Astronomie

La densité critique de l'Univers inclut-elle également l'énergie noire ?

La densité critique de l'Univers inclut-elle également l'énergie noire ?

On dit souvent qu'il semble que l'Univers soit assez proche de la densité critique (par exemple https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/C/Critical+Density).

Cela inclut-il également l'énergie noire (en dehors de la matière noire et de la matière baryonique) ?


Oui. Citant des valeurs de Wikipédia (qui cite à son tour Ade et.al. dans Astronomy and Astrophyics 517), la contribution de la matière (matière noire et matière visible) est $$Ω_ ext{masse} ≈ 0.315±0.018$$ La contribution des photons et des neutrinos est faible, et dans les limites d'erreur des autres termes : $$Ω_ ext{relativiste} ≈ 9.24×10^{−5}$$ Et la contribution de l'énergie noire est : $$Ω_Λ ≈ 0.6817±0.0018$$

$$Ω_ ext{total}= Ω_ ext{masse} + Ω_ ext{relativiste} + Ω_Λ= 1.00±0.02$$


L'énergie noire et le destin de l'univers

L'évolution de l'Univers est régie par la quantité de matière noire et d'énergie noire qu'il contient, mais les densités de matière noire et d'énergie noire - leurs concentrations dans un volume d'espace donné - sont affectées très différemment par l'expansion cosmique. Nous avons une bonne idée de la quantité de matière noire que contient l'univers, et bien que nous ne sachions pas exactement ce que c'est, nous savons qu'elle est affectée par la gravité. La clé, alors, pour comprendre le destin éventuel de l'Univers réside dans la compréhension de l'autre moitié de cette sombre équation : l'énergie noire.

À l'heure actuelle, les cosmologistes ne comprennent presque rien à l'énergie noire, même si elle semble représenter environ 70 % du contenu massique-énergétique de l'Univers. Ils cherchent désespérément à découvrir ses propriétés fondamentales : sa force, sa permanence et toute variation avec la direction. Ils doivent apprendre les propriétés de la matière noire avant de pouvoir déterminer son influence sur l'Univers en expansion.

Cette évolution à l'échelle cosmique est schématisée dans la figure ci-dessus pour plusieurs cosmologies. Dans un univers à haute densité de matière noire, l'expansion de Hubble qui a commencé avec le Big Bang continue de décélérer en raison de l'attraction gravitationnelle de la matière noire remplissant l'Univers, se terminant par un gros resserrement. Dans un univers dont la densité critique de matière noire est plus faible, l'expansion s'envole. Dans un Univers avec de l'énergie noire ainsi que de la matière noire, la décélération initiale est inversée à des moments tardifs par la dominance croissante de l'énergie noire.

Si l'hypothétique énergie noire continue de dominer le bilan énergétique de l'Univers, alors l'expansion actuelle de l'espace continuera de s'accélérer, de façon exponentielle. Les structures qui ne sont pas déjà liées gravitationnellement finiront par voler en éclats. La Terre et la Voie lactée resteraient intactes tandis que le reste de l'Univers semble nous fuir.

La nature de l'énergie noire est actuellement un sujet de spéculation. Certains pensent que l'énergie noire pourrait être "l'énergie du vide", représentée par la "constante cosmologique" (Λ, la lettre majuscule grecque lambda) en relativité générale, une densité constante et uniforme d'énergie noire dans tout l'espace qui est indépendante du temps ou de la l'expansion de l'univers. Cette notion a été introduite par Einstein et est cohérente avec nos observations limitées à ce jour. Alternativement, l'énergie noire peut varier avec le temps cosmique. Seuls de nouveaux types d'observations peuvent trancher la question.


L'énergie noire change-t-elle avec le temps ?

Par : Camille M. Carlisle 28 août 2017 6

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Les scientifiques se demandent si la mystérieuse «force» qui accélère l'expansion de l'univers change avec le temps.

Ces derniers temps, il y a eu un peu de bruit scientifique sur un conflit petit mais notable dans les mesures du taux d'expansion de l'univers. Le taux actuel, appelé constante de Hubble ou H0 (prononcé "H-naught"), relie le décalage vers le rouge dans le spectre d'un objet à sa distance physique. Il nous indique également l'âge et la taille de l'univers, ainsi que la densité requise pour rendre l'univers géométriquement plat.

C'est, en somme, un nombre assez important.

Ce graphique montre quelques mesures représentatives du taux d'expansion de l'univers actuel, connu sous le nom de constante de Hubble. La figure comprend trois valeurs dérivées des mesures du fond diffus cosmologique (côté gauche du graphique) et quatre valeurs dérivées d'objets "à proximité" (côté droit du graphique). Les valeurs présentées ici sont les résultats rudimentaires de chaque étude. Chacune de ces valeurs peut être rendue plus précise en combinant les informations de plusieurs ensembles de données.
Ana Aceves / Monica Young

L'expansion de l'univers a été l'une des plus grandes découvertes du 20e siècle. Mais après près d'un siècle d'études, les astronomes ne sont toujours pas tout à fait d'accord sur la rapidité de l'expansion actuelle. Ceux qui utilisent le fond diffus cosmologique privilégient une valeur d'environ 67 kilomètres par seconde par mégaparsec (km/s/Mpc, où un mégaparsec correspond à 3,26 millions d'années-lumière). Ceux qui utilisent des supernovae et d'autres outils cosmiques plus proches ont une valeur d'environ 73 km/s/Mpc (voir graphique).

L'écart rappelle un autre débat vers le tournant du 21e siècle, avec un côté prônant avec véhémence environ 50 km/s/Mpc et l'autre environ 100 km/s/Mpc. Le travail minutieux de Wendy Freedman (Université de Chicago) et d'autres personnes utilisant le télescope spatial Hubble a résolu cette controverse.

Le désaccord actuel pourrait être simplement une question d'analyse et d'hypothèses (peut-être même un vide cosmique). Cependant, Freedman note qu'une partie de la solution à la situation précédente était la découverte hallucinante que, au cours de la dernière moitié de l'histoire cosmique, l'expansion de l'univers a été accélérer. Quelque chose identifié par le terme générique « énergie noire » alimente cette accélération. Bien que nous ne sachions pas encore ce qu'est l'énergie noire, une opinion privilégiée est qu'il s'agit d'une sorte d'énergie inhérente à l'espace lui-même. Si tel est le cas, alors que l'espace s'étend, l'énergie noire augmentera avec elle et maintiendra la même densité, au lieu de se diluer.

La nouvelle physique pourrait-elle aussi être à l'origine du conflit actuel ?

L'expansion de l'univers a commencé avec le Big Bang, il y a près de 14 milliards d'années. Après une brève poussée d'inflation, le taux d'expansion a ralenti, puis plusieurs milliards d'années plus tard (les estimations varient) l'accélération s'est déclenchée lorsque l'énergie noire a dominé la gravité.
Fondation du prix Nobel

Gong-Bo Zhao (Académie chinoise des sciences et Université de Portsmouth, Royaume-Uni) et ses collègues ont décidé d'explorer cette question. Ils ont cherché à savoir si la dernière controverse pouvait être due à une énergie noire en évolution, dont la densité change non seulement avec le temps, mais change également de la manière sa densité change avec le temps.

