Les concentrations de masse de premier plan sont utilisées pour amplifier et déformer des objets plus lointains
Prédiction d'Einstein et concept du lentillage
Le lentillage gravitationnel découle de la théorie de la relativité générale – la masse (ou l'énergie) courbe l'espace-temps, de sorte que les rayons lumineux, en approchant des objets massifs, sont déviés. Au lieu de suivre des trajectoires rectilignes, les photons se dirigent vers la concentration de masse. Albert Einstein avait tôt compris qu'une masse de premier plan suffisamment grande pouvait agir comme une « lentille » pour une source lointaine, à l'instar d'une lentille optique qui dévie et focalise la lumière. Il pensait initialement que ce phénomène était très rare. Cependant, l'astronomie moderne montre que le lentillage n'est pas une curiosité rare – c'est un phénomène fréquent offrant une opportunité exceptionnelle d'étudier la répartition de la masse (y compris la matière noire) et d'amplifier les images lointaines et faibles de galaxies ou de quasars de fond.
Le lentillage se manifeste à différentes échelles :
- Lentillage fort – images multiples brillantes, arcs ou anneaux d'Einstein, lorsque la configuration spatiale est très bien alignée.
- Lentillage faible – de légères distorsions des formes des galaxies de fond (« cisaillement »), utilisées pour modéliser statistiquement la structure à grande échelle.
- Microlentillage – une étoile de premier plan ou un objet compact amplifie temporairement une étoile de fond, pouvant révéler des exoplanètes ou des objets sombres issus de restes stellaires.
Chaque type de lentillage exploite la capacité de la gravité à dévier la lumière et ainsi étudie des structures massives – amas de galaxies, halos de galaxies ou même des étoiles isolées. C'est pourquoi le lentillage gravitationnel est considéré comme un « télescope naturel », offrant parfois un grossissement énorme d'objets lointains (sinon invisibles).
2. Fondements théoriques du lentillage gravitationnel
2.1 Déviation de la lumière selon la RG
La relativité générale affirme que les photons suivent des géodésiques dans un espace-temps courbé. Autour d'une masse sphérique (par ex., une étoile ou un amas), dans l'approximation du champ faible, l'angle de déviation est :
α ≈ 4GM / (r c²),
où G est la constante gravitationnelle, M la masse de la lentille, r le paramètre d'impact, c la vitesse de la lumière. Pour des amas massifs de galaxies ou de grands halos, la déviation peut atteindre des secondes ou dizaines de secondes d'arc, suffisamment grande pour créer des images multiples visibles de galaxies de fond.
2.2 Équation de la Lentille et Relations Angulaires
En géométrie de lentillage, l'équation de la lentille relie la position observée de l'image (θ) à la vraie position angulaire de la source (β) et à l'angle de déviation α(θ). Ce système d'équations peut parfois produire plusieurs images, arcs ou anneaux, selon l'alignement et la distribution de masse de la lentille. « Rayon de l'anneau d'Einstein » pour un cas simple de lentille ponctuelle :
θE = √(4GM / c² × DLS / (DL DS)),
où DL, DS, DLS – respectivement les distances angulaires des segments lentille, source et entre eux. Dans des cas plus réalistes (amas de galaxies, galaxies elliptiques), on résout le potentiel de lentillage de la projection bidimensionnelle de la masse.
