Astronomie

Quelle est la masse la plus importante susceptible de se former ?

Quelle est la masse la plus importante susceptible de se former ?

Si nous traçons un graphique entre l'accumulation de la masse de formation (axe des y) et de la masse (axe des x), où est le maximum ?

Il y a une histoire sur la façon dont je reçois cette question. Cela commence quand je pense à la question "Notre soleil est-il grand ou petit ?".

https://www.quora.com/What-is-the-average-mass-of-a-star

La masse moyenne se situe finalement autour de 0,5 masse solaire.

Mais les étoiles de très grande masse ont une durée de vie très courte, il y a donc plus d'étoiles de la séquence principale de type O que d'étoiles de la séquence principale de type O que nous voyons aujourd'hui.

Je pense qu'il vaudrait mieux mesurer notre soleil en utilisant la masse moyenne des étoiles en formation que la masse moyenne des étoiles que nous voyons.

Alors, quelle est la masse moyenne des étoiles en formation ?

Puis je réfléchis encore un peu. Il n'y a pas de frontière exacte entre les grandes naines brunes et les petites étoiles naines rouges. Alors, si on les inclut aussi, quelle est la masse la plus importante susceptible de se former ?

S'il s'agit de la loi de l'inverse des carrés, le graphique entre la masse accumulée (axe des y) et la masse (axe des x) sera y=c/x où c est constant.

Et faire en sorte que le maximum soit égal à zéro ou signifie que la plupart de la matière n'est pas une étoile. À ce stade, je pense que je devrais limiter la masse minimale de l'objet en formation à un moment donné. Mais est-ce la loi de l'inverse des carrés pour tout type d'objet en formation ?

Si la plupart de la matière n'est pas une étoile, ce sera un nuage de gaz. Donc nous ne les comptons pas (à la fois le gaz moléculaire et le gaz mono-atomique mais la poussière compte toujours car il s'agit d'un objet solide et non moléculaire ou mono-atomique), quelle est la masse la plus importante susceptible de se former ?

S'il vous plaît aidez-moi ou dites-moi ce qu'il faut lire pour répondre ou me donner un mot-clé.


Quelle est la masse la plus importante susceptible de se former ? - Astronomie


Pour commencer, Machos est simplement un acronyme pour Massice Compact Halo Objects. En substance, c'est exactement ce que sont les machos. Les astronomes ont pu détecter quelques exemples de cela dans notre galaxie, mais il n'y a certainement pas assez de preuves pour expliquer toute la matière noire là-bas. La matière noire qui est supposée être dans notre galaxie est très immense, mais les MACHO ont le potentiel d'expliquer une partie de la matière. Les astronomes semblent trouver de plus en plus de MACHO chaque année, notamment ces dernières années. Un type de MACHO pourrait être les fameuses étoiles naines brunes, avec une taille comprise entre les planètes et les étoiles normales. Les naines brunes ont le même processus de formation que les étoiles mais n'ont pas une masse suffisante pour déclencher les réactions de fusion nucléaire qui provoquent la lueur émise par les étoiles. Les planètes sont également des candidats potentiels pour les MACHO. Une douzaine environ ont été découvertes en dehors de notre système solaire. Des substances halo ont récemment été découvertes qui pourraient également être des MACHO potentiels, étant donné qu'elles amplifient et déforment la lumière des étoiles dans d'autres galaxies.

Dans un article de l'Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics, les MACHO sont décrits en fonction de la manière dont ils sont découverts. La microlentille est l'un des moyens puissants de détecter la matière noire. Utilisant certaines des théories d'Einstein sur "l'anneau d'Einstein" (l'idée qu'un objet se trouvant entre vous et une étoile sera lentille et formera un anneau autour de la lentille). Des millions d'étoiles, cependant, doivent être observées pour que même une poignée de microlentilles fonctionne. À partir de la microlentille, les astronomes ont découvert que les MACHO pourraient être des étoiles naines blanches ou des étoiles à neutrons - des vestiges d'une génération d'étoiles antérieure. Une autre possibilité est que les MACHO soient en dessous de la limite de la naine brune ou des trous noirs primordiaux. À partir de ces observations, expériences et théories, il est encore difficile de déterminer exactement ce que sont les MACHO. Ce qui est susceptible de conclure, c'est que la matière noire n'est pas entièrement des MACHO mais qu'elle pourrait plutôt être au plus 20 % de MACHO. Les WIMPs sont très probablement la matière dominante dans l'Univers.



Une autre forme de MACHOS qui existe dans l'espace est celle des trous noirs. Même si nous ne pouvons pas voir ces trous noirs dans l'espace, nous pouvons détecter que ces trous noirs existent en raison d'effets gravitationnels. Lorsque des étoiles tournantes se déplacent autour d'un objet que les astronomes ne peuvent pas voir, ils supposent que les objets autour desquels ces étoiles se déplacent sont des trous noirs.


Galaxies géantes à faible luminosité de surface

La galaxie géante Malin 1 à faible luminosité de surface, imagée par l'instrument Megacam sur le télescope Magellan/Clay de 6,5 m. Des astronomes intrigués par la formation de ces systèmes géants ont terminé une nouvelle étude qui confirme que plusieurs pistes proposées sont probables. Crédit : Centre d'astrophysique Harvard-Smithsonian

Il y a quarante ans, des astronomes utilisant de nouvelles techniques d'imagerie sensibles ont découvert une classe de grandes galaxies faibles qu'ils ont appelées galaxies à faible luminosité de surface. Les galaxies géantes à faible luminosité de surface (gLSBG) sont un sous-ensemble dont les masses sont comparables à celles de la Voie lactée mais dont les rayons sont dix fois plus grands, jusqu'à quatre cent mille années-lumière. Ces gLSBG posent un problème aux astronomes : malgré leur masse, les disques des galaxies sont (cinématiquement parlant) relativement inactifs. Le paradigme de formation habituel des galaxies de masse élevée les imagine évoluant à partir de fusions de galaxies, un processus qui remue le disque et devrait le rendre cinématiquement actif. De plus, la plupart des gLSBG se trouvent sans aucune autre galaxie dans leurs environs, ce qui suggère que les collisions n'étaient probablement pas importantes dans leur formation.

