La séquence principale est le stade pendant lequel une étoile tire son énergie de la fusion de l'hydrogène en hélium. Les réserves de carburant ne sont cependant pas illimitées et, à mesure que le temps passe, la concentration en hydrogène au centre de l'étoile baisse alors que celle en hélium augmente.

Une conséquence importante de ce changement est la légère augmentation de la luminosité de l'étoile tout au long de sa vie sur la séquence principale. En effet, puisque la fusion de l'hydrogène transforme quatre protons en un seul noyau d'hélium, le nombre de particules au centre de l'étoile baisse. Or, moins de particules signifie une pression plus faible. Pour résister au poids des couches externes, le noyau doit donc trouver un moyen de rétablir une pression suffisante. La solution qui s'offre à lui est de légèrement se contracter, ce qui fait augmenter la pression interne et l'étoile peut retrouver sa stabilité. Mais du fait de la contraction, les couches d'hydrogène proches du noyau qui n'étaient pas suffisamment chaudes pour entretenir des réactions nucléaires le deviennent finalement. Et peu à peu la quantité d'hydrogène en fusion croit, ce qui se traduit par une lente augmentation de la luminosité de l'étoile.

Après une longue phase sur la séquence principale, un moment arrive finalement où la concentration en protons est si faible au centre de l'étoile qu'il n'y a plus assez de particules pour entretenir les réactions nucléaires : la combustion de l'hydrogène s'arrête. L'étoile connaît alors une situation de crise. Sans énergie disponible, les forces de pressions internes chutent, la gravité se retrouve sans obstacle, l'équilibre de l'étoile est rompu et l'intérieur de l'étoile commence à se contracter. 

L'apparition d'une enveloppe géante

Cette contraction donne heureusement naissance à deux nouvelles sources d'énergie. Premièrement, le noyau est alors en mesure de transformer une partie de son énergie gravitationnelle en énergie thermique. Deuxièmement, une coquille d'hydrogène en fusion va apparaître. En effet, la région qui entourait le noyau est encore très riche en hydrogène car il ne s'y produisait pas de réactions. Du fait de la contraction de l'étoile, cette région voit sa température augmenter et atteindre rapidement le seuil nécessaire à la fusion. Apparaît ainsi, autour du noyau éteint, une fine coquille dans laquelle les réactions de fusion de l'hydrogène peuvent continuer.

 L'étoile se retrouve ainsi pourvue de deux sources d'énergie très puissantes. A cause de ce nouvel apport d'énergie - et pour des raisons qui ne sont toujours pas très bien comprises - les couches de gaz entourant le noyau sont expulsées vers l'extérieur. L'enveloppe de l'étoile commence à se dilater et l'astre devient bientôt une étoile géante. En gagnant en volume, l'enveloppe perd en densité et en température. Cela se traduit par un changement de couleur de son rayonnement vers le rouge. L'étoile quitte la séquence principale pour entrer dans un autre groupe du diagramme de Hertzsprung-Russell, celui des géantes rouges. Un jour, d'ici environ cinq milliards d'années, le Soleil connaîtra lui-même ce destin. Il se transformera en une géante rouge qui englobera successivement les orbites de Mercure, de Vénus et de la Terre. Cet événement marquera probablement la fin de la vie sur notre planète.

La fusion de l'hélium

Alors que l'enveloppe continue à se dilater, le noyau, constitué majoritairement d'hélium, continue à se contracter. Sa masse augmente grâce à l'hélium provenant de la coquille d'hydrogène en fusion. Arrive un moment où la température et la densité sont suffisantes pour que les noyaux d'hélium soient eux aussi en mesure de participer à des réactions nucléaires. A 100 millions de kelvins, les conditions sont réunies pour que les réactions de fusion de l'hélium se déclenchent et fournissent une nouvelle source d'énergie à l'étoile.

La réaction de transformation de l'hélium est connue sous le nom de processus triple alpha. Elle commence avec la rencontre de deux noyaux d'hélium qui fusionnent pour produire un noyau de bérillium-8. Ce composé est très instable. La réaction ne peut continuer que si un troisième noyau d'hélium entre en collision avec lui de façon pratiquement instantanée, ce qui n'est possible que dans les conditions extrêmes qui règnent au centre d'une géante rouge. Le résultat de la collision entre le béryllium et l'hélium est un noyau stable de carbone-12. D'autres réactions peuvent ensuite se produire. Le carbone-12 peut par exemple rencontrer de l'hélium pour donner de l'oxygène-16. C'est ainsi qu'apparaissent quelques autres éléments comme le néon-20 ou le magnésium-24. 