3. Lentillage Fort : Arcs, Anneaux et Images Multiples
3.1 Anneaux d'Einstein et Images Multiples
Lorsque la source de fond, la lentille et l'observateur sont presque alignés, on peut voir une image proche d'un anneau, appelée anneau d'Einstein. Si l'alignement est moins précis ou si la distribution de masse est asymétrique, on observe des images multiples de la même galaxie ou quasar de fond. Exemples célèbres :
- Quasar double QSO 0957+561
- Anneau d'Einstein (Q2237+030) dans la galaxie en avant
- Abell 2218 arcs dans la lentille d'amas
3.2 Lentilles d'Amas et Arcs Géants
Les amas massifs de galaxies sont les lentilles fortes les plus brillantes. Un potentiel gravitationnel énorme peut créer d'immenses arcs – des images étirées de galaxies d'arrière-plan. Parfois, on observe des arcs radiaux ou des images multiples de différentes sources. Le télescope spatial Hubble a capturé des formations d'arcs impressionnantes autour d'amas tels que Abell 1689, MACS J1149 et d'autres. Ces arcs peuvent être amplifiés de 10 à 100 fois, révélant les détails de galaxies à grand décalage vers le rouge (z > 2). Parfois, un "anneau complet" ou ses segments sont visibles, utilisés pour déterminer la distribution de matière noire dans l'amas.
3.3 Lentille comme Télescope Cosmique
Le lent fort permet aux astronomes d'observer des galaxies lointaines avec une résolution ou une luminosité plus élevée que ce qui serait possible sans lentille. Par exemple, une galaxie faible avec z > 2 peut être suffisamment amplifiée par un amas en avant pour obtenir son spectre ou analyser sa morphologie. Cet effet de "télescope naturel" a conduit à des découvertes sur les régions de formation d'étoiles, la métallisation ou les caractéristiques morphologiques dans des galaxies à très grand décalage vers le rouge, comblant les lacunes des observations dans les études d'évolution des galaxies.
4. Lent faible : Cisaillement cosmique et Cartes de masse
4.1 Petites Distorsions des Galaxies d'Arrière-Plan
Dans le lent faible, les déviations de la lumière sont faibles, de sorte que les galaxies d'arrière-plan apparaissent légèrement étirées (cisaillement). Cependant, en analysant la forme de nombreuses galaxies sur de vastes zones du ciel, on détecte des changements de forme corrélés, reflétant la structure de masse en avant. Le "bruit" de la forme d'une seule galaxie est élevé, mais en sommant les données de centaines de milliers voire de millions de galaxies, un champ de cisaillement d'environ 1 % émerge.
4.2 Lent fort des Amas
En se basant sur la taille moyenne du cisaillement tangent autour du centre d'un amas, il est possible de mesurer la masse de l'amas et sa distribution de masse. Cette méthode ne dépend pas de l'équilibre dynamique ni des modèles de gaz en rayons X, montrant directement les halos de matière noire. Les observations confirment qu'il existe beaucoup plus de masse dans les amas que la matière lumineuse seule, soulignant l'importance de la matière noire.
4.3 Relevés du Cisaillement Cosmique
Le cisaillement cosmique, un lent fort à grande échelle causé par la distribution de matière le long du faisceau lumineux, est une mesure importante de la croissance et de la géométrie des structures. Des relevés tels que CFHTLenS, DES (Dark Energy Survey), KiDS et les futurs Euclid, Roman couvrent des milliers de degrés carrés, permettant de contraindre l'amplitude des fluctuations de matière (σ8), la densité de matière (Ωm) et l'énergie noire. Les résultats obtenus sont vérifiés en les comparant aux paramètres du CMB (KFS), à la recherche de signes possibles de nouvelle physique.
5. Microlentillage : à l'échelle des étoiles ou des planètes
5.1 Lentilles de masse ponctuelle
Lorsqu'un objet compact (étoile, trou noir ou exoplanète) lentille une étoile de fond, un microlentillage se produit. La luminosité de l'étoile de fond augmente temporairement, créant une courbe de luminosité typique lors du passage de l'objet. Comme l'anneau d'Einstein est très petit ici, les images multiples ne sont pas spatialement résolues, mais le changement total de luminosité, parfois significatif, est mesuré.
5.2 Détection d'exoplanètes
Le microlentillage est particulièrement sensible aux planètes des étoiles lentillantes. Une petite variation dans la courbe de luminosité du lentillage indique une planète dont le rapport de masse peut être d'environ 1:1000 ou moins. Des relevés comme OGLE, MOA, KMTNet ont déjà découvert des exoplanètes sur des orbites larges ou autour d'étoiles faibles / du renflement central, inaccessibles par d'autres méthodes. Le microlentillage étudie aussi les trous noirs des restes stellaires ou les objets « errants » dans la Voie lactée.