La question de savoir comment se forment les gLSBG est un sujet de débat actif. Deux modèles populaires ont été proposés. Dans le premier, le scénario non catastrophique, une lente accumulation de gaz sur la galaxie entraîne sa croissance. Dans l'alternative, le scénario catastrophique, un événement de fusion s'est produit dans le passé. Le principal avantage de ce modèle est qu'il s'intègre dans le cadre actuel de la formation des galaxies. L'astronome CfA Igor Chilingarian et ses collègues ont réalisé des observations optiques sensibles de sept gLSBG, en prenant des spectres sur tous les diamètres de ces systèmes géants faibles et en combinant leurs résultats avec des mesures optiques et radio d'archives de l'émission d'hydrogène atomique. Leur nouvel article est le dernier d'une série de résultats sur les gLSBG.

Les astronomes ont utilisé le grand ensemble de données pour tester ces deux scénarios, ils ont également envisagé une troisième option dans laquelle les galaxies se forment dans un halo de matière noire inhabituellement peu profond et son influence gravitationnelle. (On pense que toutes les galaxies ont des halos de matière noire. Le halo de la Voie lactée contient dix fois plus de masse que celle présente dans les étoiles.) Ils concluent que les trois scénarios semblent fonctionner mais dans des situations différentes. Pour la plupart de leur échantillon, le processus le plus probable était la formation par croissance par accrétion progressive après la formation initiale de la galaxie. Pour les gLSBG restants, le scénario de fusion majeure expliquait mieux les observations, bien que dans quelques cas, ils aient constaté qu'un halo clairsemé de matière noire pourrait également jouer un rôle. Les scientifiques ont également découvert qu'au moins six de leurs sept gLSBG hébergent des noyaux galactiques actifs (AGN). gLSBG, doit avoir été relativement modeste.


Objet astronomique mystérieux dans le « mass gap » : étoile à neutrons ? Trou noir?

Lorsque les étoiles les plus massives meurent, elles s'effondrent sous leur propre gravité et laissent des trous noirs lorsque des étoiles un peu moins massives meurent, elles explosent en supernova et laissent derrière elles des restes denses et morts d'étoiles appelées étoiles à neutrons. Pendant des décennies, les astronomes ont été intrigués par le fossé qui sépare les étoiles à neutrons et les trous noirs : l'étoile à neutrons connue la plus lourde n'a pas plus de 2,5 fois la masse de notre soleil, soit 2,5 masses solaires, et le trou noir le plus léger connu mesure environ 5 masses solaires. La question demeurait : y a-t-il quelque chose dans ce soi-disant écart de masse ?

Maintenant, dans une nouvelle étude du Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory (LIGO) de la National Science Foundation et du détecteur Virgo en Europe, les scientifiques ont annoncé la découverte d'un objet de 2,6 masses solaires, le plaçant fermement dans l'écart de masse. L'objet a été trouvé le 14 août 2019, alors qu'il fusionnait avec un trou noir de 23 masses solaires, générant une éclaboussure d'ondes gravitationnelles détectées sur Terre par LIGO et Virgo. Un article sur la détection est publié aujourd'hui, le 23 juin, dans Les lettres du journal astrophysique.

"Nous attendons des décennies pour résoudre ce mystère", déclare la co-auteure Vicky Kalogera, professeur à l'Université Northwestern. "Nous ne savons pas si cet objet est l'étoile à neutrons connue la plus lourde ou le trou noir le plus léger connu, mais dans tous les cas, il bat un record."

"Cela va changer la façon dont les scientifiques parlent des étoiles à neutrons et des trous noirs", a déclaré le co-auteur Patrick Brady, professeur à l'Université du Wisconsin, Milwaukee, et porte-parole de la collaboration scientifique LIGO. "L'écart de masse peut en fait ne pas exister du tout, mais peut être dû aux limitations des capacités d'observation. Le temps et d'autres observations nous le diront."

La fusion cosmique décrite dans l'étude, un événement baptisé GW190814, a abouti à un trou noir final d'environ 25 fois la masse du soleil (une partie de la masse fusionnée a été convertie en une explosion d'énergie sous la forme d'ondes gravitationnelles). Le trou noir nouvellement formé se trouve à environ 800 millions d'années-lumière de la Terre.

Avant que les deux objets ne fusionnent, leurs masses différaient d'un facteur 9, ce qui en fait le rapport de masse le plus extrême connu pour un événement d'onde gravitationnelle. Un autre événement LIGO-Virgo récemment signalé, appelé GW190412, s'est produit entre deux trous noirs avec un rapport de masse d'environ 4:1.

« C'est un défi pour les modèles théoriques actuels de former des paires fusionnantes d'objets compacts avec un rapport de masse aussi élevé dans lequel le partenaire de faible masse réside dans l'écart de masse. Cette découverte implique que ces événements se produisent beaucoup plus souvent que prévu, ce qui en fait un objet de faible masse vraiment intrigant », explique Kalogera. "L'objet mystère peut être une étoile à neutrons fusionnant avec un trou noir, une possibilité excitante attendue théoriquement mais pas encore confirmée par observation. Cependant, à 2,6 fois la masse de notre soleil, il dépasse les prédictions modernes pour la masse maximale des étoiles à neutrons, et peut-être plutôt le trou noir le plus léger jamais détecté."

Lorsque les scientifiques LIGO et Virgo ont repéré cette fusion, ils ont immédiatement envoyé une alerte à la communauté astronomique. Des dizaines de télescopes terrestres et spatiaux ont suivi à la recherche des ondes lumineuses générées lors de l'événement, mais aucun n'a capté de signal. Jusqu'à présent, de telles contreparties lumineuses aux signaux d'ondes gravitationnelles n'ont été vues qu'une seule fois, lors d'un événement appelé GW170817. Cet événement, découvert par le réseau LIGO-Virgo en août 2017, impliquait une collision enflammée entre deux étoiles à neutrons qui a ensuite été observée par des dizaines de télescopes sur Terre et dans l'espace. Les collisions d'étoiles à neutrons sont des affaires compliquées avec de la matière projetée vers l'extérieur dans toutes les directions et devraient donc briller de lumière. À l'inverse, les fusions de trous noirs, dans la plupart des cas, sont considérées comme ne produisant pas de lumière.

Selon les scientifiques de LIGO et de Virgo, l'événement d'août 2019 n'a pas été vu par les télescopes basés sur la lumière pour plusieurs raisons possibles. Premièrement, cet événement était six fois plus éloigné que la fusion observée en 2017, rendant plus difficile la captation des signaux lumineux. Deuxièmement, si la collision impliquait deux trous noirs, elle n'aurait probablement pas brillé de lumière. Troisièmement, si l'objet était en fait une étoile à neutrons, son partenaire trou noir 9 fois plus massif aurait pu l'avaler en entier, une étoile à neutrons entièrement consommée par un trou noir n'émettrait aucune lumière.