En termes mathématiques, si la densité de l'énergie noire reste constante, alors son équation d'état, w, est égal à -1. Cela en ferait la constante cosmologique - le lambda (Λ) dans le paradigme lambda-froid-matière noire (ΛCDM), le nom officiel de notre cadre cosmologique moderne. Les observations soutiennent cette valeur, avec une marge de manœuvre. Si w est supérieur à -1 (-0,9, et cetera), cependant, la densité de l'énergie noire diminue lentement à mesure que l'univers s'étend. Si w est inférieure à -1, alors la densité augmente avec l'expansion.

Ce que l'équipe de Zhao a fait était de vérifier si, au lieu de rester une valeur, l'équation d'état change réellement au cours du temps cosmique, se transformant sur une plage de w valeurs. En rassemblant un ensemble important et diversifié d'observations d'autres personnes, l'équipe l'a analysé avec précaution pour voir quel type de cosmos les données pourraient décrire. Ecrit le 28 août dans Astronomie de la nature, les auteurs concluent qu'il est possible de soulager le H0 tension avec une énergie noire dynamique, dont l'équation d'état oscille au-dessus et au-dessous de la valeur -1. Cependant, le léger favoritisme pour cette solution dans leur analyse n'est pas assez fort statistiquement pour prouver que c'est la bonne réponse.

Ce qui est bien, c'est que plus de données résoudront ce mystère. L'équipe pointe vers la prochaine enquête sur l'instrument spectroscopique de l'énergie noire (DESI), qui vise à commencer à créer une carte cosmique 3D en 2018.

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Un argument vide

Ce qui se passe, c'est de l'énergie noire. Totalisant 69,2 % de la densité énergétique de l'univers, il se comporte simplement… étrangement. La propriété la plus importante de l'énergie noire est que sa densité est constante. Sa deuxième propriété la plus importante est qu'il semble être lié au vide de l'espace vide.

Prenez une boîte, et videz le tout, en enlevant toute la matière (normale et sombre), les neutrinos, les radiations. tout. Si vous l'avez bien fait, vous aurez une boîte de vide pur et non altéré, ce qui signifie que vous aurez une boîte d'énergie noire pure. Doublez la taille de la boîte et vous aurez le double de l'énergie noire.

Ce comportement est à l'opposé du comportement de la matière et du rayonnement. Si vous avez une boîte (ou, disons, un univers) avec une quantité fixe de matière et que vous doublez le volume de ce conteneur, la densité de matière est réduite de moitié. La densité d'énergie du rayonnement diminue encore plus : non seulement l'expansion de l'univers dilue le rayonnement, mais elle étend également sa longueur d'onde.

Mais à mesure que l'univers s'étend, nous obtenons continuellement plus d'espace vide (vide) à l'intérieur, nous recevons donc continuellement plus d'énergie noire. Si vous craignez que cela viole une sorte de principe de conservation de l'énergie, vous pouvez dormir tranquille ce soir : l'univers est un système dynamique, et la forme des lois de conservation enseignées dans Physique 101 ne s'applique qu'aux systèmes statiques. L'univers est un lieu dynamique, et le concept de &ldquoconservation de l'énergie» tient toujours mais d'une manière plus complexe et non intuitive. Mais c'est un article pour un autre jour.

Vous vous demandez peut-être aussi comment je peux parler avec autant de confiance de la nature de l'énergie noire, puisque nous ne semblons pas du tout la comprendre. Vous avez raison : nous ne comprenons pas l'énergie noire. Du tout. Nous savons qu'il existe, car nous observons directement l'expansion accélérée de l'univers, et une demi-douzaine d'autres éléments de preuve indiquent tous son existence.

Et bien que nous ne sachions pas ce qui crée l'expansion accélérée, nous savons que nous pouvons la modéliser comme une propriété du vide de l'espace qui a une densité constante, donc c'est assez bon pour le moment.


Les grands vides

En effet, les défis à l'existence de l'énergie noire se concentrent souvent sur nos modèles cosmologiques les plus précieux. Le principe cosmologique stipule que la distribution de la matière dans l'univers est à la fois homogène et isotrope. Cependant, à plus petite échelle, la matière est grumeleuse, arrangée en galaxies et en amas de galaxies, qui forment de grandes chaînes et des parois d'amas qui s'étendent sur des centaines de millions d'années-lumière. Mais surtout, ces plus grandes structures, telles que la Grande Muraille de Sloan, ne sont pas liées gravitationnellement. Entre ces îlots de matière se trouvent de vastes vides où la densité de matière est bien plus faible. La gravité affectera l'expansion de l'espace différemment selon que vous êtes dans un cluster ou dans un vide.

Les défis à l'existence de l'énergie noire se concentrent souvent sur nos modèles cosmologiques les plus précieux

La question à 64 000 $, selon István Szapudi de l'Université d'Hawaï, n'est pas de savoir si la structure influence l'expansion de l'univers – « C'est clair que c'est le cas », dit-il – mais quelle est la taille de cet effet ?

Szapudi a co-écrit un article publié en 2017 (MNRAS 469 L1) qui soutient que le modèle Λ -CDM ne prend pas en compte la structure changeante - manifeste dans les vides et les amas - au fur et à mesure que l'on voyage à travers l'univers. Les modèles de l'expansion de l'univers sont généralement basés sur la métrique de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker (FLRW). C'est une solution exacte à l'équation de Friedmann, qui résout la théorie de la relativité générale pour un univers en expansion conforme au principe cosmologique et où la courbure de l'espace, qui est nulle, est la même partout. Cependant, en utilisant leur algorithme AvERA, Szapudi et ses collègues, dirigés par Gábor Rácz de l'Université Eötvös Loránd de Budapest, ont découvert que leur expansion simulée se déroule à des rythmes différents en fonction de la structure environnante. Parce que l'univers est dominé par des vides où la gravité plus faible permet à l'univers de s'étendre plus rapidement, ce n'est qu'en faisant la moyenne de tous les différents taux d'expansion qu'il semblerait que l'expansion s'accélère.


Énergie noire

L'une des bases d'observation du modèle cosmologique du big bang était l'expansion observée de l'univers. La mesure du taux d'expansion est une partie critique de l'étude, et il a été constaté que le taux d'expansion est presque "plat". C'est-à-dire que l'univers est très proche de la densité critique, au-dessus de laquelle il ralentirait et s'effondrerait vers l'intérieur vers un futur "gros resserrement". Un gros problème conceptuel a été que nous n'avons pas pu observer plus d'une fraction de cette densité sous forme de matière ordinaire. La projection WMAP de la matière baryonique ordinaire n'est que de 4,4% de la densité critique, et seulement 27% même lorsque la "matière noire" projetée est incluse. Il nous reste donc à prendre en compte les 73 % restants de la densité effective, et le nom choisi est « énergie noire ».

