🌌 Halo de matière noire

Le profil de densité NFW est rho(r) = rho₀ / [(r/rₛ)(1 + r/rₛ)²], où rₛ = r₂₀₀ / c est le rayon d'échelle et rho₀ est la densité caractéristique fixée par la masse totale du halo. Le rayon r₂₀₀ enferme une densité moyenne 200 fois la densité critique de l'Univers. Le paramètre de concentration c décrit à quel point le halo est concentré au centre : un c plus élevé signifie un pic central plus prononcé et plus de masse à l'intérieur de rₛ. L'intégrale de masse enfermée est M(r) = 4π rho₀ rₛ³ [ln(1 + r/rₛ) - (r/rₛ)/(1 + r/rₛ)], ce qui donne la vitesse circulaire vₙ(r) = racine(GM(r)/r).

Le préréglage Voie lactée (log M₂₀₀ = 12, c = 10) correspond aux estimations de notre propre galaxie, avec une masse de halo d'environ 10¹² masses solaires et un rayon viriel proche de 200 kpc. Le préréglage galaxie naine (log M = 10,5, c = 20) ressemble à des systèmes comme le Grand Nuage de Magellan ou des sphéroïdes nains isolés, qui ont des paramètres de concentration inhabituellement élevés. Le préréglage amas riche (log M = 14,2, c = 5) est comparable aux halos des amas de la Vierge ou de la Chevelure de Bérénice, qui sont moins concentrés car ils se sont formés plus récemment dans le temps cosmique. Les galaxies à faible brillance de surface ont des fractions de matière noire très élevées et montrent les courbes de rotation plates les plus prononcées de tous les types de galaxies.

Les courbes de rotation plates sont compatibles à la fois avec un halo de matière noire et avec la dynamique newtonienne modifiée (MOND), une alternative phénoménologique proposée par Mordehai Milgrom en 1983. Cependant, l'amas de la Balle (1E 0657-56) fournit une preuve solide de la matière noire en tant que substance physique : la masse de lentille gravitationnelle de deux amas en collision est décalée spatialement par rapport au gaz chaud (la composante baryonique dominante), exactement comme prévu si la matière noire a traversé la collision sans encombre tandis que le gaz était ralenti par des interactions électromagnétiques. Le profil NFW prédit également avec succès les lentilles d'amas, le spectre de puissance du fond diffus cosmologique et la formation des structures à grande échelle d'une manière que les extensions MOND peinent à reproduire simultanément.

Fritz Zwicky a d'abord déduit une masse invisible dans les amas de galaxies en 1933 en mesurant les dispersions de vitesse dans l'amas de la Chevelure de Bérénice. Jan Oort a noté une masse manquante dans le disque galactique dans les années 1930. Vera Rubin et Kent Ford ont fourni la preuve systématique la plus convaincante en 1970-1978 avec des courbes de rotation optiques précises pour des dizaines de galaxies spirales, montrant les profils externes plats impossibles sans masse invisible. Le profil NFW — le modèle de halo standard utilisé dans cette simulation — a été publié par Julio Navarro, Carlos Frenk et Simon White en 1996 et 1997 à partir de simulations cosmologiques à N corps, établissant la forme universelle des halos de matière noire froide sur une large gamme de masses.

Les halos de matière noire sont liés aux lentilles gravitationnelles (les halos massifs courbent la lumière des galaxies d'arrière-plan, créant des arcs et des anneaux d'Einstein), aux fusions de galaxies (les halos fusionnent hiérarchiquement pour construire des structures plus grandes), à la toile cosmique (les halos se forment aux nœuds des filaments de matière noire comme on le voit dans la simulation de la toile cosmique), au spectre de puissance du fond diffus cosmologique (la formation des halos est amorcée par des fluctuations de densité primordiales visibles dans le fond diffus cosmologique), et aux galaxies satellites (des sous-halos plus petits au sein d'un halo hôte plus grand abritent des galaxies satellites naines comme celles orbitant la Voie lactée). La relation masse stellaire-halo — décrite par le curseur de fraction stellaire dans cette simulation — culmine autour de masses de halo de 10¹² masses solaires, où les galaxies sont les plus efficaces pour convertir les baryons en étoiles.

Bien que les halos de matière noire ne puissent pas être directement conçus, les méthodes computationnelles développées pour les simuler — en particulier les solveurs gravitationnels à N corps et les algorithmes en arbre comme l'algorithme de Barnes-Hut — sont largement utilisées dans d'autres domaines : simulations de dynamique moléculaire pour la découverte de médicaments, dynamique des fluides en ingénierie aérospatiale, et modélisation de sources d'ondes gravitationnelles à grande échelle. Le profil NFW lui-même est utilisé opérationnellement dans les pipelines de relevés de télescopes (comme les relevés Euclid et Rubin Observatory LSST) pour déduire les masses de matière noire à partir de mesures de lentilles gravitationnelles faibles, guidant la stratégie et l'étalonnage des relevés.

Plusieurs tensions subsistent entre les prédictions NFW et les observations à petite échelle : le problème du cusp-core (les simulations prédisent un pic de densité au centre, mais de nombreuses galaxies naines observées montrent un cœur plat), le problème des satellites manquants (les simulations prédisent bien plus de petits sous-halos que de galaxies satellites observées), et le problème du « trop gros pour échouer » (les sous-halos les plus massifs prédits semblent absents ou sous-peuplés). Les résolutions proposées incluent la rétroaction baryonique (des flux de gaz entraînés par les supernovae qui aplatissent les pics de matière noire), la matière noire tiède ou auto-interagissante avec un comportement différent à petite échelle, et des modèles de rétroaction stellaire améliorés. Des expériences à venir — dont les expériences de détection directe (LZ, XENONnT), le Rubin Observatory LSST et le satellite Euclid — visent à mieux contraindre la masse des particules de matière noire et la section efficace d'interaction.