"Je pense à Pac-Man en train de manger un petit point", dit Kalogera. "Lorsque les masses sont très asymétriques, la plus petite étoile à neutrons peut être mangée en une bouchée."

Comment les chercheurs sauront-ils un jour si l'objet mystérieux était une étoile à neutrons ou un trou noir ? Les observations futures avec LIGO, Virgo et peut-être d'autres télescopes pourraient détecter des événements similaires qui aideraient à révéler si des objets supplémentaires existent dans le fossé de masse.

"C'est le premier aperçu de ce qui pourrait être une toute nouvelle population d'objets binaires compacts", déclare Charlie Hoy, membre de la LIGO Scientific Collaboration et étudiant diplômé à l'Université de Cardiff. "Ce qui est vraiment excitant, c'est que ce n'est que le début. Au fur et à mesure que les détecteurs deviennent de plus en plus sensibles, nous observerons encore plus de ces signaux et nous pourrons localiser les populations d'étoiles à neutrons et de trous noirs dans l'univers. "

"L'écart de masse est un casse-tête intéressant depuis des décennies, et maintenant nous avons détecté un objet qui s'y adapte juste à l'intérieur", explique Pedro Marronetti, directeur du programme de physique gravitationnelle à la National Science Foundation (NSF). "Cela ne peut être expliqué sans défier notre compréhension de la matière extrêmement dense ou ce que nous savons de l'évolution des étoiles. Cette observation est encore un autre exemple du potentiel de transformation du domaine de l'astronomie des ondes gravitationnelles, qui apporte de nouvelles informations à chaque nouvelle détection ."


Contenu

Les particules de type WIMP sont prédites par la supersymétrie préservant la parité R, un type d'extension populaire du modèle standard de la physique des particules, bien qu'aucune des nombreuses nouvelles particules en supersymétrie n'ait été observée. [6] Les particules de type WIMP sont également prédites par la dimension supplémentaire universelle et les petites théories de Higgs.

Modèle parité candidat
SUSY R-parité particule supersymétrique la plus légère (LSP)
DED KK-parité particule de Kaluza-Klein la plus légère (LKP)
petit Higgs T-parité particule T-impair la plus légère (LTP)

Les principales caractéristiques théoriques d'un WIMP sont :

  • Interactions uniquement via la force nucléaire faible et la gravité, ou éventuellement d'autres interactions avec des sections efficaces ne dépassant pas l'échelle faible [7]
  • Masse importante par rapport aux particules standard (les WIMPs avec des masses inférieures au GeV peuvent être considérées comme de la matière noire légère).

En raison de leur manque d'interaction électromagnétique avec la matière normale, les WIMPs seraient invisibles lors d'observations électromagnétiques normales. En raison de leur masse importante, ils seraient relativement lents et donc « froids ». [8] Leurs vitesses relativement faibles seraient insuffisantes pour surmonter l'attraction gravitationnelle mutuelle, et en conséquence, les WIMPs auraient tendance à s'agglutiner. [9] Les WIMPs sont considérés comme l'un des principaux candidats à la matière noire froide, les autres étant les objets halo compacts massifs (MACHO) et les axions. (Ces noms ont été délibérément choisis pour le contraste, les MACHO étant nommés plus tard que les WIMP. [10] ) De plus, contrairement aux MACHO, il n'y a pas de particules stables connues dans le modèle standard de la physique des particules qui ont toutes les propriétés des WIMP. Les particules qui ont peu d'interaction avec la matière normale, telles que les neutrinos, sont toutes très légères et se déplaceraient donc rapidement, ou "chaudes".

Une décennie après l'établissement du problème de la matière noire dans les années 1970, les WIMPs ont été suggérés comme une solution potentielle au problème. [11] Bien que l'existence de WIMPs dans la nature soit encore hypothétique, elle résoudrait un certain nombre de problèmes astrophysiques et cosmologiques liés à la matière noire. Il existe aujourd'hui un consensus parmi les astronomes selon lequel la majeure partie de la masse de l'Univers est en effet sombre. Les simulations d'un univers rempli de matière noire froide produisent des distributions de galaxies qui sont à peu près similaires à ce qui est observé. [12] [13] En revanche, la matière noire chaude salirait la structure à grande échelle des galaxies et n'est donc pas considérée comme un modèle cosmologique viable.

Les WIMPs correspondent au modèle d'une particule de matière noire relique de l'Univers primitif, lorsque toutes les particules étaient dans un état d'équilibre thermique. Pour des températures suffisamment élevées, telles que celles existant au début de l'Univers, la particule de matière noire et son antiparticule se seraient à la fois formées et annihilées en particules plus légères. Au fur et à mesure que l'Univers s'est étendu et refroidi, l'énergie thermique moyenne de ces particules plus légères a diminué et est finalement devenue insuffisante pour former une paire particule-antiparticule de matière noire. L'annihilation des paires particule-antiparticule de matière noire se serait toutefois poursuivie et la densité numérique des particules de matière noire aurait commencé à décroître de façon exponentielle. [7] Finalement, cependant, la densité numérique deviendrait si faible que l'interaction particule de matière noire et antiparticule cesserait, et le nombre de particules de matière noire resterait (à peu près) constant à mesure que l'Univers continuerait de s'étendre. [9] Les particules avec une plus grande section efficace d'interaction continueraient à s'annihiler pendant une période de temps plus longue et auraient ainsi une densité numérique plus petite lorsque l'interaction d'annihilation cesserait. Sur la base de l'abondance actuelle estimée de matière noire dans l'Univers, si la particule de matière noire est une particule relique, la section efficace d'interaction régissant l'annihilation particule-antiparticule ne peut pas être plus grande que la section efficace de l'interaction faible. [7] Si ce modèle est correct, la particule de matière noire aurait les propriétés du WIMP.