L'un des grands défis de l'astronomie et de l'astrophysique est la mesure des distances sur les vastes distances de l'univers. Depuis les années 1990, il est devenu évident que les supernovae de type Ia offrent une opportunité unique pour la mesure cohérente de la distance jusqu'à peut-être 1000 Mpc. Des mesures à ces grandes distances ont fourni les premières données suggérant que le taux d'expansion de l'univers s'accélère réellement. Cette accélération implique une densité d'énergie qui agit en opposition à la gravité, ce qui entraînerait une accélération de l'expansion. Il s'agit d'une densité d'énergie que nous n'avons pas directement détectée par observation - d'où "énergie noire".

Si nous prenons la valeur WMAP pour la densité critique à ρc,0 = 9,47 x 10 -27 kg/m 3 et supposer que l'énergie noire représente environ 73% de cela, alors la densité effective de l'énergie noire équivaudrait à un peu plus de 4 atomes d'hydrogène (m = 1,67 x 10 -27 kg) dans un mètre cube d'espace. Si nous prenons 5,9 x 10 9 km comme rayon moyen de Pluton et calculons le volume d'une sphère de ce rayon, alors l'énergie noire dans cette sphère équivaudrait à un peu moins de 6 x 10 12 kg répartis dans un espace représentant l'énergie solaire. système. La densité de l'astéroïde Ida a été mesurée à environ 2,7 g/cm 3 . Ainsi, toute l'énergie noire du système solaire représenterait environ 2,2 x 10 9 m 3 de la matière d'Ida, soit une sphère d'environ 800 m de rayon. Ida a un minuscule satellite ou lune nommé Dactyl de dimensions 1,2 x 1,4 x 1,6 km, de sorte que la masse de ce plus petit des satellites est comparable à l'énergie noire de l'ensemble du système solaire. Pourtant étendue uniformément dans tout l'univers, cette énergie noire devient l'influence dominante sur l'expansion de l'univers à cette époque.


Ce que les astronomes aimeraient que tout le monde sache sur la matière noire et l'énergie noire

Si vous vous fiez à ce qui est souvent rapporté dans les nouvelles, vous auriez l'impression que la matière noire et l'énergie noire sont des châteaux de cartes qui n'attendent que d'être détruits. Les théoriciens explorent constamment d'autres options. Les galaxies individuelles et leurs satellites favorisent sans doute une certaine modification de la gravité en matière noire. Il existe de grandes controverses sur la vitesse à laquelle l'Univers s'étend, et les conclusions que nous avons tirées des données de supernova pourraient devoir être modifiées. Étant donné que nous avons fait des suppositions erronées dans le passé en supposant que l'Univers invisible contenait des substances qui n'étaient tout simplement pas là, de l'éther au phlogiston, n'est-ce pas un plus grand acte de foi de supposer que 95% des L'univers est une forme d'énergie invisible et invisible que de supposer qu'il n'y a qu'un défaut dans la loi de la gravité ?

La réponse est un retentissant, absolu non, selon presque tous les astronomes, astrophysiciens et cosmologistes qui étudient l'Univers. Voici pourquoi.

La cosmologie est la science de ce qu'est l'Univers, comment il est devenu ainsi, quel est son destin et de quoi il est composé. À l'origine, ces questions étaient du domaine des poètes, des philosophes et des théologiens, mais le 20e siècle a fermement fait entrer ces questions dans le domaine de la science. Quand Einstein a présenté sa théorie de la relativité générale, l'une des premières choses qui a été réalisée est que si vous remplissez l'espace qui compose l'Univers avec toute forme de matière ou d'énergie, il devient immédiatement instable. Si l'espace contient de la matière et de l'énergie, il peut se dilater ou se contracter, mais toutes les solutions statiques sont instables. Une fois que nous avons mesuré l'expansion de Hubble de l'Univers et découvert la lueur résiduelle du Big Bang sous la forme du fond diffus cosmologique, la cosmologie est devenue une quête pour mesurer deux nombres : le taux d'expansion lui-même et comment ce taux a changé au fil du temps. Mesurez-les et la Relativité Générale vous dit tout ce que vous pourriez vouloir savoir sur l'Univers.

Ces deux nombres, appelés H_0 et q_0, sont appelés respectivement le paramètre de Hubble et le paramètre de décélération. Si vous prenez un univers rempli de choses et que vous commencez à s'étendre à un rythme particulier, vous vous attendez à ce que ces deux phénomènes physiques majeurs - l'attraction gravitationnelle et l'expansion initiale - se battent l'un contre l'autre. Selon la façon dont tout cela s'est passé, l'Univers devrait suivre l'une des trois voies suivantes :

  1. L'Univers s'étend suffisamment vite pour que même avec toute la matière et l'énergie de l'Univers, il puisse ralentir l'expansion mais ne jamais l'inverser. Dans ce cas, l'Univers s'étend pour toujours.
  2. L'Univers commence à s'étendre rapidement, mais il y a trop de matière et d'énergie. L'expansion ralentit, s'arrête, s'inverse et l'Univers finit par s'effondrer.
  3. Ou, peut-être, l'Univers - comme le troisième bol de bouillie de Boucle d'or - est juste à droite. Peut-être que le taux d'expansion et la quantité de choses dans l'Univers sont parfaitement équilibrés, le taux d'expansion étant asymptotique à zéro.

Ce dernier cas ne peut se produire que si la densité énergétique de l'Univers est égale à une valeur parfaitement équilibrée : la densité critique.

C'est en fait une belle configuration, car les équations que vous dérivez de la relativité générale sont ici complètement déterministes. Mesurez comment l'Univers s'étend aujourd'hui et comment il s'étendait dans le passé, et vous savez exactement de quoi l'Univers doit être fait. Vous pouvez en déduire l'âge que doit avoir l'Univers, la quantité de matière et de rayonnement (et la courbure, et tout autre élément) qu'il doit contenir, et toutes sortes d'autres informations intéressantes. Si nous pouvions connaître ces deux nombres exactement, H_0 et q_0, nous saurions immédiatement à la fois l'âge de l'Univers et aussi de quoi l'Univers est fait.

Or, nous avions des idées préconçues lorsque nous nous sommes engagés dans cette voie. Pour des raisons esthétiques ou mathématiquement préjudiciables, certaines personnes ont préféré l'Univers qui s'effondre, tandis que d'autres ont préféré l'Univers critique et d'autres encore ont préféré l'Univers ouvert. En réalité, tout ce que vous pouvez faire, si vous voulez comprendre l'Univers, c'est l'examiner et lui demander de quoi il est fait. Nos lois de la physique nous disent quelles règles l'Univers joue par le reste est déterminée par la mesure. Pendant longtemps, les mesures de la constante de Hubble étaient très incertaines, mais une chose est devenue claire : si l'Univers était composé à 100 % de matière normale, l'Univers s'est avéré très jeune.

Si le taux d'expansion, H_0, était rapide, comme 100 km/s/Mpc, l'Univers n'aurait que 6,5 milliards d'années. Étant donné que les âges des étoiles dans les amas globulaires – certes, certaines des étoiles les plus anciennes de l'Univers – avaient au moins 12 milliards d'années (et beaucoup ont cité des nombres plus proches de 14 à 16 milliards), l'Univers ne pouvait pas être aussi jeune. Alors que certaines mesures de H_0 étaient significativement plus faibles, comme 55 km/s/Mpc, ce qui donnait toujours un Univers de 11 milliards de dollars de changement : encore plus jeune que les étoiles que nous y avons trouvées. De plus, alors que de plus en plus de mesures sont entrées dans les années 1970, 1980 et au-delà, il est devenu clair qu'une constante de Hubble anormalement basse dans les années 40 ou 50, ne correspondait tout simplement pas aux données.