Mais l'hélium, tout comme l'hydrogène, est présent en quantité limitée. Sa combustion doit donc finalement s'arrêter, faute de carburant. Les événements qui se déroulent alors seront décrits plus tard. Notons pour l'instant que la durée de la phase géante rouge est inférieure à celle de la vie sur la séquence principale. Pour une étoile comme le Soleil, la combustion de l'hydrogène dure environ 10 milliards d'années, alors que celle de l'hélium ne permet que deux milliards d'années supplémentaires.

Un aspect intéressant de la vie des étoiles à neutrons fut découvert lorsque les premières observations du ciel dans le domaine des rayons X eurent lieu. L'atmosphère terrestre étant opaque à ces rayons, il fallait la dépasser. Ce furent d'abord, dans les années 1960, des télescopes placés dans des ballons ou des fusées et qui pouvaient étudier le ciel pendant de courtes périodes. Puis, en 1970, ce fut Uhuru, le premier satellite dans le domaine X, qui mit en évidence plus d'une centaine de sources très puissantes. Depuis, de nombreux autres satellites d'étude du domaine X nous ont donné une vue plus approfondie. On peut en particulier citer les observatoires Einstein en 1978, ROSAT en 1990, ainsi que Chandra et XMM-Newton tous deux lancés en 1999.

 

La plupart des sources de rayons X sont des étoiles binaires dans lesquels se produisent les processus que nous avons déjà étudiés, transfert de masse et création d'un disque d'accrétion. Cependant, dans ce cas, au lieu d'une naine blanche, c'est autour d'une étoile à neutrons que tout se produit. Soumise à une gravité formidable, la matière qui s'accumule est alors très dense et sa température extrêmement élevée. D'après la loi de Wien, il doit donc y avoir émission d'un rayonnement thermique à très courtes longueurs d'onde, dans les rayons X, ce qui explique les observations précédentes.

Une vue de l'amas globulaire NGC 6266 prise par le satellite Chandra dans les rayons X. La plupart des points visibles sont des systèmes binaires contenant soit une naine blanche soit une étoile à neutrons qui dévore la matière de sa compagne.

Pooley

La plupart du temps, cette émission est continue, sans brusque variation. Mais certaines sources X sont variables, avec une période de quelques secondes. Dans ce cas, le gaz qui tombe sur l'étoile à neutrons est soumis à l'influence du champ magnétique et se dirige vers les deux pôles. L'impact du gaz en ces points est extrêmement violent et donne naissance à un rayonnement très puissant. Comme pour l'émission radio des pulsars, ce rayonnement est localisé dans un faisceau assez étroit qui balaye périodiquement le ciel. Si la Terre se trouve par hasard sur la trajectoire de ce faisceau, elle voit donc périodiquement une petite flambée de rayonnement, d'où le nom de pulsar à rayons X.

 
Un phénomène semblable à la nova peut également se produire. C'est le cas lorsque la matière du disque d'accrétion n'est pas affectée par le champ magnétique et se répartit sur toute la surface de l'étoile. Étant donné les conditions extrêmes qui y règnent, les réactions nucléaires de fusion de l'hydrogène en hélium se produisent en permanence. Il y a ainsi création, sans événement violent, d'une couche d'hélium à la surface de l'étoile. Finalement, lorsque la température et la densité sont suffisantes, la combustion de l'hélium se déclenche et une explosion phénoménale se produit. Celle-ci donne lieu à une énorme quantité de rayonnement, qualifiée de sursaut de rayons X. Le phénomène est beaucoup plus rapide que pour les novae. Il ne dure en tout que quelques secondes, explosion et retour à la normale compris.

 Les sursauts gamma (gamma ray bursts ou GRB en anglais) sont l'une des dernières grandes énigmes de l'astrophysique contemporaine. Bien que l'existence de ces émissions soit connue depuis les années 1960, leur nature exacte reste à déterminer, principalement en raison d'un manque de données observationnelles. Pour donner un exemple, il y a une dizaine d'années à peine, les astrophysiciens ne savaient toujours pas si la source des sursauts se trouvait dans le système solaire, dans la Voie Lactée ou dans des galaxies lointaines.

