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Composition de l'univers à z = 0 |
La matière dans l'univers proche s'est répartie suivant une structure filamentaire mais elle a aussi changé de forme. Depuis la matière froide et neutre des âges sombres en passant par du gaz ionisé à la réionisation, la matière aujourd'hui prend plusieurs formes.
Si vous levez les yeux au ciel le soir vous verrez sous quelle forme se présente une partie de la matière dans l'univers : les étoiles. Il est assez facile de déterminer la masse des étoiles. Il suffit de mesurer la quantité de lumière qui nous parvient de ces dernières et de la convertir en masse. Bien que simple en théorie, cela s'avère plus difficile en pratique et certains pièges sont à éviter. La valeur déterminante dans cette recherche est le rapport M/L, masse sur luminosité. Si ce rapport était constant l'exercice serait trivial. Il change en fait en fonction de l'étoile observée. Une étoile géante à 20 000 K émettant beaucoup dans le bleu a un M/L plus petit qu'une étoile rouge moins massive de 4 000 K. La masse stellaire représente près de 20 % de la masse baryonique totale.
L'autre forme de la matière est le gaz neutre d'hydrogène, HI. Il est généralement le résultat d'une absence d'évolution depuis l'époque de la recombinaison. Ce gaz se raréfie. Pour la Voie Lactée, il compte pour seulement 12 % de la masse baryonique totale, le reste étant principalement des étoiles. Pour la galaxie d'Andromède c'est encore moins, 6%. Les galaxies elliptiques sont quant à elles presque dépourvues de gaz HI. Ce sont les galaxies naines irrégulières qui sont encore les plus riches en gaz avec des proportions pouvant atteindre plus de 50%. C'est le cas du Petit Nuage de Magellan. Les grands nuages de gaz neutre intergalactiques isolés sont rares à z = 0.
Les amas de galaxies sont connus pour deux caractéristiques : une forte concentration de galaxies, principalement elliptiques, et une grande masse de gaz chaud. Comment cela est-il possible quand on sait que les elliptiques sont quasiment dépourvues de gaz HI ? Il se trouve que le gaz dans les amas de galaxies n'est pas sous sa forme habituelle, neutre et attaché à une galaxie, mais il est très chaud, ionisé et en équilibre avec l'amas dans sa globalité. Ce gaz est facilement détectable car il émet très fortement dans le domaine des rayons X. De plus son interaction avec le FDC via l'effet Sunyaev-Zel'Dovitch permet de mesurer son décalage spectral. Ce gaz constitue plus de 90 % de la masse des amas de galaxies.
Le gaz chaud d'un amas est le résultat de l'agglomération successive de nombreuses galaxies dans l'amas. Lorsqu'un amas se forme, il commence par accréter des galaxies et par les faire interagir entre elles. Leur gaz est brûlé pour former des étoiles ou chauffé et éjecté dans leurs environnements. Au fur et à mesure que des galaxies peuplent un amas, le gaz environnant de l'amas devient chaud et surtout dense, si bien que les nouvelles galaxies riches en gaz qui tombent dans un amas sont dépouillées de leur gaz qui est chauffé et qui contribue au gaz chaud de l'amas. Cette formation ayant lieu dès le début de la formation des structures galactiques, pendant et après l'époque de réionisation, les galaxies accrétées étaient très riches en gaz, ce qui explique la fraction importante de gaz dans les amas.
Une dernière composante de la matière visible est la poussière. Cette dernière dans son sens général inclut tout ce qui n'est pas du gaz, ou un plasma de gaz tel qu'une étoile. La poussière est en général constituée de petites particules d'une taille de 0.001 à 0.2 
m. Cependant, l'accumulation de cette poussière peut former des objets plus massifs comme les astéroïdes ou les planètes avec nous y vivant. Cette composante est le résultat de la nucléosynthèse des étoiles massives et de l'éjection de cette matière par les étoiles. Nous sommes donc de la poussière d'étoiles comme il est fréquent d'entendre dire. Sa masse totale est assez faible, moins d'un pourcent de la masse baryonique.
Lorsque toute la masse baryonique est comptabilisée à z = 0 et qu'elle est ensuite comparée à la masse baryonique mesurée à z = 2, il y a un déficit de près de 50% ; la moitié de la masse baryonique manque. Comme il n'existe pas de processus possible pour faire disparaître une aussi grande quantité de masse durant les 13 derniers milliards d'années, cela implique qu'elle est cachée, invisible. L'hypothèse la plus tangible est qu'elle soit sous la forme d'un gaz diffus froid ou d'un gaz tiède ou chaud. Le fait d'être diffus rend difficile sa détection car le gaz n'absorbe ou n'émet pas assez de lumière. Le fait que le gaz soit tiède ou chaud implique une émission de lumière dans des longueurs d'onde non observées intensivement par les astronomes, entre l'UV et les rayons X. Le gaz chaud des amas est facilement observable car il est concentré et émet beaucoup de rayons X.
Un autre type de matière semble aussi être présente bien qu'elle n'ait jamais été observée directement : la matière noire. Elle formerait des halos autour des galaxies et dans les amas. Sa particularité est de n'interagir que gravitationnellement, donc d'être totalement invisible. La propriété la plus surprenante de cette matière est que sa masse serait plus de six fois supérieure à la masse baryonique.
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