En même temps, on commençait à mesurer avec précision l'abondance des éléments légers dans l'Univers. La nucléosynthèse du Big Bang est la science de la quantité relative d'hydrogène, d'hélium-4, d'hélium-3, de deutérium et de lithium-7 qui devrait rester du Big Bang. Le seul paramètre qui ne peut pas être déduit des constantes physiques dans ces calculs est le rapport baryon/photon, qui vous indique la densité de matière normale dans l'Univers. (Ceci est relatif à la densité numérique des photons, mais cela est facilement mesurable à partir du fond diffus cosmologique.) Bien qu'il y ait eu une certaine incertitude à l'époque, il est devenu clair très rapidement que 100% de la matière ne pouvait pas être « normale, ” mais seulement environ 10 % tout au plus. Il n'y a aucun moyen que les lois de la physique soient correctes et vous donnent un univers avec une matière 100% normale.

Au début des années 1990, cela a commencé à s'aligner sur une multitude d'observations qui indiquaient toutes des pièces de ce puzzle cosmique :

  • Les étoiles les plus anciennes devaient avoir au moins 13 milliards d'années,
  • Si l'Univers était composé à 100 % de matière, la valeur de H_0 ne pourrait pas dépasser 50 km/s/Mpc pour obtenir un univers aussi vieux,
  • Les galaxies et les amas de galaxies ont montré des preuves solides qu'il y avait beaucoup de matière noire,
  • Les observations aux rayons X des amas ont montré que seulement 10 à 20 % de la matière pouvait être de la matière normale,
  • La structure à grande échelle de l'Univers (corrélations entre les galaxies à l'échelle de centaines de millions d'années-lumière) a montré que vous avez besoin de plus de masse que la matière normale pourrait fournir,
  • mais le décompte des sources profondes, qui dépend du volume de l'Univers et de son évolution dans le temps, a montré que 100% de matière était beaucoup trop,
  • La lentille gravitationnelle commençait à « peser » ces amas de galaxies et a constaté que seulement environ 30% de la densité critique était le total matière,
  • et la nucléosynthèse du Big Bang semblait vraiment favoriser un univers où juste

La plupart des astronomes avaient accepté la matière noire à cette époque, mais même un univers composé exclusivement de matière noire et normale serait toujours problématique. Ce n'était tout simplement pas assez vieux pour les étoiles dedans ! Deux éléments de preuve réunis à la fin des années 90 nous ont donné la voie à suivre. L'un était le fond diffus cosmologique, qui nous a montré que l'Univers était spatialement plat, et donc la quantité totale de choses qu'il contient s'élevait à 100 %. Pourtant, tout ne pouvait pas être de la matière, même un mélange de matière normale et noire ! L'autre élément de preuve était les données de supernova, qui montraient qu'il y avait un composant dans l'Univers qui le faisait accélérer : ce doit être de l'énergie noire. En regardant les multiples sources de preuves, même aujourd'hui, elles pointent toutes vers cette image exacte.

Donc soit vous avez toutes ces preuves indépendantes, toutes pointant vers la même image : la Relativité Générale est notre théorie de la gravité, et notre Univers a 13,8 milliards d'années, avec

30% de matière totale, où environ 5% de matière normale et 25% de matière noire. Il y a des photons et des neutrinos qui étaient importants dans le passé, mais ils ne représentent qu'une petite fraction de pour cent aujourd'hui. Comme des preuves encore plus importantes sont apparues - fluctuations à petite échelle du fond diffus cosmologique, oscillations baryoniques dans la structure à grande échelle de l'Univers, quasars à grand décalage vers le rouge et sursauts gamma - cette image reste inchangée. Tout ce que nous observons à toutes les échelles l'indique.

Il n'était pas toujours évident que ce serait la solution, mais cette solution fonctionne pour littéralement toutes les observations. Quand quelqu'un émet l'hypothèse que « la matière noire et/ou l'énergie noire n'existent pas », il lui incombe de répondre à la question implicite, « d'accord, alors qu'est-ce qui remplace la Relativité Générale comme théorie de la gravité pour expliquer l'Univers tout entier ? ?" Alors que l'astronomie des ondes gravitationnelles a confirmé de manière encore plus spectaculaire la plus grande théorie d'Einstein, même de nombreuses alternatives marginales à la relativité générale ont disparu. Dans l'état actuel des choses, il n'existe aucune théorie permettant d'éliminer avec succès la matière noire et l'énergie noire tout en expliquant tout ce que nous voyons. Jusqu'à ce qu'il y en ait, il n'y a pas de véritables alternatives à l'image moderne qui méritent d'être prises au sérieux.

Cela pourrait ne pas vous sembler bon, dans votre intestin, que 95% de l'Univers soit sombre. Cela peut ne pas sembler être une possibilité raisonnable alors que tout ce que vous devez faire, en principe, est de remplacer vos lois sous-jacentes par de nouvelles. Mais jusqu'à ce que ces lois soient trouvées, et qu'il n'ait même pas été démontré qu'elles pourraient mathématiquement exister, vous devez absolument suivre la description de l'Univers que toutes les preuves indiquent. Tout le reste n'est qu'une conclusion non scientifique.


Chapitre 23 - Matière noire + énergie noire

1) Pourquoi appelons-nous la matière noire « sombre » ?
A) Il n'émet aucune lumière visible.
B) Nous ne pouvons pas détecter le type de rayonnement qu'il émet.
C) Il n'émet pas ou très peu de rayonnement quelle que soit la longueur d'onde.
D) Il bloque la lumière des étoiles dans une galaxie.

2) Qu'entend-on par « énergie noire » ?
A) l'énergie associée à la matière noire par E=mc2
B) toute force inconnue qui s'oppose à la gravité
C) l'agent provoquant l'accélération de l'expansion universelle
D) des particules hautement énergétiques qui sont censées constituer de la matière noire
E) l'énergie totale dans l'Univers après le Big Bang mais avant les premières étoiles

3) Pourquoi pensons-nous que 90 pour cent de la masse de la Voie lactée est sous forme de matière noire ?
A) Les vitesses orbitales des étoiles éloignées du centre galactique sont étonnamment élevées, ce qui suggère que ces étoiles ressentent les effets gravitationnels de la matière invisible dans le halo.
B) Bien que la matière noire n'émet aucune lumière visible, elle peut être vue avec des longueurs d'onde radio, et de telles observations confirment que le halo est plein de cette matière.
C) Les modèles théoriques de formation des galaxies suggèrent qu'une galaxie ne peut se former que si elle a au moins 10 fois plus de matière que nous en voyons dans le disque de la Voie lactée, suggérant que le halo est plein de matière noire.
D) Notre vision des galaxies lointaines est parfois obscurcie par des taches sombres dans le ciel, et nous pensons que ces taches sont de la matière noire située dans le halo.

