Confrontés au défi majeur que leur pose la matière sombre,
les astrophysiciens ont entrepris de découvrir sa nature physique. Deux possibilités se sont
alors présentées : celles qui font appel à des astres constitués de matière ordinaire, par exemple
les étoiles peu lumineuses, et celles qui reposent sur l'introduction de particules
exotiques. Analysons ici les candidats formés de matière ordinaire, ou baryonique, c'est-à-dire
de neutrons et de protons.
Les naines rouges
L'une des solutions les plus simples est de recourir aux étoiles les moins brillantes, les naines rouges. Ces étoiles
font partie de la séquence principale mais se distinguent
par leur faible masse, entre 8 et 80 pour cent de la masse du Soleil. Pour cette raison, leur surface est
relativement froide, seulement quelques milliers de degrés, et leur luminosité
est donc très faible, entre un dix millième et quelques dixièmes de celle du Soleil. Ces étoiles passent ainsi
pratiquement inaperçues, si ce n'est dans notre voisinage immédiat.
C'est en étudiant les naines rouges les plus proches que les astronomes se rendirent compte que ces étoiles peu brillantes sont très nombreuses. Ainsi, dans le voisinage du Soleil, une étoile sur deux est une naine rouge, même si très peu d'entre elles figurent parmi les milliers d'étoiles visibles à l'oeil nu. Les astronomes sont donc tout naturellement amenés à penser que les galaxies pouvaient être dominées en nombre par ces étoiles quasi-invisibles. Leur présence augmenterait la masse totale d'une galaxie sans véritablement affecter sa luminosité globale.
Les naines brunes
Une autre solution consiste à faire appel à des astres encore moins massifs : les naines brunes.
On désigne par ce terme les étoiles dont la masse est inférieure à 8 pour cent de celle du Soleil.
A cause de cette masse très faible, le noyau de ces étoiles n'est pas suffisamment comprimé
et chaud pour que les réactions nucléaires
de fusion soient en mesure de se mettre en place. Les naines brunes sont donc en quelque sorte
des étoiles ratées, qui n'émettent pas de lumière et sont pratiquement impossibles à observer,
même dans le voisinage immédiat du Soleil. Ces propriétés en font clairement des candidates
à la masse cachée.
Remarquons que la masse minimale des naines brunes est probablement de plusieurs fois la masse
de Jupiter. Ce qui différencie ces étoiles
des planètes géantes est leur mode de formation. Comme toutes les étoiles, les naines brunes
se forment lors de l'effondrement d'un nuage
de gaz, alors que les planètes se forment par accumulation de grains de poussière.
Les planètes
Une autre explication de la masse cachée est la présence possible dans les galaxies d'une quantité insoupçonnée de planètes, en particulier de planètes massives comme Jupiter. Cependant, des corps de cette nature ne peuvent pas fournir une très grande proportion de la masse cachée. Ils sont en effet formés d'éléments plus lourds que l'hydrogène ou l'hélium. Or ces éléments sont rares dans l'Univers, ils ne représentent qu'un noyau atomique pour 100 noyaux d'hydrogène, comme toutes les observations le confirment.
Les résidus d'étoiles
Enfin, on peut faire appel aux trois types de résidus stellaires : naine
blanche, étoile à neutrons ou trou
noir. La contribution des deux derniers types est cependant limitée. Étoiles à neutrons
et trous noirs apparaissent lors de l'explosion d'une supernova
qui donne naissance à une grande quantité d'éléments
lourds. Comme ces derniers sont rares, le nombre d'explosions ayant eut lieu doit être relativement
faible, donc également le nombre de résidus stellaires de ce type.