Étant donné que les WIMPs ne peuvent interagir que par le biais de forces gravitationnelles et faibles, elles sont extrêmement difficiles à détecter. Cependant, de nombreuses expériences sont en cours pour tenter de détecter les WIMPs à la fois directement et indirectement. Détection indirecte fait référence à l'observation des produits d'annihilation ou de désintégration de WIMPs loin de la Terre. Les efforts de détection indirecte se concentrent généralement sur les endroits où l'on pense que la matière noire WIMP s'accumule le plus : dans les centres des galaxies et des amas de galaxies, ainsi que dans les plus petites galaxies satellites de la Voie lactée. Ceux-ci sont particulièrement utiles car ils ont tendance à contenir très peu de matière baryonique, ce qui réduit le bruit de fond attendu des processus astrophysiques standard. Les recherches indirectes typiques recherchent des rayons gamma en excès, qui sont prédits à la fois comme des produits d'annihilation à l'état final, ou sont produits lorsque des particules chargées interagissent avec le rayonnement ambiant via la diffusion Compton inverse. Le spectre et l'intensité d'un signal de rayons gamma dépendent des produits d'annihilation et doivent être calculés modèle par modèle. Les expériences qui ont posé des limites à l'annihilation des WIMP, via la non-observation d'un signal d'annihilation, incluent le télescope à rayons gamma Fermi-LAT [14] et l'observatoire à rayons gamma au sol VERITAS. [15] Bien que l'annihilation des WIMPs en particules du modèle standard prédise également la production de neutrinos de haute énergie, leur taux d'interaction est trop faible pour détecter de manière fiable un signal de matière noire à l'heure actuelle. Les futures observations de l'observatoire IceCube en Antarctique pourraient être en mesure de différencier les neutrinos produits par WIMP des neutrinos astrophysiques standard. Cependant, en 2014, seuls 37 neutrinos cosmologiques avaient été observés, [16] rendant une telle distinction impossible.

Un autre type de signal WIMP indirect pourrait provenir du Soleil. Les WIMPs Halo peuvent, lorsqu'ils traversent le Soleil, interagir avec les protons solaires, les noyaux d'hélium ainsi que des éléments plus lourds. Si une WIMP perd suffisamment d'énergie dans une telle interaction pour tomber en dessous de la vitesse d'échappement locale, elle n'aurait pas assez d'énergie pour échapper à l'attraction gravitationnelle du Soleil et resterait liée gravitationnellement. [9] Au fur et à mesure que de plus en plus de WIMPs se thermalisent à l'intérieur du Soleil, ils commencent à s'annihiler les uns avec les autres, formant une variété de particules, y compris des neutrinos à haute énergie. [17] Ces neutrinos peuvent ensuite voyager jusqu'à la Terre pour être détectés dans l'un des nombreux télescopes à neutrinos, comme le détecteur Super-Kamiokande au Japon. Le nombre d'événements de neutrinos détectés par jour au niveau de ces détecteurs dépend des propriétés du WIMP, ainsi que de la masse du boson de Higgs. Des expériences similaires sont en cours pour détecter les neutrinos des annihilations WIMP au sein de la Terre [18] et du centre galactique. [19] [20]

Détection directe fait référence à l'observation des effets d'une collision WIMP-noyau lorsque la matière noire passe à travers un détecteur dans un laboratoire terrestre. Alors que la plupart des modèles WIMP indiquent qu'un nombre suffisant de WIMP doit être capturé dans de grands corps célestes pour que les expériences de détection indirecte réussissent, il reste possible que ces modèles soient incorrects ou n'expliquent qu'une partie du phénomène de la matière noire. Ainsi, même avec les multiples expériences dédiées à fournir des preuves indirectes de l'existence de la matière noire froide, des mesures de détection directe sont également nécessaires pour solidifier la théorie des WIMPs.

Bien que la plupart des WIMPs rencontrant le Soleil ou la Terre devraient passer sans aucun effet, on espère qu'un grand nombre de WIMPs de matière noire traversant un détecteur suffisamment grand interagiront assez souvent pour être vus, au moins quelques événements par an. La stratégie générale des tentatives actuelles de détection des WIMPs est de trouver des systèmes très sensibles qui peuvent être mis à l'échelle jusqu'à de grands volumes. Cela fait suite aux leçons tirées de l'histoire de la découverte et (maintenant) de la détection de routine du neutrino.

Techniques expérimentales Modifier

Détecteurs cryogéniques à cristaux – Une technique utilisée par le détecteur de recherche cryogénique de matière noire (CDMS) de la mine Soudan repose sur plusieurs cristaux de germanium et de silicium très froids. Les cristaux (chacun de la taille d'une rondelle de hockey) sont refroidis à environ 50 mK. Une couche de métal (aluminium et tungstène) sur les surfaces est utilisée pour détecter un WIMP traversant le cristal. Cette conception espère détecter les vibrations dans la matrice cristalline générées par un atome « coup de pied » par un WIMP. Les capteurs de bord de transition en tungstène (TES) sont maintenus à la température critique de sorte qu'ils sont dans l'état supraconducteur. De grandes vibrations cristallines généreront de la chaleur dans le métal et sont détectables en raison d'un changement de résistance. CRESST, CoGenT et EDELWEISS exécutent des configurations similaires.

Scintillateurs à gaz nobles – Une autre façon de détecter les atomes « renversés » par une WIMP consiste à utiliser un matériau scintillant, de sorte que les impulsions lumineuses soient générées par l'atome en mouvement et détectées, souvent avec des PMT. Des expériences telles que DEAP à SNOLAB et DarkSide à l'instrument LNGS une très grande masse cible d'argon liquide pour les recherches sensibles de WIMP. ZEPLIN et XENON ont utilisé le xénon pour exclure les WIMPs à une sensibilité plus élevée, avec les limites les plus strictes à ce jour fournies par le détecteur XENON1T, utilisant 3,5 tonnes de xénon liquide. [21] Des détecteurs de xénon liquide de plusieurs tonnes encore plus gros ont été approuvés pour la construction par les collaborations XENON, LUX-ZEPLIN et PandaX.

scintillateurs à cristal – Au lieu d'un gaz noble liquide, une approche en principe plus simple consiste à utiliser un cristal scintillant tel que NaI(Tl). Cette approche est adoptée par DAMA/LIBRA, une expérience qui a observé une modulation annulaire du signal compatible avec la détection de WIMP (voir § Limites récentes). Plusieurs expériences tentent de reproduire ces résultats, notamment ANAIS et DM-Ice, qui co-déploie des cristaux de NaI avec le détecteur IceCube au pôle Sud. KIMS aborde le même problème en utilisant CsI(Tl) comme scintillateur. La collaboration COSINE-100 (une fusion des groupes KIMS et DM-Ice) a publié ses résultats sur la réplication du signal DAMA/LIBRA en décembre 2018 dans la revue Nature. modulation annuelle observée par la collaboration DAMA". [22]

Chambres à bulles – L'expérience PICASSO (Project In Canada to Search for Supersymmetric Objects) est une expérience de recherche directe de matière noire qui est située à SNOLAB au Canada. Il utilise des détecteurs de bulles avec du fréon comme masse active. PICASSO est principalement sensible aux interactions dépendantes du spin des WIMPs avec les atomes de fluor dans le fréon. COUPP, une expérience similaire utilisant du trifluoroiodométhane (CF3I), les limites publiées pour la masse au-dessus de 20 GeV en 2011. [23] Les deux expériences ont fusionné dans la collaboration PICO en 2012.