5) Quelles preuves suggèrent que la Voie lactée contient de la matière noire ?
A) Nous observons des nuages ​​d'hydrogène atomique loin du centre galactique en orbite autour de la galaxie à des vitesses étonnamment élevées, des vitesses plus élevées que s'ils ne ressentaient que l'attraction gravitationnelle des objets que nous pouvons voir.
B) Nous voyons de nombreuses voies de matière sombre bloquant la lumière des étoiles derrière elles le long de la bande de la Voie lactée.
C) Nous voyons de nombreux vides sombres entre les étoiles dans le halo de la Voie lactée.
D) Lorsque nous observons dans différentes longueurs d'onde, telles que l'infrarouge ou la radio, nous voyons des objets qui n'apparaissent pas dans les observations en lumière visible.
E) Lorsque nous regardons le centre galactique, nous pouvons observer un grand trou noir composé de matière noire.

6) S'il n'y a pas de matière noire dans la Voie Lactée, quelle est la meilleure explication alternative pour les observations ?
A) Nous ne mesurons pas correctement les vitesses orbitales des nuages ​​atomiques et des étoiles.
B) Nous ne mesurons pas correctement les distances aux nuages ​​atomiques et aux étoiles.
C) Nous n'attribuons pas assez de masse à la matière visible ou "brillante".
D) Nous n'observons pas toute la matière visible ou "brillante" de la galaxie.
E) Notre compréhension de la gravité n'est pas correcte pour les échelles de la taille des galaxies.

10) Lorsque nous voyons qu'une raie spectrale d'une galaxie est élargie, c'est-à-dire couvrant une gamme de longueurs d'onde, nous concluons que
A) nous n'avons pas une très bonne résolution de la vitesse orbitale d'une étoile.
B) il y a beaucoup d'étoiles voyageant à des vitesses orbitales extrêmement élevées.
C) il existe différents décalages Doppler parmi les étoiles individuelles de la galaxie.
D) nous mesurons en fait la vitesse orbitale d'un nuage de gaz atomique.
E) nous mesurons en fait la vitesse orbitale de la matière noire.

11) Un grand rapport masse-lumière pour une galaxie indique que
A) la galaxie est très massive.
B) la galaxie n'est pas très massive.
C) en moyenne, chaque masse solaire de matière dans la galaxie émet moins de lumière que notre Soleil.
D) en moyenne, chaque masse solaire de matière dans la galaxie émet plus de lumière que notre Soleil.
E) la plupart des étoiles de la galaxie sont plus massives que notre Soleil.

12) Quel est le rapport masse-lumière pour la région intérieure de la Voie lactée, en unités de masses solaires par luminosité solaire ?
A) 1 000
B) 600
C) 100
D) 6
E) 0,1

15) Laquelle des méthodes suivantes utilisées pour déterminer la masse d'un amas ne dépend pas des lois de la gravité de Newton ?
A) mesurer les vitesses orbitales des galaxies d'un amas
B) mesurer la température du gaz à rayons X dans le milieu intracluster
C) mesurer la quantité de distorsion causée par une lentille gravitationnelle
D) aucune de ces réponses

16) Pourquoi le milieu intraamas dans les amas de galaxies n'a-t-il pas été découvert avant les années 1960 ?
A) Nous ne savions pas combien de matière noire existait auparavant.
B) Jusque-là, nous n'avions pas la résolution d'observer les amas de galaxies.
C) La Voie lactée bloquait notre vue sur les amas de galaxies lointains.
D) Le milieu émet des rayons X, qui sont bloqués par l'atmosphère terrestre et nécessitent des satellites à rayons X dans l'espace pour être observés.
E) Le rayonnement émis par le milieu était si faible que nous ne pouvions pas le détecter jusqu'à ce que nous construisions des télescopes beaucoup plus grands.

18) La lentille gravitationnelle se produit lorsque
A) les objets massifs courbent les faisceaux lumineux qui passent à proximité.
B) les objets massifs font apparaître des objets plus éloignés beaucoup plus gros qu'ils ne le devraient et nous pouvons observer les objets éloignés avec une meilleure résolution.
C) la matière noire s'accumule dans une région particulière de l'espace, conduisant à une région très dense et à un rapport masse/lumière extrêmement élevé.
D) les lentilles des télescopes sont déformées par la gravité.

19) Lequel des éléments suivants n'est pas une preuve de la matière noire ?
A) les courbes de rotation plates des galaxies spirales
B) l'élargissement des raies d'absorption dans le spectre d'une galaxie elliptique
C) Observations aux rayons X de gaz chauds dans des amas de galaxies
D) lentille gravitationnelle autour des amas de galaxies
E) l'expansion de l'univers

24) Que voulons-nous dire quand nous disons qu'une particule est une particule interagissant faiblement ?
A) Il n'interagit que par la force faible.
B) Il n'interagit que par la force faible et la force de gravité.
C) Il est si petit qu'il n'affecte pas les objets de l'univers.
D) Il n'interagit avec aucun type de matière baryonique.
E) C'est le seul type de particule qui interagit par la force faible.

25) Pourquoi la matière noire des galaxies ne peut-elle pas être constituée de neutrinos ?
A) Il n'y a pas assez de neutrinos pour constituer toute la matière noire.
B) Les neutrinos n'ont pas de masse, ils n'interagissent que par la force faible.
C) Nous savons que les objets massifs sombres tels que les planètes et les étoiles à neutrons ne sont pas constitués de neutrinos.
D) Les neutrinos se déplacent à des vitesses extrêmement élevées et peuvent échapper à l'attraction gravitationnelle d'une galaxie.
E) La nucléosynthèse du Big Bang limite le nombre de neutrinos dans l'Univers.

28) Pourquoi l'espace ne s'étend-il pas dans des systèmes tels que notre système solaire ou la Voie lactée ?
A) Hubble’s law of expansion applies only to the space between galaxies.
B) We are so close to these systems that we don’t observe their expansion.
C) The universe is not old enough yet for these objects to begin their expansion.
D) Their gravity is strong enough to hold them together against the expansion of the universe.

42) What is not a main source of evidence for the existence of dark matter?
A) massive blue stars
B) rotation curves of disk galaxies
C) stellar motions in elliptical galaxies
D) velocities and positions of galaxies in clusters of galaxies
E) gravitational lensing by clusters of galaxies

1) Which of the following best summarizes what we mean by dark matter?
A) matter that we have identified from its gravitational effects but that we cannot see in any wavelength of light
B) matter that may inhabit dark areas of the cosmos where we see nothing at all
C) matter consisting of black holes
D) matter for which we have theoretical reason to think it exists, but no observational evidence for its existence

26) Which of the following are candidates for dark matter?
A) brown dwarfs
B) Jupiter-size objects
C) WIMPs
D) faint red stars
E) all of the above

2) Which of the following best summarizes what we mean by dark energy?
A) It is a name given to whatever is causing the expansion of the universe to accelerate with time.
B) It is the energy contained in dark matter.
C) It is the energy of black holes.
D) It is a type of energy that is associated with the "dark side" of The Force that rules the cosmos.

3) The text states that luminous matter in the Milky Way seems to be much like the tip of an iceberg. This refers to the idea that
A) luminous matter emits white light, much like the light reflected from icebergs.
B) black holes are much more interesting than ordinary stars that give off light.
C) dark matter represents much more mass and extends much further from the galactic center than the visible stars of the Milky Way.
D) the luminous matter of the Milky Way is essentially floating on the surface of a great sea of dark matter.

