. La gamme de vitesses de collision semblait également erronée — elle allait de 2 700 km / s à un énorme 4 050 km / s. Toute la gamme semblait élevée, étant donné que la théorie prédominante de la matière noire s’intitule « matière noire froide », où le froid est une autre façon de dire lent.

Mais nous ne savons pas si les amas de galaxies obéissent à une quelconque limite de vitesse (autre que « plus lente que la lumière »). Pour avoir plus qu’une supposition intuitive sur la question de savoir si ces résultats étaient élevés, les chercheurs devaient se tourner vers un autre type de modèle, celui qui modélise le mouvement des amas de galaxies. La première étape pour construire ce type de modèle est de décider de quoi est fait votre univers.

Parce que nous pouvons le voir, nous savons déjà à quel point il y a de la matière ordinaire et nous connaissons le type de vitesse à laquelle elle se déplace. La matière noire est une autre histoire, cependant. Si vous supposez que la matière noire existe, vous devez alors décider comment elle est distribuée et à quelle vitesse elle se déplace.

La vitesse de l’obscurité (matière)

Ce n’est pas un choix entièrement libre. Le Big Bang et le fait que les galaxies aient réussi à se former après cet événement ont tous deux limité la vitesse et la distribution de la matière noire. Le mouvement des galaxies au sein d’un amas vous renseigne également sur la distribution de la matière noire. Ainsi, toutes ces données d’observation servent de point de départ, ce qui limite la flexibilité du modèle. Après tout, la réalité règne. Si le point de départ n’aboutit pas à des galaxies, par exemple, alors il sera rejeté.

Pour savoir si la vitesse de collision était exceptionnelle, l’étape suivante consistait à examiner des modèles de collisions en grappes. Pour ce faire, les chercheurs ont créé une grande boîte (plus de 4GigaParsecs sur un côté) et l’ont remplie de matière noire — la matière ordinaire est un composant mineur, et la plupart des modèles, mais pas tous, la négligent. Les chercheurs ont laissé le modèle fonctionner pour faire évoluer l’Univers. À différents moments, ils congelaient le modèle et l’examinaient. Les chercheurs cherchaient de grands amas qui avaient piégé un petit amas dans son puits gravitationnel. Dans ces conditions, le petit groupe serait condamné à entrer en collision avec son plus grand voisin.

Pour rendre la comparaison avec le cluster de balles équitable, les chercheurs se sont limités à des clusters avec un rapport de masse similaire à celui de la collision de clusters de balles. De plus, ils ont supprimé les coups de regard, car le groupe de balles semble proche d’une collision frontale.

Les collisions semblaient se produire assez régulièrement: les chercheurs ont trouvé un peu moins de 80 exemples de collisions qui ressemblaient à l’amas de balles. Pourtant, aucun d’entre eux n’a reproduit les détails de la collision avec un groupe de balles. Une seule collision avait une vitesse infall supérieure à 2 000 km / s, ce qui était encore trop lent — rappelez-vous, tous les modèles de collision avaient suggéré une vitesse beaucoup plus élevée.

Tension actuelle

Encore plus inquiétant, les collisions de grappes de balles ne se sont pas produites dans le passé. Le modèle a montré que toutes les collisions avec le bon rapport de masse (par exemple, les plongées de petits groupes dans de grands groupes) se produisent de nos jours. Là-bas dans l’Univers en ce moment, il y a de petits amas aspirés impuissants dans la gueule des grands. Dans le passé, cependant, les chercheurs n’ont trouvé aucun de ces appariements. Parce que nous observons l’amas de balles aujourd’hui, nous savons que cela s’est produit dans le passé. Nous savons même depuis combien de temps cela s’est passé.

Donc, pour s’adapter aux données observables, nous devrions trouver de petits clusters entrant en collision avec de grands clusters dans le passé. Pourtant, nos modèles n’ont rien montré de tel.

Au lieu de cela, le passé est dominé par des clusters de taille similaire qui se jettent les uns dans les autres. Ce processus peut être ce qui crée la disparité dans la taille des clusters qui, éventuellement, permet des collisions de type Bullet-Cluster. Mais cela prend du temps — selon ces modèles, beaucoup de temps.

Le gros problème s’est avéré être que, dans chaque modèle informatique, les chercheurs ont un certain nombre de choix à faire: quelle physique inclure, quoi exclure et quoi approximer. Au-delà, il y a aussi des choix techniques à faire : quelle est la taille de l’Univers que vous comptez simuler ? Quelle est la plus petite fonctionnalité que votre modèle traitera? Ces deux sont des choix couplés qui sont limités par la quantité de puissance de calcul disponible. Et ils comptent vraiment.

Il s’avère que la taille de la boîte de modèle et la résolution comptent. Ou, plus précisément, plus la boîte est grande et plus il y a de particules dans la boîte, plus vous pouvez atteindre les extrêmes de la distribution de vitesse. Pour le type de modèle utilisé dans l’analyse initiale, les collisions à grande vitesse devraient être rares. Des travaux ultérieurs ont suggéré que la boîte devait avoir un volume environ huit fois supérieur à tout ce qui avait été essayé jusqu’à présent si vous vouliez voir une seule collision correspondant aux vitesses prédites par les modèles de collision.

Mais nous ne le savions pas à l’époque. Le consensus semblait alors être que quelque chose n’allait pas — pas nécessairement avec la matière noire, et certainement pas avec les observations. On s’attendait soit à ce que les modèles qui simulent la formation et la dynamique des amas de galaxies manquent quelque chose, soit à ce que le modèle qui a heurté des amas manque quelque chose. Mais lequel était éteint, et qu’est-ce qu’il manquait exactement?