6. Applications scientifiques et résultats clés
6.1 Répartition de la masse des galaxies et des amas
Le lentillage (fort et faible) permet de réaliser des projections bidimensionnelles de la masse – on peut ainsi mesurer directement les halos de matière noire. Par exemple, dans le « Bullet Cluster », le lentillage montre qu'après la collision, la matière noire s'est « séparée » des gaz baryoniques, prouvant que la matière noire interagit très peu. Le lentillage « galaxie-galaxie » accumule le lentillage faible autour de nombreuses galaxies, permettant de déterminer le profil moyen des halos en fonction de la luminosité ou du type de galaxie.
6.2 Énergie noire et expansion
En combinant la géométrie du lentillage (par exemple, le lentillage fort d'un amas ou la tomographie du cisaillement cosmique) avec les relations distance–décalage vers le rouge, on peut contraindre l'expansion cosmique, en particulier en étudiant les effets de lentillage multibande. Par exemple, les délais temporels multiples des quasars permettent de calculer H0, si le modèle de masse est bien connu. La collaboration « H0LiCOW », mesurant les délais temporels des quasars, a obtenu H0 ~73 km/s/Mpc, contribuant aux débats sur la « tension de Hubble ».
6.3 Grossissement de l'Univers lointain
Le fort lentillage des amas offre un grossissement pour les galaxies lointaines, réduisant efficacement leur seuil de détection en luminosité. Cela a permis d'enregistrer des galaxies à très grand décalage vers le rouge (z > 6–10) et de les étudier en détail, ce que les télescopes actuels sans lentillage ne pourraient pas faire. Un exemple est le programme « Frontier Fields », où le télescope Hubble a observé six amas massifs comme des lentilles gravitationnelles, détectant des centaines de sources lentillées faibles.
7. Directions Futures et Projets à Venir
7.1 Relevés Terrestres
Des projets comme LSST (aujourd'hui Observatoire Vera C. Rubin) prévoient des mesures du voile cosmique sur une surface d'environ 18 000 deg2, jusqu'à des profondeurs incroyables, permettant des milliards de mesures de forme de galaxies pour le lentillage faible. Parallèlement, des programmes spécialisés de lentillage d'amas dans plusieurs bandes permettront de déterminer en détail la masse de milliers d'amas, d'étudier la structure à grande échelle et les propriétés de la matière noire.
7.2 Missions Spatiales : Euclid et Roman
Euclid et Roman opéreront dans une large gamme proche de l'infrarouge et réaliseront de la spectroscopie depuis l'espace, assurant un lentillage faible de très haute qualité sur de vastes zones du ciel avec une distorsion atmosphérique minimale. Cela permettra de cartographier précisément le voile cosmique jusqu'à z ∼ 2, en reliant les signaux à l'expansion cosmique, à l'accumulation de matière et aux contraintes sur la masse des neutrinos. Leur collaboration avec des relevés spectroscopiques terrestres (DESI et autres) est essentielle pour calibrer les décalages vers le rouge photométriques, fournissant une tomographie 3D fiable du lentillage.
7.3 Études des Nouveaux Amas et du Lentillage Fort
Les télescopes actuels de Hubble et les futurs James Webb ainsi que les télescopes terrestres de classe 30 m permettront d'examiner encore plus attentivement les galaxies fortement lentillées, détectant potentiellement des amas d'étoiles individuels ou des régions de formation stellaire à l'époque de l'aube cosmique. De plus, de nouveaux algorithmes numériques (apprentissage automatique) sont développés pour détecter rapidement les cas de lentillage fort dans d'immenses catalogues d'images, élargissant ainsi la sélection des lentilles gravitationnelles.