Un détecteur de bulles est un appareil sensible aux radiations qui utilise de petites gouttelettes de liquide surchauffé qui sont suspendues dans une matrice de gel. [24] Il utilise le principe d'une chambre à bulles mais, comme seules les petites gouttelettes peuvent subir une transition de phase à la fois, le détecteur peut rester actif pendant des périodes beaucoup plus longues. [ éclaircissements nécessaires ] Lorsqu'une quantité suffisante d'énergie est déposée dans une gouttelette par rayonnement ionisant, la gouttelette surchauffée devient une bulle de gaz. Le développement de la bulle s'accompagne d'une onde de choc acoustique captée par des capteurs piézo-électriques. Le principal avantage de la technique du détecteur à bulles est que le détecteur est presque insensible au rayonnement de fond. La sensibilité du détecteur peut être ajustée en modifiant la température, généralement comprise entre 15 °C et 55 °C. Il existe une autre expérience similaire utilisant cette technique en Europe appelée SIMPLE.

PICASSO rapporte des résultats (novembre 2009) pour les interactions WIMP dépendantes du spin sur 19 F, pour des masses de 24 Gev, de nouvelles limites strictes ont été obtenues sur la section efficace dépendante du spin de 13,9 pb (90% CL). Les limites obtenues restreignent les interprétations récentes de l'effet de modulation annuel DAMA/LIBRA en termes d'interactions dépendantes du spin. [25]

PICO est une extension du concept prévue en 2015. [26]

Autres types de détecteur – Des chambres à projection temporelle (TPC) remplies de gaz à basse pression sont à l'étude pour la détection des WIMP. La collaboration Directional Recoil Identification From Tracks (DRIFT) tente d'utiliser la directionnalité prédite du signal WIMP. DRIFT utilise une cible de disulfure de carbone, qui permet aux reculs WIMP de parcourir plusieurs millimètres, laissant une trace de particules chargées. Cette piste chargée est dérivée vers un plan de lecture MWPC qui permet de la reconstruire en trois dimensions et de déterminer la direction d'origine. DMTPC est une expérience similaire avec CF4 gaz.

Limites récentes Modifier

Il n'y a actuellement aucune détection confirmée de matière noire à partir d'expériences de détection directe, les limites d'exclusion les plus fortes provenant des expériences LUX et SuperCDMS, comme le montre la figure 2. Avec 370 kilogrammes de xénon, LUX est plus sensible que XENON ou CDMS. [27] Les premiers résultats d'octobre 2013 indiquent qu'aucun signal n'a été observé, semblant réfuter les résultats obtenus à partir d'instruments moins sensibles. [28] et cela a été confirmé après la fin de l'analyse finale des données en mai 2016. [29]

Historiquement, il y a eu quatre séries de données anormales provenant de différentes expériences de détection directe, dont deux ont maintenant été expliquées avec des arrière-plans (CoGenT et CRESST-II), et deux qui restent inexpliquées (DAMA/LIBRA et CDMS-Si). [30] [31] En février 2010, des chercheurs du CDMS ont annoncé qu'ils avaient observé deux événements qui pourraient avoir été causés par des collisions WIMP-noyau. [32] [33] [34]

CoGenT, un détecteur plus petit utilisant une seule rondelle de germanium, conçu pour détecter les WIMPs avec des masses plus petites, a signalé des centaines d'événements de détection en 56 jours. [35] [36] Ils ont observé une modulation annuelle dans le taux d'événement qui pourrait indiquer la matière noire légère. [37] Cependant, une origine de matière noire pour les événements CoGenT a été réfutée par des analyses plus récentes, en faveur d'une explication en termes de fond d'événements de surface. [38]

La modulation annuelle est l'une des signatures prédites d'un signal WIMP, [39] [40] et sur cette base, la collaboration DAMA a revendiqué une détection positive. Cependant, d'autres groupes n'ont pas confirmé ce résultat. Les données CDMS rendues publiques en mai 2004 excluent toute la région du signal DAMA étant donné certaines hypothèses standard sur les propriétés des WIMPs et du halo de matière noire, et cela a été suivi par de nombreuses autres expériences (voir Fig 2, à droite).

La collaboration COSINE-100 (une fusion des groupes KIMS et DM-Ice) a publié ses résultats sur la réplication du signal DAMA/LIBRA en décembre 2018 dans la revue Nature. modulation annuelle observée par la collaboration DAMA". [41]

L'avenir de la détection directe Modifier

La décennie 2020 devrait voir l'émergence de plusieurs expériences de détection directe de masse de plusieurs tonnes, qui sonderont les sections efficaces WIMP-noyau d'ordres de grandeur inférieurs à la sensibilité actuelle de l'état de l'art. Des exemples de telles expériences de nouvelle génération sont LUX-ZEPLIN (LZ) et XENONnT, qui sont des expériences de xénon liquide de plusieurs tonnes, suivies de DARWIN, une autre expérience de détection directe de xénon liquide proposée de 50 à 100 tonnes. [42] [43]

De telles expériences de plusieurs tonnes seront également confrontées à un nouveau contexte sous la forme de neutrinos, ce qui limitera leur capacité à sonder l'espace des paramètres WIMP au-delà d'un certain point, connu sous le nom de plancher de neutrinos. Cependant, bien que son nom puisse impliquer une limite stricte, le plancher de neutrinos représente la région de l'espace des paramètres au-delà de laquelle la sensibilité expérimentale ne peut s'améliorer au mieux que la racine carrée de l'exposition (le produit de la masse du détecteur et du temps de fonctionnement). [44] [45] Pour les masses WIMP inférieures à 10 GeV, la source dominante du fond de neutrinos provient du Soleil, tandis que pour les masses plus élevées, le fond contient des contributions des neutrinos atmosphériques et du fond diffus de neutrinos de supernova.