Ces sursauts sont tout simplement de brèves émissions de rayons gamma, avec une durée comprise entre quelques millisecondes et plusieurs minutes. Rappelons que les rayons gamma sont en fait des photons très énergétiques, produits par exemple sur Terre lors de réactions nucléaires. S'il était possible de surveiller en permanence l'ensemble du ciel, on observerait en moyenne un sursaut gamma par jour, provenant d'une direction aléatoire de la voûte céleste.

La caractéristique la plus intéressante est l'énergie mise en jeu. Si les sursauts trouvent leur origine dans des galaxies lointaines, ce qui a été prouvé pour certains d'entre eux, l'énergie émise par leur source doit être prodigieuse, des centaines de fois plus grande que celle générée par une supernova. Cette puissance extraordinaire explique l'intérêt que la communauté astronomique porte aux sursauts gamma, puisqu'ils pourraient révéler de nouveaux processus mettant en jeu les étoiles à neutrons, les trous noirs ou les hypernovae, voire des phénomènes astrophysiques inconnus à ce jour.

 Le sursaut GRB 021125 observé dans les rayons gamma par le satellite Integral de l'ESA. La source de ce sursaut se trouve à cinq milliards d'années-lumière de nous.

Un peu d'histoire

Les sursauts gamma furent découverts par hasard, en 1967, par des satellites américains mis on orbite pour surveiller l'application du traité d'interdiction des essais nucléaires par l'union soviétique. En l'occurrence, ces satellites ne révélèrent aucune violation du traité, mais détectèrent des émissions sporadiques de rayons gamma, de courte durée et d'origine inconnue. Il devint rapidement clair que ces sursauts provenaient de l'espace plutôt que de la Terre, mais les détecteurs de l'époque étaient incapables de mesurer précisément leur direction d'origine. Le manque de contraintes observationnelles conduisit à des théories très diverses, mettant par exemple en jeu les étoiles à neutrons de la Voie Lactée, le nuage d'Oort entourant le système solaire, ou bien des sources dans les galaxies lointaines.

La première avancée expérimentale provint d'observation dans les rayons X au début des années 1990, par le satellite américain Compton (CGRO). Ce dernier emportait avec lui un instrument baptisé BATSE capable de surveiller simultanément une grande partie du ciel et de fournir une direction précise en cas de détection. L'observatoire Compton fut ainsi en mesure de déterminer la position de plusieurs centaines de sursauts et de démontrer que leurs sources se répartissaient de manière aléatoire sur toute la voûte céleste. Or, si les sursauts provenaient principalement de notre galaxie, ils ne seraient pas distribués uniformément dans le ciel, mais concentrés dans la même bande étroite que la Voie Lactée. L'explication préférée de l'époque, par des phénomènes à la surface des étoiles à neutrons de la Galaxie, n'était donc plus plausible.

La fin des années 1990 vit un autre progrès décisif, lorsqu'il apparut que les sursauts pouvaient être suivis par une émission de lumière dans d'autres longueurs d'onde, un phénomène appelé rémanence. Cette découverte fut faite en 1997 par le satellite italien BeppoSAX lors de l'observation du sursaut GRB 970228 dans les rayons X. Il s'agissait d'une avancée fondamentale car elle ouvrait la voie à l'observation par de nouveaux outils, en particulier la spectroscopie. Celle-ci fut rapidement mise à contribution pour mesurer le décalage vers le rouge de la lumière rémanente, qui révéla que la source devait se trouver dans une galaxie située à des milliards d'années-lumière. 

En observant le même sursaut avec le télescope William Herschel, une autre équipe révéla l'existence d'une rémanence dans le domaine visible. Cette nouvelle caractéristique permettait dorénavant aux grands télescopes terrestres et au télescope spatial de se joindre à l'étude des sursauts, en particulier dans l'identification des galaxies contenant leur source. 

Distribution dans le ciel des sursauts gamma détectés par l'instrument BATSE du satellite Compton. On voit clairement que les sursauts proviennent de toutes les directions du ciel, ce qui élimine les théories expliquant ce phénomène par des corps appartenant à la Voie Lactée (notre galaxie).