8. Défis Restants et Perspectives
8.1 Systématiques du Modélisation de Masse
Dans le lentillage fort, si le modèle de distribution de masse n'est pas défini, il peut être difficile de déterminer précisément les distances ou la constante de Hubble. Dans le lentillage faible, les défis concernent les systèmes de mesure de la forme des galaxies et les erreurs de décalage vers le rouge photométrique. Un calibrage rigoureux et des modèles avancés sont nécessaires pour utiliser les données de lentillage en cosmologie de précision.
8.2 Recherches en Physique Extrême
Le lentillage gravitationnel peut révéler des phénomènes inhabituels : le sous-anneau de matière noire (des sous-structures dans les halos), la matière noire interactive ou les trous noirs primordiaux. Le lentillage peut également tester les théories de la gravité modifiée si les amas lentillés montrent une structure de masse différente de celle prédite par le ΛCDM. Jusqu'à présent, le modèle standard ΛCDM n'est pas contredit, mais des études détaillées du lentillage pourraient détecter de subtiles déviations, révélant une nouvelle physique.
8.3 Tension de Hubble et Lentilles à Délai Temporel
Le lentillage par délai temporel mesure la différence d'arrivée du signal entre différentes images de quasar et permet de déterminer H0. Certaines études trouvent une valeur plus élevée de H0 une valeur plus proche des mesures locales, renforçant ainsi la « tension de Hubble ». Pour réduire les systématiques, les modèles de masse des lentilles sont améliorés, les observations de l'activité des trous noirs supermassifs sont étendues et le nombre de ces systèmes augmente – cela pourrait aider à résoudre ou confirmer cette divergence.
9. Conclusion
Le lentillage gravitationnel – la déviation de la lumière par des masses au premier plan – agit comme un télescope cosmique naturel, permettant à la fois de mesurer la distribution de masse (y compris la matière noire) et d'amplifier les sources de fond lointaines. Des arcs et anneaux de lentillage fort autour d'amas massifs ou de galaxies aux effets de lentillage faible sur la déformation cosmique dans de vastes régions du ciel et aux microlentillages révélant des exoplanètes ou des objets compacts – les méthodes de lentillage sont devenues indissociables de l'astrophysique et de la cosmologie modernes.
En observant les déviations des trajectoires lumineuses, les scientifiques cartographient avec un minimum d'hypothèses les halos de matière noire, mesurent l'amplitude de la croissance de la structure à grande échelle et affinent les paramètres de l'expansion cosmique – en particulier en les combinant avec les méthodes des oscillations acoustiques baryoniques ou en calculant la constante de Hubble à partir des délais temporels. À l'avenir, de grandes nouvelles enquêtes (Observatoire Rubin, Euclid, Roman, systèmes avancés à 21 cm) élargiront encore les données de lentillage, révélant peut-être des propriétés plus fines de la matière noire, précisant l'évolution de l'énergie noire ou même ouvrant la voie à de nouveaux phénomènes gravitationnels. Ainsi, le lentillage gravitationnel reste au cœur de la cosmologie de précision, reliant la théorie de la relativité générale aux observations pour comprendre les structures invisibles de l'univers et l'univers lointain.
Littérature et lectures complémentaires
- Einstein, A. (1936). « Action en forme de lentille d'une étoile par la déviation de la lumière dans le champ gravitationnel. » Science, 84, 506–507.
- Zwicky, F. (1937). « Sur la probabilité de détecter des nébuleuses agissant comme des lentilles gravitationnelles. » Physical Review, 51, 679.
- Clowe, D., et al. (2006). « Une preuve empirique directe de l'existence de la matière noire. » The Astrophysical Journal Letters, 648, L109–L113.
- Bartelmann, M., & Schneider, P. (2001). « Lentille gravitationnelle faible. » Physics Reports, 340, 291–472.
- Treu, T. (2010). « Lentille gravitationnelle forte par les galaxies. » Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 48, 87–125.