8) In general, when we compare the mass of a galaxy or cluster of galaxies to the amount of light it emits (that is, when we look at it mass-to-light ratio), we expect that
A) the higher amount of mass relative to light (higher mass-to-light ratio), the lower the proportion of dark matter.
B) the higher the amount of mass relative to light (higher mass-to-light ratio), the greater the proportion of dark matter.
C) the amount of light should be at least one solar luminosity for each solar mass of matter (mass-to-light ratio less than or equal to 1).
D) the higher the amount of mass relative to light (higher mass-to-light ratio), the older the galaxy or cluster.

9) Which of the following is not one of the three main strategies used to measure the mass of a galaxy clusters?
A) measuring the speeds of galaxies orbiting the cluster’s center
B) studying X-ray emission from hot gas inside the cluster
C) observing how the cluster bends light from galaxies located behind it
D) measuring the temperatures of stars in the halos of the galaxies

10) When we say that a cluster of galaxies is acting as a gravitational lens, what do we mean?
A) It magnifies the effects of gravity that we see in the cluster.
B) It is an unusually large cluster that has a lot of gravity.
C) It bends or distorts the light coming from galaxies located behind it.
D) The overall shape of the cluster is that of a lens.

11) Which of the following statements best summarizes current evidence concerning dark matter in individual galaxies and in clusters of galaxies?
A) Dark matter is the dominant form of mass in both clusters and in individual galaxies.
B) Dark matter is present between galaxies in clusters, but not within individual galaxies.
C) Dark matter is present in individual galaxies, but there is no evidence that it can exist between the galaxies in a cluster.
D) Within individual galaxies, dark matter is always concentrated near the galactic center, and within clusters it is always concentrated near the cluster center.

13) What do we mean when we say that particles such as neutrinos or WIMPs are weakly interacting?
A) The light that they emit is so weak that it is undetectable to our telescopes.
B) They are only weakly bound by gravity, which means they can fly off and escape from galaxies quite easily.
C) They respond to the weak force but not to the electromagnetic force, which means they cannot emit light.
D) They interact with other matter only through the weak force and not through gravity or any other force.

14) Which of the following best sums up current scientific thinking about the nature of dark matter?
A) Most dark matter probably consists of weakly interacting particles of a type that we have not yet identified.
B) Dark matter consists 90% of neutrinos and 10% of WIMPs.
C) There is no longer any doubt that dark matter is made mostly of WIMPs.
D) Dark matter probably does not really exist, and rather indicates a fundamental problem in our understanding of gravity.

15) When we speak of the large-scale structure of the universe, we mean
A) the structure of any large galaxy.
B) the structure of any individual cluster of galaxies.
C) the overall shape of the observable universe.
D) the overall arrangement of galaxies, clusters of galaxies, and superclusters in the universe.

17) What is the primary form of evidence that has led astronomers to conclude that the expansion of the universe is accelerating?
A) observations of the speeds of individual galaxies in clusters
B) measurements of the rotation curve for the universe
C) measurements of how galaxy speeds away from the Milky Way have increased during the past century
D) observations of white dwarf supernovae

6) How do we know that galaxy clusters contain a lot of mass in the form of hot gas that fills spaces between individual galaxies?
A) We infer its existence by observing its gravitational effects on the galaxy motions.
B) The hot gas shows up as bright pink in visible-light photos of galaxy clusters.
C) We can observe the frictional effects of the hot gas in slowing the speeds of galaxies in the clusters.
D) We detect this gas with X-ray telescopes.

7) Why does the temperature of the gas between galaxies in galaxy clusters tell us about the mass of the cluster?
A) The temperature is always directly related to mass, which is why massive objects are always hotter than less massive objects.
B) The temperature tells us the average speeds of the gas particles, which are held in the cluster by gravity, so we can use these speeds to determine the cluster mass.
C) The temperature of the gas tells us the gas density, so we can use the density to determine the cluster’s mass.
D) The question is nonsense—gas temperature cannot possibly tell us anything about mass.

8) How does gravitational lensing tell us about the mass of a galaxy cluster?
A) The lensing allows us to determine the orbital speeds of galaxies in the cluster, so that we can determine the mass of the cluster from the orbital velocity law.
B) The lensing broadens spectral lines, and we can use the broadening to "weigh" the cluster.
C) Using Einstein’s general theory of relativity, we can calculate the cluster’s mass from the precise way in which it distorts the light of galaxies behind it.
D) Newton’s universal law of gravitation predicts how mass can distort light, so we can apply Newton’s law to determine the mass of the cluster.

9) If WIMPs really exist and make up most of the dark matter in galaxies, which of the following is not one of their characteristics?
A) They travel at speeds close to the speed of light.
B) They are subatomic particles.
C) They can neither emit nor absorb light.
D) They tend to orbit at large distances from the galactic center.

10) Is space expanding within clusters of galaxies?
A) No, because the universe is not old enough yet for these objects to have begun their expansion.
B) No, because expansion of the universe affects only empty space, not space in which matter is present.
C) Yes, and that is why clusters tend to grow in size with time.
D) No, because their gravity is strong enough to hold them together even while the universe as a whole expands.

11) Which of the following statements about large-scale structure is probably not true?
A) Galaxies and clusters have grown around tiny density enhancements that were present in the early universe.
B) Voids between superclusters began their existence as regions in the universe with a slightly lower density than the rest of the universe.
C) Many cluster and superclusters are still in the process of formation as their gravity gradually pulls in new members.
D) Clusters and superclusters appear to be randomly scattered about the universe, like dots sprinkled randomly on a wall.

12) Based on current evidence, a supercluster is most likely to have formed in regions of space where
A) the density of dark matter was slightly higher than average when the universe was very young.
B) there was an excess concentration of hydrogen gas when the universe was very young.
C) supermassive black holes were present in the very early universe.
D) the acceleration of the expansion was proceeding faster than elsewhere.

14) Which of the following statements best describes the current state of understanding regarding the apparent acceleration of the expansion of the universe?
A) The cause of the acceleration is well-understood, and attributed to the particles that make up dark energy.
B) We have moderately strong evidence that the acceleration is real, but essentially no idea what is causing it.
C) The acceleration is very important in the cosmos today, but the evidence indicates that it will eventually slow down, allowing the universe to recollapse.
D) The acceleration probably is not real, and what we attribute to acceleration is probably just a misinterpretation of the data.

13) Based on current evidence, how does the actual average density of matter in the universe compare to the critical density?
A) If we include dark matter, the actual density equals the critical density.
B) The actual density, even with dark matter included, is less than about a third of the critical density.
C) The actual density of dark matter and luminous matter combined is no more than about 1% of the critical density.
D) The actual density of matter is many times higher than the critical density.

15) Some people wish that we lived in a recollapsing universe that would eventually stop expanding and start contracting. For this to be the case, which of the following would have to be true (based on current understanding)?
A) Dark energy is the dominant form of energy in the cosmos.
B) Dark energy does not exist and there is much more dark matter than we are aware of to date.
C) Neither dark energy nor dark matter really exist.
D) Dark energy exists but dark matter does not.