Résumé

Lorsque nous regardons des galaxies lointaines, nous regardons en arrière dans le temps. Nous avons maintenant vu les galaxies telles qu'elles étaient lorsque l'univers avait environ 500 millions d'années – seulement environ quatre pour cent de son âge actuel. L'univers a maintenant 13,8 milliards d'années. La couleur d'une galaxie est un indicateur de l'âge des étoiles qui la peuplent. Les galaxies bleues doivent contenir beaucoup d'étoiles chaudes, massives et jeunes. Les galaxies qui ne contiennent que de vieilles étoiles ont tendance à être rouge jaunâtre. La première génération d'étoiles s'est formée alors que l'univers n'avait que quelques centaines de millions d'années. Les galaxies observées lorsque l'univers n'avait que quelques milliards d'années ont tendance à être plus petites que les galaxies d'aujourd'hui, à avoir des formes plus irrégulières et à avoir une formation d'étoiles plus rapide que les galaxies que nous voyons à proximité dans l'univers d'aujourd'hui. Cela montre que les plus petits fragments de galaxies se sont assemblés dans les plus grandes galaxies que nous voyons aujourd'hui.

28.2 Fusions de galaxies et noyaux galactiques actifs

Lorsque des galaxies de taille comparable entrent en collision et fusionnent, nous appelons cela une fusion, mais lorsqu'une petite galaxie est engloutie par une plus grande, nous utilisons le terme de cannibalisme galactique. Les collisions jouent un rôle important dans l'évolution des galaxies. Si la collision implique au moins une galaxie riche en matière interstellaire, la compression résultante du gaz entraînera une explosion de formation d'étoiles, conduisant à une galaxie starburst. Les fusions étaient beaucoup plus courantes lorsque l'univers était jeune, et bon nombre des galaxies les plus éloignées que nous voyons sont des galaxies en étoile qui sont impliquées dans des collisions. Les noyaux galactiques actifs alimentés par des trous noirs supermassifs au centre de la plupart des galaxies peuvent avoir des effets majeurs sur la galaxie hôte, notamment en empêchant la formation d'étoiles.

28.3 La distribution des galaxies dans l'espace

Les comptages de galaxies dans diverses directions établissent que l'univers à grande échelle est homogène et isotrope (le même partout et le même dans toutes les directions, à l'exception des changements évolutifs avec le temps). La similitude de l'univers partout est appelée principe cosmologique. Les galaxies sont regroupées en amas. La Voie Lactée est membre du Groupe Local, qui contient au moins 54 galaxies membres. Les amas riches (comme la Vierge et la Coma) contiennent des milliers ou des dizaines de milliers de galaxies. Galaxy clusters often group together with other clusters to form large-scale structures called superclusters, which can extend over distances of several hundred million light-years. Clusters and superclusters are found in filamentary structures that are huge but fill only a small fraction of space. Most of space consists of large voids between superclusters, with nearly all galaxies confined to less than 10% of the total volume.

28.4 The Challenge of Dark Matter

Stars move much faster in their orbits around the centers of galaxies, and galaxies around centers of galaxy clusters, than they should according to the gravity of all the luminous matter (stars, gas, and dust) astronomers can detect. This discrepancy implies that galaxies and galaxy clusters are dominated by dark matter rather than normal luminous matter. Gravitational lensing and X-ray radiation from massive galaxy clusters confirm the presence of dark matter. Galaxies and clusters of galaxies contain about 10 times more dark matter than luminous matter. While some of the dark matter may be made up of ordinary matter (protons, neutrons, and electrons), perhaps in the form of very faint stars or black holes, most of it probably consists of some totally new type of particle not yet detected on Earth. Observations of gravitational lensing effects on distant objects have been used to look in the outer region of our Galaxy for any dark matter in the form of compact, dim stars or star remnants, but not enough such objects have been found to account for all the dark matter.

28.5 The Formation and Evolution of Galaxies and Structure in the Universe

Initially, luminous and dark matter in the universe was distributed almost—but not quite—uniformly. The challenge for galaxy formation theories is to show how this “not quite” smooth distribution of matter developed the structures—galaxies and galaxy clusters—that we see today. It is likely that the filamentary distribution of galaxies and voids was built in near the beginning, before stars and galaxies began to form. The first condensations of matter were about the mass of a large star cluster or a small galaxy. These smaller structures then merged over cosmic time to form large galaxies, clusters of galaxies, and superclusters of galaxies. Superclusters today are still gathering up more galaxies, gas, and dark matter. And spiral galaxies like the Milky Way are still acquiring material by capturing small galaxies near them.


Missing Matter And The Workings of The Galactic Ecosystem

Artist conception of gas streams (blue) feeding a galactic disk.

Take a look at any galaxy in the universe through a telescope or in pictures captured by observatories and you might think you have a good idea of its shape.

Think again -- roughly half of a galaxy's matter is invisible. But scientists have since discovered this missing mass in halos of cool gas surrounding galaxies. Understanding their dynamics, however, has remained an open question.

Now a team of astronomers led by UC Santa Barbara Professor Crystal Martin and graduate student Stephanie Ho has released a paper investigating how these halos interact with the rest of their galaxies. The study appears in The Astrophysical Journal.

"When you look at galaxies, you see light and that's what grabs your attention, and you think that's where the stuff is," said Martin. "What's interesting to me is that most of the normal material associated with a galaxy is not luminous at all."

Astronomers can measure the total mass of a galaxy by looking at the galaxy's movement and rotation. But this doesn't separate normal from dark matter. Fortunately, scientists have good measurements of the ratio of these two on the cosmic scale. Around 84% of the universe's mass is dark matter, and 16% is conventional matter -- made up of protons, electrons, neutrons, and their cousins. With this knowledge, researchers figured out that roughly half of galaxies' normal matter was nowhere to be seen.

A lot of prior work focused on finding this missing material, Martin explained. "Our study was about trying to measure how the gas in the halo was moving," she said.

To find the missing matter, astronomers needed something incredibly bright shining through the diffuse clouds. Some galaxies have extremely active black holes in their centers called quasars, which send out beacons of radiation into the universe and are bright enough to help scientists spot the dilute gas halos.

As quasar light travels through these galactic halos, the dust and gas absorb specific wavelengths of light based on its composition. The research team pieced together the distribution and composition of this missing matter by comparing the light spectra from these shrouded quasars to those they can see directly.

"This method gives you a lot of information, but it's all along one sight-line," said Martin. And few galaxies have more than one quasar behind them.

To circumvent this challenge, Martin and her colleagues combined the data from 50 similar galaxies, each with a single quasar behind it. This produced a model of one average galaxy with fifty quasars behind it, plenty of coverage to get an accurate picture of the system.