L'origine des sursauts gamma

Les observations de GRB 970228 et d'autres qui suivirent ont permis d'éliminer les théories qui faisaient appel au nuage d'Oort ou à des astres de la Galaxie. La nature cosmologique des sursauts les plus longs ne fait plus de doute grâce à l'observation de leur décalage vers le rouge (le doute subsiste pour les plus courts, dont le décalage n'a jamais pu être mesuré). Les astrophysiciens se trouvent donc confrontés à la tâche d'expliquer le phénomène le plus puissant de l'Univers, capable d'émettre des centaines de fois plus d'énergie qu'une explosion de supernova.

A l'heure actuelle, deux théories prédominent. Dans la première, la source des sursauts serait un couple d'étoiles à neutrons en orbite l'une autour de l'autre. La théorie de la relativité montre que dans une telle situation, les deux étoiles perdent rapidement de l'énergie sous forme d'ondes gravitationnelles. Avec le temps, la baisse d'énergie du couple conduit à une diminution inexorable de la distance qui les sépare. Le ballet se conclut finalement lorsque les deux corps entrent en collision pour fusionner ou donner naissance à un trou noir. Ce phénomène produit une énergie phénoménale qui pourrait expliquer les sursauts gamma.

L'autre explication fait appel au concept d'hypernova, une version extrême de supernova, qui pourrait se produire lors de la disparition des étoiles les plus massives, au moins quarante fois la masse du Soleil. Rappelons que les étoiles massives finissent leur existence par un effondrement gravitationnel qui conduit à la formation d'une étoile à neutron ou d'un trou noir. L'apparition de ce résidu central donne naissance à des ondes de chocs qui font exploser le reste de l'étoile et éjectent violemment ses couches externes.

Pour expliquer les sursauts gammas, les astrophysiciens ont donc émis l'hypothèse qu'au sein des étoiles les plus massives, la force gravitationnelle est si intense que les couches externes de gaz ne sont par repoussées vers l'extérieur, mais capturées par le résidu central. Ce processus augmenterait considérablement l'énergie gravitationnelle transformée en rayonnement et en chaleur lors de l'effondrement final. Il pourrait donc expliquer comment cet événement est capable de libérer une énergie beaucoup plus importante qu'une supernova classique. Notons néanmoins que l'existence des hypernovae est encore très hypothétique, contrairement aux supernovae qui sont connues depuis longtemps. 

Rémanence en lumière visible du sursaut GRB 990123 observée par le télescope spatial en 1999, deux semaines après l'émission de rayons gamma. On aperçoit la galaxie lointaine d'où provient le sursaut et sa forme étrange suggère la possibilité d'une collision passée avec une autre galaxie.

La mission Swift

Nos connaissances sur les sursauts gamma et leurs sources devraient bientôt faire un bond en avant grâce au satellite américain Swift lancé en novembre 2004. Ce satellite emporte avec lui trois instruments : BAT, un capteur de rayons gamma capable de surveiller simultanément un sixième du ciel, XRT, un détecteur de rayons X, et UVOT, un télescope d'observation dans l'ultraviolet et le domaine visible.

La particularité de ce satellite est d'être capable de se réorienter très rapidement (swiftly en anglais, d'où le nom). Aussitôt après la détection d'un sursaut gamma par BAT, le satellite pourra se tourner vers la source en question de façon précise en quelques dizaines de secondes à peine. Ceci permettra aux deux autres instruments, dont le champ de vision est beaucoup plus restreint, de contribuer à l'étude du sursaut et de sa rémanence. En même temps, toutes les données recueillies par Swift seront retransmises rapidement vers le sol, où un suivi rapide par les télescopes terrestres pourra être organisé.

Grâce à un détecteur de rayons gamma cinq fois plus sensible que celui de Compton, Swift devrait pouvoir étudier un millier de sursauts pendant les trois années de sa mission. La combinaison de trois instruments travaillant dans des longueurs d'ondes différentes produira des informations précises sur la localisation des sursauts, leurs caractéristiques spectrales et l'évolution dans le temps de l'émission initiale et de la rémanence. Ces données devraient nous aider à mieux comprendre la source des sursauts, leur évolution et leur interaction avec le milieu environnant.