16) Hubble’s constant is related to the age of the universe, but the precise relationship depends on the way in which the expansion rate changes with time. For a given value of Hubble’s constant today (such as 24 km/s/Mly), the age of the universe is oldest if what is true?
A) The expansion rate has remained nearly constant with time (a coasting universe).
B) The expansion rate has slowed by the amount expected for a universe with the critical density (a critical universe).
C) The expansion rate has been increasing with time (an accelerating universe).
D) The expansion rate is slowing dramatically with time (a recollapsing universe).

17) Imagine that it turns out that dark matter (not dark energy) is made up of an unstable form of matter that decays into photons or other forms of energy about 50 billion years from now. Based on current understanding, how would that affect the universe at that time?
A) Stars would cease to exist when the dark matter is gone.
B) Planetary systems would expand and disperse.
C) The galaxies in clusters would begin to fly apart.
D) The universe would cease its expansion.


Connecting Quarks with the Cosmos: Eleven Science Questions for the New Century (2003)

AN EMERGING COSMIC RECIPE

What is the universe made of? The answer to this very simple question is not so simple. Baryons, the familiar neutrons and protons of which we, Earth, and the stars are made of, do not account for most of the mass in the universe. Instead, we appear to live in a universe composed primarily of new, unfamiliar, and unidentified forms of matter and energy. Three main pieces of evidence support this conclusion.

Big bang nucleosynthesis, the very successful theory of the nuclear origin of the lightest elements in the periodic table, together with recent measurements of the amount of deuterium (heavy hydrogen) in the universe, indicates that only about 4 percent of the mass and energy in the universe is in the form of ordinary matter (baryons), with the rest in an unknown form.

Since the pioneering work of Fritz Zwicky in the 1930s, astronomers have suspected that a dark component of matter&mdashone that neither emits nor absorbs light&mdashaccounts for most of the mass of the universe. Over the last decade, the astronomy community reached a consensus that dark matter is ubiquitous in galaxies and accounts for most of the mass of clusters of galaxies and superclusters (larger systems composed of several clusters). Most of the mass of our universe is in dark matter. Further, because of the sheer quantity of dark matter, more than can be accounted for in the form of ordinary matter, it must be made of something exotic&mdashwith elementary particles produced in the early hot universe being the leading candidate. The leading candidate particles are axions and neutralinos (see Chapter 3).

Over the last few years, astronomers have made an even more remarkable and more puzzling discovery about the composition of the universe. Using high-redshift type Ia supernovae to probe the expansion history of the universe, they have found evidence that the expansion is

speeding up, and not slowing down as expected. This result implies the existence of large amounts of &ldquodark energy&rdquo whose gravitational force is repulsive (see Box 5.1).

Perhaps the biggest puzzle of all is the odd mix that makes up our universe&mdashordinary matter, exotic dark matter, and dark energy, all in significant amounts. This odd arrangement may imply, as the Ptolemaic epicycles did, that we are lacking a deep enough understanding of the laws of physics underlying our universe. It is even possible that what we call dark matter and dark energy are the signatures of some unknown aspect of gravity or space-time itself.

The Universe Is Flat

According to Einstein&rsquos theory of general relativity, the total density of matter and energy (mass or energy per unit volume) in the universe determines the spatial curvature of the universe (see Box 5.2). For one density&mdash the so-called critical density&mdashthe universe is uncurved (&ldquoflat&rdquo) and the geometry is just that of Euclid. A supercritical (closed) universe curves back on itself (like the surface of a balloon, only in all three dimensions rather than two), and a subcritical (open) universe is curved away from itself, like a saddle. The contributions to the composition of the universe mentioned above sum to a value close to the critical density, indicating a flat universe.

The cosmic microwave background (CMB) can also be used to determine the shape of the universe and thereby provide an independent accounting of the total amount of matter and energy. The angular size of the hot and cold spots in the microwave background is directly related to the shape of the universe&mdashin a closed universe the hot and cold spots appear larger than in a flat or open universe, because the overall curvature of space acts as a cosmic lens, magnifying or demagnifying the spots (see Figure 5.1). Researchers have recently made spectacular progress with the measurement of the angular scale of the hot and cold spots on the CMB. The BOOMERanG, MAXIMA, and DASI experiments have confirmed indications from earlier experiments that the universe is indeed flat, which implies a density deviating from the critical density by at most 6 percent.

These CMB experiments not only have determined the shape of the universe but also have provided an important cross-check on the accounting of the composition of the universe. Future CMB experiments, including the MAP and the Planck satellite missions, should reveal important clues about the nature of the dark matter and dark energy. However, more experiments will ultimately be needed to clarify the nature of both.

BOX 5.1 EINSTEIN&rsquoS GRAVITY CAN BE REPULSIVE

The most familiar feature of gravity is that it pulls, not pushes. According to Newton&rsquos theory the gravitational force exerted by an object is always attractive and proportional to its mass. Not so, according to Einstein&mdashin unusual circumstances gravity can be repulsive. Einstein&rsquos theory, which extends our understanding of gravity into situations when gravity is very strong or particles move very fast, has other more familiar, amazing features, including black holes.

While the central idea of Einstein&rsquos theory is the description of gravity as a property of curved space rather than a force, one can still discuss Einstein&rsquos gravity in terms of forces. Because mass and energy are related through Einstein&rsquos most famous equation, E = mc 2 , it is not surprising that energy replaces mass in Einstein&rsquos version of a gravitational force. What is new is that pressure also generates gravity. (Recall that pressure can be thought of as momentum flowing in a particular direction.) When thinking of gravity as force in general relativity, it is the energy and the pressure (E + 3P) that determine the strength of the gravitational force exerted by an object.

The pressure of an ordinary gas is outward and positive. According to Einstein&rsquos equations then, the gravitational pull of a ball of hot gas (e.g., our Sun) is greater than that of an equivalent mass of cold particles that have no pressure. For most situations the difference is too small to be of any importance. However, it is precisely this feature of Einstein&rsquos theory that leads to the prediction of black holes, objects that cannot support themselves against the force of gravity and collapse to a singularity. For example, in any stationary object like the Sun or Earth the force of gravity must be balanced by an outward pressure if the object is to retain its shape and size. (In our Sun, the pressure arises from the hot gas of which it is made.) The extra gravitational force due to the pressure term is small. In more massive objects gravity is stronger and the corresponding resisting pressure must be stronger. But as the pressure increases, the correction to the pull of gravity also increases. For very massive objects, the extra gravitational forces due to the pressure itself can exceed the outward push of the pressure itself (remember the factor of 3 in front of pressure in the gravitational force equation) and is counterproductive. For very massive objects, in the end the pressure that initially supports the object against gravity only hastens the collapse to a black hole.

Although there are good reasons to believe that energy cannot be negative, negative pressure is a feature of anything that is elastic (e.g., a rubber band or sheet of rubber). For a rubber sheet or a rubber band, the small decrease in the gravitational attraction is too small to measure. However, there are situations in which the pressure can be comparable in magnitude to the energy, but negative, so that gravity becomes repulsive. The most extreme case is the energy of the quantum vacuum, where the pressure is the exact opposite of the energy, with the result that the gravitational pull is not only twice what Newton would predict but also repulsive! In Einstein&rsquos theory of gravity, repulsive gravity is possible, but in Newton&rsquos theory it is not.