Now that the researchers knew the size of the halo, and what it was made of, they wanted to investigate how this gas behaved. Fortunately, the motion of the halo gas shifts the spectra in predictable ways: matter moving toward us produces bluer spectra, and receding material is redder. This is the same effect as the change in pitch you hear in an ambulance siren as it passes you on the road.

Martin and Ho discovered that these gaseous halos rotated along with the rest of the galaxy, but not quite fast enough to keep material from slowly falling in. What's more, supernovae within the galaxy had ejected material back out, especially perpendicular to the galactic plane.

This dynamic creates a circulation, where gas falls into the galaxy and nurtures new stars, which fuse light elements into heavier ones. Eventually some of this material, now enriched with heavier elements, is thrown from the galaxy, where it can begin the cycle over again. In fact, astronomers believe that this circulation dictates the composition of material that forms new stars. What's more, stars enriched with heavier elements appear to be more likely to form planetary systems than those made of only light elements, according to Martin.

"This circulation drives the galactic ecosystem," she said.

In addition to shedding light on planetary systems like our own, the study also illuminates the workings of our galaxy. Most of the 50 galaxies in the study were similar to how the Milky Way looked around 250 million years ago, a fairly short amount of time on a cosmic scale. This is also about as much time as our galaxy takes to make a single revolution, Martin explained, which is the minimum timescale for any significant galactic change.

Martin and Ho plan to investigate how the rate of gas falling back into a galaxy compares to the rate of star formation. This will provide a better understanding of the evolution of star-forming galaxies over billion-year timeframes. Martin is interested in whether galaxies with more star formation have more disturbed halo gas above and below the disk plane, as would be expected with more supernovae.


Scientists Narrow Down Dark Matter's Mass

Physicists have set the most precise limit yet on the mass of dark matter, the mysterious and elusive stuff that is thought to make up 98 percent of all matter in the universe and nearly a quarter of its total mass.

The researchers used data from NASA's Fermi Gamma-ray Space Telescope to set parameters on the mass of dark matter particles by calculating the rate at which they appear to collide with their antimatter partners and annihilate each other in galaxies that orbit our own Milky Way.

Savvas Koushiappas, an assistant professor in the department of physics at Brown University, and graduate student Alex Geringer-Sameth found that dark matter particles must have a mass greater than 40 giga-electron volts (GeV) &mdash approximately 42 times the mass of a proton.

"What we find is if a particle's mass is less than 40 GeV, then it cannot be the dark matter particle," Koushiappas said in a statement.

The details of the study will be published in the Dec. 1 issue of the journal Physical Review Letters.

Casting doubt on previous findings

The results throw into question recent findings from underground experiments that reported the potential detection of dark matter, the researchers said.

These experiments claimed to have found dark matter particles with masses ranging from 7 to 12 GeV, which is significantly less than the limit determined by the new study. [Twisted Physics: 7 Mind-Blowing Findings]

Dark matter is invisible, and scientists have long tried in vain to directly detect the mysterious particles. But since dark matter has mass, its presence is inferred based on the gravitational pull it exerts on regular matter.

But it's more complicated than that. In the 1920s, astronomer Edwin Hubble discovered that the universe is not static, but is expanding. More than 70 years later, observations from the Hubble Space Telescope, which was named for the astronomer, found that the universe was expanding at a much more rapid pace than it was earlier.

Cosmologists think a mysterious force called dark energy is behind this puzzling acceleration. Dark energy, like dark matter, has not been directly detected, but it is thought to be the force pulling the cosmos apart at ever-increasing speeds.

"If, for the sake of argument, a dark matter particle's mass is less than 40 GeV, it means the amount of dark matter in the universe today would be so much that the universe would not be expanding at the accelerated rate we observe," Koushiappas said.

Our complicated universe

Dark energy is thought to make up 73 percent of the total mass and energy in the universe. Dark matter accounts for 23 percent, which leaves only 4 percent of the universe composed of the regular matter that can be seen, such as stars, planets, galaxies and people.

But because neither dark matter nor dark energy has been directly detected, they remain unproven concepts.

In at least one respect, dark matter is thought to behave like normal matter: When a dark matter particle meets its matching antimatter partner, they should destroy each other. Antimatter is a sibling to normal matter an antimatter partner particle is thought to exist for each matter particle, with the same mass but opposite charge.

Scientists suspect that dark matter is made of particles called WIMPs ("weakly interacting massive particles"). When a WIMP and its anti-particle collide, they should annihilate one another.

To examine the mass of dark matter, Koushiappas and Geringer-Sameth essentially reversed the process of annihilation. The researchers observed seven dwarf galaxies that are thought to be full of dark matter because the motion of the stars within them cannot be fully explained by their mass alone.

Since these dwarf galaxies also contain much less hydrogen gas and other regular matter, they help paint a clearer picture of dark matter and its effects, Koushiappas said.

The physicists worked backward using data from the last three years that was collected by the Fermi telescope, which observes the universe in high-energy gamma-ray light. By measuring the number of light particles, called photons, in the galaxies, the scientists calculated backward to deduce how often particles called quarks are produced, which are products of the WIMP-anti-WIMP annihilation reaction.

This enabled the physicists to establish limits on the mass of dark matter particles and the rate at which they annihilate.

"This is a very exciting time in the dark matter search, because many experimental tools are finally catching up to long-standing theories about what dark matter actually is," Geringer-Sameth said in a statement. "We are starting to really put these theories to the test."


Résumé

About 15% of the visible matter in the Galaxy is in the form of gas and dust, serving as the raw material for new stars. About 99% of this interstellar matter is in the form of gas—individual atoms or molecules. The most abundant elements in the interstellar gas are hydrogen and helium. About 1% of the interstellar matter is in the form of solid interstellar dust grains.

20.2 Interstellar Gas

Interstellar gas may be hot or cold. Gas found near hot stars emits light by fluorescence, that is, light is emitted when an electron is captured by an ion and cascades down to lower-energy levels. Glowing clouds (nebulae) of ionized hydrogen are called H II regions and have temperatures of about 10,000 K. Most hydrogen in interstellar space is not ionized and can best be studied by radio measurements of the 21-centimeter line. Some of the gas in interstellar space is at a temperature of a million degrees, even though it is far away in hot stars this ultra-hot gas is probably heated when rapidly moving gas ejected in supernova explosions sweeps through space. In some places, gravity gathers interstellar gas into giant clouds, within which the gas is protected from starlight and can form molecules more than 200 different molecules have been found in space, including the basic building blocks of proteins, which are fundamental to life as we know it here on Earth.