L'époque de la recombinaison marque la fin de l'ère du rayonnement et le début de l'ère de la matière. L'évolution de l'Univers n'est cependant pas terminée. En effet, lors du découplement entre rayonnement et matière, l'Univers est très homogène, les densités de matière et d'énergie sont plus ou moins les mêmes partout. Or, de nos jours, les télescopes nous révèlent que l'Univers est très structuré : la matière se regroupe dans des galaxies, celles-ci s'assemblent pour former des amas, eux-mêmes agencés en superamas. Le problème se pose donc de savoir comment, à partir d'un Univers homogène, toutes ces structures ont pu apparaître. Cette question est loin d'être résolue et constitue l'un des grands axes de recherche de l'astrophysique moderne. 

 Le problème de la formation des structures de l'Univers connut une avancée majeure en 1992 grâce aux observations du satellite COBE (qui furent confirmées en 2003 par le satellite WMAP). La mission de ce satellite était d'étudier le rayonnement fossile, en particulier la façon dont son intensité variait selon la direction dans le ciel.

 COBE mit d'abord en évidence que le rayonnement fossile était d'une très grande isotropie, c'est-à-dire que son intensité était la même dans toutes les directions du ciel, un phénomène que le scénario inflationnaire pouvait très bien expliquer. Cependant, une analyse plus poussée des résultats montra que le rayonnement n'était pas strictement homogène, mais présentait des fluctuations très faibles, de l'ordre de 1 pour 100 000. Ces fluctuations montraient que la température du rayonnement fossile n'était pas rigoureusement la même dans toutes les directions du ciel, mais variait très légèrement autour de la valeur moyenne de 2,73 kelvins.

Fluctuations de température, donc de densité

Les variations de température dans le rayonnement fossile fournissaient la preuve que lors du découplement entre rayonnement et matière il existait déjà des inhomogénéités dans la répartition de matière de l'Univers. En effet, lorsqu'un rayon lumineux s'éloigne d'une forte concentration de masse, il perd une légère fraction de son énergie et se trouve donc décalé vers le rouge. C'est par le biais de ce phénomène que les inhomogénéités dans la distribution de matière ont provoqué des fluctuations de température du rayonnement fossile. Les photons qui proviennent des régions où la densité de matière était légèrement supérieure à la moyenne ont perdu plus d'énergie que la moyenne. Le rayonnement paraît ainsi un peu plus froid qu'en moyenne. Au contraire, la lumière des régions moins denses a été moins affectée que la moyenne et sa température semble donc légèrement plus élevée.

La plupart des astrophysiciens pensent que ces fluctuations de densité primordiales sont à l'origine des structures de l'Univers actuel. En effet, pour accomplir son travail, la gravité a besoin d'un point de départ. Dans un Univers parfaitement homogène, aucune structure n'apparaîtrait car la gravité ne saurait pas par où commencer. Ce sont les fluctuations de densité primordiale qui jouent le rôle de guide. Grâce à elles, des régions apparaissent où la concentration de matière est légèrement supérieure à la moyenne. Le tour est alors joué et il suffit de laisser la gravitation agir. Les zones à haute densité vont commencer à attirer de plus en plus de matière, alors que les autres vont en perdre. Avec le temps, la différence de densité entre régions riches et pauvres en matière va s'accentuer. On aboutit finalement à un Univers comme le nôtre, dans lequel la masse est concentrée dans des galaxies, des amas et des superamas, le reste étant presque vide.

Origine des fluctuations

La question qui se pose maintenant est de savoir quelle est l'origine de ces fluctuations. Une fois de plus, la solution va nous être apportée par l'inflation. Comme nous l'avons vu, cette dernière est due à la présence dans l'Univers d'une formidable quantité d'énergie. Mais comme nous l'apprend la mécanique quantique, l'énergie est soumise au principe d'incertitude et connaît en conséquence des fluctuations. L'énergie présente dans l'Univers lors de l'ère inflationnaire était donc elle-même soumise à des fluctuations microscopiques d'origine quantique.

L'effet principal de l'inflation a été de multiplier la dimension de l'Univers par un facteur gigantesque. Les fluctuations d'énergie, d'abord microscopiques, ont donc elles aussi été démultipliées en taille. En conséquence, à la fin de l'ère inflationnaire, ces fluctuations ont atteint une échelle gigantesque. Lorsque l'énergie est finalement libérée et donne naissance à la matière, les fluctuations d'énergie conduisent à de légères variations de la densité de matière. Ainsi naissent les inhomogénéités primordiales qui conduiront aux structures actuelles de l'Univers.