Le monde mouvementé de la physique théorique

À ce stade, les physiciens théoriques commencent à être un peu excités — Des résultats qui ne sont pas expliqués™ signifient New Physics™. Peut-être que l’énergie noire pourrait accélérer l’amas? Et, sinon l’énergie noire, pourrions-nous essayer la dynamique newtonienne modifiée, une idée qui remplace la matière noire par une théorie modifiée de la gravité? Dans les deux cas, vous pourriez obtenir des vitesses de collision plus élevées. Mais ils ont eu un coût: utiliser un modèle physique qui avait des preuves assez rares à l’appui.

Dans ce cas, toutes ces idées se sont avérées fausses, mais les considérer était une partie essentielle du processus. Ne pas les considérer suggérerait que nous avons refusé de réévaluer l’exactitude de la physique fondamentale. Il y a toujours des idées qui devraient être discutées lorsque les preuves expérimentales et la théorie actuelle ne parviennent pas à s’entendre. Ils auront presque toujours tort, mais l’aspect « presque » est plutôt critique.

Dans ce cas, même s’il y avait des différences entre la théorie et les observations, l’histoire ne s’est pas terminée par une nouvelle théorie. Au lieu de cela, les chercheurs ont compris comment résoudre les différences. Le processus a commencé par revisiter le modèle de la collision de grappes. Le travail original n’avait examiné que quelques caractéristiques brutes: où se trouvait le centre de masse de chaque grappe, quelle était la forme du front de choc, etc.

Le modèle a supposé que les amas étaient, avant la collision, symétriques sphériquement. C’est assez irréaliste, et l’énorme écart signifiait qu’il était temps de devenir sérieux. Les amas ont été transformés en ellipses et l’effet des champs magnétiques a été ajouté à la physique de type fluide. Ce dernier est important car les champs magnétiques limitent la matière chargée (ordinaire) pour se déplacer autour des lignes de champ. Cela peut augmenter les pressions et les températures.

Même sans ces ajouts, l’ancien modèle correspond déjà aux caractéristiques brutes du cluster de puces. Maintenant, il était également temps d’essayer d’expliquer les détails. La plupart des données astronomiques se présentent sous la forme d’images et pas nécessairement d’images en lumière visible. Les rayons X, les données du radiotélescope et de nombreuses autres parties du spectre sont courants. Certaines de ces données sont utilisées pour fournir des estimations pixel par pixel des propriétés physiques les plus intéressantes, comme la température.

Traitement des pixels

C’est là que les chercheurs se sont dirigés: comparer les modèles à la meilleure résolution des données qu’ils étaient censés modéliser. Cela impliquait une comparaison pixel par pixel entre les données expérimentales et les prédictions du modèle.

Cela nécessite un peu de finesse. Il n’y a qu’un seul cluster de puces, et donc un seul ensemble de données complet. Le modèle comporte également des inconnues qui doivent être définies en fonction des données expérimentales. Alors, comment utilisez-vous les données pour configurer votre modèle tout en comparant les résultats aux données? En fin de compte, une équipe a utilisé les données de lentilles gravitationnelles et la partie basse énergie du spectre d’émission de rayons X pour fixer les paramètres de leur modèle. Ils ont ensuite comparé la sortie du modèle à toutes les autres données.

En fin de compte, le modèle qui incorporait les champs magnétiques reproduisait assez bien les données d’observation. Pas parfaitement, et à certains égards mal, mais c’était mieux que les travaux précédents. Malgré tout, il n’était pas évident que cela nous mène nulle part, car la vitesse de collision qu’il prédit semblait encore assez élevée (autour de 2 800 km / s à 2 900 km / s). Il y avait cependant une différence importante: pour reproduire la collision, le groupe principal devait être plus grand que prévu par le modèle précédent.

Avec la physique de la collision apparemment reproduite, les chercheurs sont revenus à la vitesse de collision. Dans leur modèle, la vitesse de collision était encore massive de 2 800 km / s, ce qui n’est pas si différent des valeurs obtenues par les chercheurs précédents. Pourtant, ils ont affirmé que cette vitesse était CORRECTE. Quelle est la différence?

La différence est dans la masse de la grappe la plus grande. Le nouveau modèle prédit une masse trois fois supérieure à ce qu’on pensait auparavant. Cela donne une attraction gravitationnelle supplémentaire car elle attire le petit, accélérant l’impact. En ré-exécutant des modèles d’amas en utilisant un univers modèle beaucoup plus grand et avec beaucoup plus d’amas de galaxies, les chercheurs ont pu voir que les amas de cette masse n’étaient pas si rares et qu’il y avait beaucoup de collisions qui ressemblaient à des amas de balles.

Plus important encore, pour les grappes plus grandes, les vitesses de collision étaient plus grandes. Le cluster de puces est toujours un peu au-dessus de la moyenne. Qu’est-ce que ça veut dire? Cela signifie que la collision de grappes de balles est toujours exceptionnelle, mais seulement dans le sens d’un sur cent et non dans le sens d’un sur 100 millions indiqué par les premières recherches.

L’histoire est-elle entièrement résolue ? Probablement pas. Je suis sûr que le modèle révisé devra encore être examiné plus attentivement, mais le cluster de puces — et la science en général — est une histoire lente. Les observations initiales du groupe de puces ont été annoncées il y a une dizaine d’années; le modèle révisé n’a que deux ans. Et cela reflète simplement la nature de la science. Pour la plupart, il s’agit de transpirer les petites choses, car c’est la seule façon de comprendre les grandes choses. C’est un processus d’auto-correction. C’est générer des modèles que vous savez avoir tort et les mettre en avant pour voir à quel point ils sont vraiment faux.

La science, c’est, en somme, jouer avec l’échec et l’aimer.