20.3 Cosmic Dust

Interstellar dust can be detected: (1) when it blocks the light of stars behind it, (2) when it scatters the light from nearby stars, and (3) because it makes distant stars look both redder and fainter. These effects are called reddening and interstellar extinction, respectively. Dust can also be detected in the infrared because it emits heat radiation. Dust is found throughout the plane of the Milky Way. The dust particles are about the same size as the wavelength of light and consist of rocky cores that are either sootlike (carbon-rich) or sandlike (silicates) with mantles made of ices such as water, ammonia, and methane.

20.4 Cosmic Rays

Cosmic rays are particles that travel through interstellar space at a typical speed of 90% of the speed of light. The most abundant elements in cosmic rays are the nuclei of hydrogen and helium, but electrons and positrons are also found. It is likely that many cosmic rays are produced in supernova shocks.

20.5 The Life Cycle of Cosmic Material

Interstellar matter is constantly flowing through the Galaxy and changing from one phase to another. At the same time, gas is constantly being added to the Galaxy by accretion from extragalactic space, while mass is removed from the interstellar medium by being locked in stars. Some of the mass in stars is, in turn, returned to the interstellar medium when those stars evolve and die. In particular, the heavy elements in interstellar space were all produced inside stars, while the dust grains are made in the outer regions of stars that have swelled to be giants. These elements and grains, in turn, can then be incorporated into new stars and planetary systems that form out of the interstellar medium.

20.6 Interstellar Matter around the Sun

The Sun is located at the edge of a low-density cloud called the Local Fluff. The Sun and this cloud are located within the Local Bubble, a region extending to at least 300 light-years from the Sun, within which the density of interstellar material is extremely low. Astronomers think this bubble was blown by some nearby stars that experienced a strong wind and some supernova explosions.


Dark matter, apparently, is midichlorians

Dark matter, to re-interpret Obi Wan Kenobi, surrounds us and penetrates us. It binds the galaxy together.

At least that’s what a new scientific study seems to show. Dark matter appears to stretch well beyond the visible limits of galaxies, flowing through and filling even the vast, previously-thought empty space between galaxies. The researchers, led by Shogo Masaki of Nogoya University, used computer simulations to model how dark matter behaves over time as it helps form galaxies, and found that while it’s concentrated in and around galaxies, it doesn’t fade away into nothing with distance. It does get thinner, but still exists to a measurable degree well outside of galaxies. The model structure they found is actually quite lovely:

Remember, this is a model, and not an actual map. It does show concentrations of dark matter along galaxies and clusters of galaxies, but also shows how even “empty” space well outside of galaxies has pervasive dark matter in it.

OK, so what’s the deal then?

Dark matter was discovered a long time ago, when it was found that galaxies that live in clusters were moving way too fast to be held by the cluster gravity. They should just simply shoot away, and clusters would essentially evaporate. This implied that clusters of galaxies were either very young and hadn’t had time to dissolve – which we knew wasn’t true they’re clearly old – or there must be a lot more gravity holding them together. We can add up all the light from the stars in the galaxies and estimate their total mass, but what you get is only about 5-10% of the mass needed to hold clusters together. So most of the matter making up the clusters must be dark. Otherwise we’d see it.

A lot of things are dark. Cold gas. Poussière. Rogue planets. Burned out stars. Black holes. It’s hard to see how there could be more mass in any of these things then all the stars put together, let alone ten times as much! Still, over time, better observations started eliminating all the possibilities. Basically, everything made of normal matter was eliminated as a candidate. The Sherlockian conclusion is that something extraordinary makes up dark matter. The most likely possibility now is an exotic form of matter like axions, subatomic particles that have mass and gravity, but don’t emit light and don’t interact with normal matter. An axion could pass right through you, and like a ghost it would leave no trace.

But that doesn’t mean we can’t detect it. Just like we discovered it indirectly through its influence gravitationally, there is another way to “see” dark matter: gravitational lensing. In a nutshell, matter warps space, and light moving through that space follows the warped path. This can distort the shapes of distant galaxies, either strongly, really messing them up and bending them into long arcs and making multiple images of them (like in a recent and pretty Hubble picture of a galaxy), or it can be a weaker effect, gently smearing out the galaxy’s shape. Dark matter has mass, which means it has gravity… so it should create gravitational lensing.

In this illustration, imagine a bunch of background galaxies depicted by the points on the left. Plop a galaxy with dark matter between us and them, and the galaxy’s gravity warps the light from those more distant objects, bending the grid and also magnifying the background galaxies. All of this information can be used to map out the location and density of the dark matter doing the lensing.

Last year, astronomers made an incredibly detailed map of dark matter using an astonishing 24 millions galaxies. By carefully measuring the shapes of these galaxies (using automated software) they could tell statistically how much the images were warped, and therefore how much dark matter there is, and where it’s located. Mind you, you can’t really point at any one galaxy and say it’s distorted by such and such an amount. But we know overall how they should be shaped, so by mapping millions of them (millions!) you can show statistically how they deviate from the expected shape. That in turn tells us about the dark matter between us and them, and this information was then used by the Japanese researchers as a test of their computer models of how dark matter behaved. That’s how they made the map above, and showed that dark matter extends well beyond the visible borders of galaxies.

And because dark matter outweighs normal matter in our Universe by so much, the researches involved have actually said that galaxies really don’t avoir limites. In a sense, they’re right. What we see is only a fraction of what’s really there. And since the dark matters extends so far past the limits of what we see, galaxies really ne pas have borders. They just thin out over huge distances of space, overlapping. I picture it a bit like a mountain range: there are local peaks, but at their bases all the mountains merge together so it’s hard to tell where one ends and another begins. Étonnante.

So, did you catch all this? Let me explain… no, there is too much. Permettez-moi de résumer.

Matter that we can’t see directly but we know exists but can’t be normal matter or even interact with it directly bends space which warps the path of light which can be used if you have millions of galaxies at your disposal to see the subtle distortions of background galaxy light which smears them out and lets you map the location and density of that invisible matter and see that it’s everywhere even well outside the visible boundaries of galaxies which means it fills the Universe in every direction and at all distances.

Got all that? Well, maybe I can be even more succinct:

Credits: Shogo Masaki (Department of Physics Nagoya University) NASA, ESA, J. Rigby (NASA Goddard Space Flight Center), K. Sharon (Kavli Institute for Cosmological Physics, University of Chicago), and M. Gladders and E. Wuyts (University of Chicago)