Les mesures de masse cachée par la courbe de rotation ou l'agitation des étoiles concernent le voisinage immédiat des galaxies. La masse et la taille des halos que l'on en déduit ne constituent que des estimations minimales. Pour déterminer ces paramètres plus précisément, il faut encore s'éloigner des galaxies et étudier leur influence au-delà du voisinage immédiat.

Pour cela, on peut par exemple observer un couple de galaxies en orbite l'une autour de l'autre. Ce genre d'étude est très difficile car les mouvements relatifs ne sont pas mesurables, à moins d'observer les galaxies sur des milliards d'années. Il faut pour cette raison avoir recours à des arguments statistiques, ce qui rend les résultats moins fiables. Des observations ont néanmoins été tentées, qui ont montré que la taille d'un halo typique était environ 10 fois celle de la galaxie, et que la masse était également 10 fois supérieure. D'après ce résultat, la densité de matière de l'Univers passe donc à 4 pour cent de la densité critique, mais l'Univers reste encore largement ouvert.

Plutôt que des couples, on peut également considérer des groupes de galaxies. Dans ce cas, on mesure la vitesse, donc l'agitation, des galaxies à l'intérieur du groupe. Ceci permet d'estimer l'intensité de la force de gravité du groupe, donc sa masse. Ces calculs donnent des résultats similaires à ceux obtenus à partir des couples. Ils confirment qu'un halo typique possède un diamètre de l'ordre de 600 000 années-lumière, à comparer avec la taille d'une galaxie comme la nôtre, environ 80 000 années-lumière. Ils confirment également que les halos ont une masse à peu près 10 fois plus grande que la partie visible.

 Amas de galaxies

Après les groupes, nous pouvons passer à des ensembles encore plus gigantesques, les amas de galaxies . C'est d'ailleurs en étudiant des amas que l'astronome Fritz Zwicky fut le premier, en 1937, à entrevoir le fait que la masse de l'Univers puisse être dominée par une composante invisible. Comme dans le cas des groupes, on mesure la vitesse donc l'agitation des galaxies à l'intérieur de l'amas, et on en déduit l'intensité de la force de gravité qui retient l'ensemble et donc la masse totale.

Ces observations ont montré que la masse totale d'un amas est bien plus grande que la masse de son contenu visible, mais également plus grande que la masse calculée en tenant compte des halos massifs invisibles. Les nombreux travaux menés sur le sujet montrent qu'en moyenne la masse totale d'un amas est environ trois fois plus grande que la somme des masses de ses constituants, galaxies et halos invisibles inclus, donc à peu près 30 fois plus grande que la masse de ses constituants visibles.

On peut en déduire que la masse cachée est constituée d'au moins deux composantes, l'une qui constitue les énormes halos entourant les galaxies, l'autre qui se trouve disséminée dans l'espace intergalactique à l'intérieur des amas. La matière ordinaire ne représente plus que quelques pour cent du total. Le paramètre de densité est quant à lui revu à la hausse et atteint maintenant une valeur autour de 10 pour cent de la densité critique.

Remarquons encore que ces résultats ont été confirmés par une autre méthode, s'appuyant sur l'effet de lentille gravitationnelle provoqué par certains amas. En effet, la déviation des rayons lumineux par cet effet dépend de la masse de l'amas considéré, mais pas de la nature de cette masse. L'analyse des images nous permet donc de mesurer la masse réelle de l'amas et même sa distribution dans l'ensemble. Cette méthode est relativement nouvelle, mais les résultats confirment le facteur trois entre la masse totale d'un amas et la somme des masses de ses constituants, galaxies et halos inclus.

Résultats récents

Tout récemment, en 2003, l'existence de la masse cachée a été confirmée par le satellite WMAP. Ce dernier avait pour mission de mesures les faibles fluctuations du rayonnement fossile, une relique du Big Bang. L'analyse des résultats a montré que la densité de l'Univers est en fait égale à la densité critique et que l'Univers est donc plat - du moins dans la limite d'incertitude des mesures. La matière ordinaire dont nous avons l'habitude ne contribue que 4 pour cent de cette valeur. Une matière que l'on qualifie d'exotique représente 23 pour cent de la densité et le reste, 73 pour cent, n'est pas composé de matière mais de ce que l'on a baptisé de l'énergie sombre.