In constructing his original static model of our universe, Einstein tuned one feature of his theory: He balanced the attractive force of matter in the universe against the repulsive force of his cosmological constant, which is mathematically equivalent to vacuum energy (described above). If the expansion of the universe is indeed speeding up and not slowing down, as current observations indicate, one need not go beyond Einstein&rsquos theory for an explanation. We are simply seeing a new feature of gravity.

Not Much Ordinary Matter

There is now much evidence that the kind of matter we are made of accounts for only a small amount (around 4 percent) of the total mass and energy budget of the universe. Three independent methods point to this conclusion (see Figure 5.2).

During the first 3 minutes after the big bang, protons and neutrons fused together to form the nuclei of the lightest elements in the periodic table, hydrogen, deuterium (heavy hydrogen), tritium, helium, and lithium. The relative abundance of these elements, particularly deuterium, is sensitive to the density of ordinary matter. The recent measurement of the primordial

BOX 5.2 UNDERSTANDING THE CURVATURE OF SPACE-TIME

The central idea of Einstein&rsquos theory of relativity is the curvature of space-time. While it is difficult (if not impossible) to visualize curved three-dimensional space, the tools of modern mathematics can describe it readily. However, it is possible to visualize a lower dimensional curved space. Imagine a universe with only two spatial dimensions, rather than the three of our space time. The two-dimensional analogue of our universe can take on three different shapes: flat, like a sheet of ordinary paper positively curved (closed), like the surface of a ball or negatively curved (open), like a saddle (or a potato chip), as shown in Figure 5.2.1.

Viewed from the luxury of our three space dimensions, these two-dimensional universes are seen to be very different. However, there are also simple mathematical measurements that the hypothetical two-dimensional inhabitants of these universes could make to discover the shape of their universe. The simplest involves one of the most basic truths of Euclidean geometry: In flat (Euclidean) space, the angles of a triangle sum to 180 degrees. This is not true for the open or closed spaces: for the closed universe (surface of a ball), the angles in a triangle always sum to greater than 180 degrees, and for the open universe (saddle) the sum is always less than 180 degrees. Without escaping to three dimensions, the two-dimensional inhabitants of these curved universes can determine the shape of their universe.

We can do the same. The trick in all of this is using really big triangles. In a tiny triangle laid out on the surface of a ball, the amount by which the angles exceed 180 degrees is too small to measure. In our universe, the largest triangle we can lay out extends to the surface of last scattering for the CMB. Measuring the size of hot and cold spots on the microwave sky uses the triangle method to determine the shape of our universe. The physical size of these spots depends on simple physics and not on the shape of the universe. However, the angular size of the spots does depend on the shape, through the triangle effect just discussed. By measuring the size of these spots, the BOOMERanG, MAXIMA, and DASI experiments were in essence determining the sum of the angles in the largest triangle we can lay out.


The Universe in a Nutshell

In the previous sections of this chapter, we traced the evolution of the universe progressively further back in time. Astronomical discovery has followed this path historically, as new instruments and new techniques have allowed us to probe ever closer to the beginning of time. The rate of expansion of the universe was determined from measurements of nearby galaxies. Determinations of the abundances of deuterium, helium, and lithium based on nearby stars and galaxies were used to put limits on how much ordinary matter is in the universe. The motions of stars in galaxies and of galaxies within clusters of galaxies could only be explained if there were large quantities of dark matter. Measurements of supernovae that exploded when the universe was about half as old as it is now indicated that the rate of expansion of the universe has sped up since those explosions occurred. Observations of extremely faint galaxies show that galaxies had begun to form when the universe was only 400–500 million years old. And observations of the CMB confirmed early theories that the universe was initially very hot.

Figure 4. History of the Universe: This image summarizes the changes that have occurred in the universe during the last 13.8 billion years. Protons, deuterium, helium, and some lithium were produced in the initial fireball. About 380,000 years after the Big Bang, the universe became transparent to electromagnetic radiation for the first time. COBE, WMAP, Planck, and other instruments have been used to study the radiation that was emitted at that time and that is still visible today (the CMB). The universe was then dark (except for this background radiation) until the first stars and galaxies began to form only a few hundred million years after the Big Bang. Existing space and ground-based telescopes have made substantial progress in studying the subsequent evolution of galaxies. (credit: modification of work by NASA/WMAP Science Team)

But all this moving further and further backward in time might have left you a bit dizzy. So now let’s instead show how the universe evolves as time moves forward.

Figure 4 summarizes the entire history of the observable universe from the beginning in a single diagram. The universe was very hot when it began to expand. We have fossil remnants of the very early universe in the form of neutrons, protons, electrons, and neutrinos, and the atomic nuclei that formed when the universe was 3–4 minutes old: deuterium, helium, and a small amount of lithium. Dark matter also remains, but we do not yet know what form it is in.

The universe gradually cooled when it was about 380,000 years old, and at a temperature of about 3000 K, electrons combined with protons to form hydrogen atoms. At this point, as we saw, the universe became transparent to light, and astronomers have detected the CMB emitted at this time. The universe still contained no stars or galaxies, and so it entered what astronomers call “the dark ages” (since stars were not lighting up the darkness). During the next several hundred million years, small fluctuations in the density of the dark matter grew, forming gravitational traps that concentrated the ordinary matter, which began to form galaxies about 400–500 million years after the Big Bang.

By the time the universe was about a billion years old, it had entered its own renaissance: it was again blazing with radiation, but this time from newly formed stars, star clusters, and small galaxies. Over the next several billion years, small galaxies merged to form the giants we see today. Clusters and superclusters of galaxies began to grow, and the universe eventually began to resemble what we see nearby.

During the next 20 years, astronomers plan to build giant new telescopes both in space and on the ground to explore even further back in time. In 2018, the James Webb Space Telescope, a 6.5-meter telescope that is the successor to the Hubble Space Telescope, will be launched and assembled in space. The predictions are that with this powerful instrument (see Introduction to the Big Bang) we should be able to look back far enough to analyze in detail the formation of the first galaxies.

Key Concepts and Summary

Twenty-seven percent of the critical density of the universe is composed of dark matter. To explain so much dark matter, some physics theories predict that additional types of particles should exist. One type has been given the name of WIMPs (weakly interacting massive particles), and scientists are now conducting experiments to try to detect them in the laboratory. Dark matter plays an essential role in forming galaxies. Since, by definition, these particles interact only very weakly (if at all) with radiation, they could have congregated while the universe was still very hot and filled with radiation. They would thus have formed gravitational traps that quickly attracted and concentrated ordinary matter after the universe became transparent, and matter and radiation decoupled. This rapid concentration of matter enabled galaxies to form by the time the universe was only 400–500 million years old.

Glossaire

dark matter:

nonluminous material, whose nature we don’t yet understand, but whose presence can be inferred because of its gravitational influence on luminous matter

weakly interacting massive particles:

(WIMPs) weakly interacting massive particles are one of the candidates for the composition of dark matter


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