Sa répartition et son rôle:
Au sein des galaxies:
La manifestation la plus apparente de la présence d’une masse cachée se produit lorsque l’on étudie la répartition de la matière au sein d’une galaxie spirale. Il existe en effet un moyen relativement simple de connaître la distribution de masse dans une telle galaxie. Il consiste à étudier soigneusement le mouvement des étoiles et du gaz en son sein.
Dans le système solaire, les planètes se déplacent en obéissant aux lois de Kepler, selon lesquelles la vitesse d’une planète sur son orbite est inversement proportionnelle à sa distance au centre, un résultat qui est vrai dans tout système dominé par un corps central comme le Soleil. Ce principe peut se généraliser à n’importe quel ensemble, en particulier à une galaxie spirale. La façon dont la vitesse des étoiles et du gaz varie avec la distance au centre (la courbe de rotation) peut nous permettre de déterminer la répartition de la masse à l’intérieur de cette galaxie.
Les astronomes pensaient savoir à quoi s’attendre lorsqu’ils commencèrent à appliquer cette méthode. La vitesse des étoiles et du gaz devait être faible au centre et augmenter avec la distance jusqu'à un certain point. Au delà, la courbe de rotation devait s’inverser et la vitesse chuter. En effet, le gaz et les étoiles à l’extérieur de la région centrale de la galaxie peut être considéré comme en orbite autour d’un corps central et devrait donc suivre une loi similaire à celle qui régit la vitesse des planètes du système solaire.
La matière noire au niveau de notre galaxie, la Voie Lactée.
Les résultats furent surprenants. Les courbes de rotation ne chutaient pas à l’extérieur des galaxies mais restaient obstinément plates. La vitesse du gaz restait constante au lieu de diminuer. Ceci impliquait que la matière des galaxies s’étendait bien au-delà des limites visibles. Chaque galaxie devait être entourée d’un halo de matière invisible, dont la masse devait être plusieurs fois supérieure à celle de la partie visible. C'est cette découverte de dans les années 70 qui fut l'origine de la conceptualisation des MACHOs (Massive Astronomical Compact Halo Objet), des objets hypothétiques compacts et sombres pouvant errer dans le halo galactique.
Le premier rôle de la matière noire est de permettre la formation des galaxies: en effet, grâce à sa densité massique très importante la matière noire va, en quelque sorte, devenir un liant car elle va attirer la matière ordinaire sous forme de gaz. Ensuite ce gaz formera des étoiles, des planètes et des nuages de gaz qui deviendront une galaxie.
Le second rôle de la matière noire au sein de la galaxie est en rapport direct avec la répartition de celle-ci.
On sait qu'on trouve la matière sombre en grande quantité au sein de la galaxie puis sa quantité décroit quand on s'éloigne du centre. Cette disposition permet en fait de donner une certaine stabilité au disque galactique
Au sein des amas galactiques:
Un amas galactique est une concentration de plusieurs galaxies comme le montre l'image ci-dessous.
Amas galactique Abell
Au niveau de ces amas, la quantité de matière noire est encore plus importante pouvant aller jusqu'à trente fois la masse visible de ces derniers. Le modèle de répartition ci-dessous a été obtenu grâce au principe des lentilles gravitationelles.
La répartition au sein des amas
On observe que la matière noire, ici en rouge, permettrait de relier les différents amas entre eux pour former une sorte de réseau.
Le rôle de la matière noire au niveau des amas galactiques et de l'univers en général est de relier les galaxies entre elles pour pouvoir forme des amas et un immense réseau à l'échelle universelle, permettant ainsi de structurer l'univers et d'éviter la dispersion de la matière.
On peut donc ainsi affirmer que même si elle est imperceptible pour l'humain, elle est indispensable au bon fonctionnement de l'univers.
Le CMB:
Le CMB (Cosmic Microwave Background) ou le Fond diffus cosmique est le nom donné au rayonnement électromagnétique issu de l'époque dense et chaude qu'a connue l'univers par le passé, le Big Bang. Bien qu'issu d'une époque très chaude, ce rayonnement a été dilué et refroidi par l'expansion de l'univers et possède désormais une température très basse de 2,728 K (-270,424 °C). Le domaine de longueur d'onde dans lequel il se situe est celui des micro-ondes, entre l'infrarouge et les ondes radio. Cette carte nous donne un aperçu de l'univers tel qu'il était 380 000 après le Big Bang. Nous ne pouvons malheureusement pas voir, du moins dans le rayonnement électromagnétique, ce qu'il y avait avant car l'univers était composé en quelques sortes d'une soupe chaude de plasma, c'est à dire que les photons et les baryons se déplaçaient librement, ce qui rendaient l'univers complètement opaque.
Alors que la température du CMB est, à première approximation, uniforme quelque soit la direction dans laquelle on l'observe dans le ciel, elle exhibe néanmoins des fluctuations de l'ordre de 10^-5 sur différentes échelles, comme l'indiquent les différentes région colorées sur la projection des fluctuations de température du CMB obtenue par le satellite Planck et montré ci-dessous.En fait, l'amplitude de ces fluctuations à différentes échelles nous renseigne sur la quantité de matière noire dans l'univers.
