Gravitational Lensing: A Natural Cosmic Telescope

Lentille gravitationnelle : un télescope cosmique naturel

Utiliser des concentrations de masse au premier plan pour grossir et déformer des objets d'arrière-plan

La prédiction d'Einstein et le concept de lentille

La lentille gravitationnelle est une conséquence de la relativité générale—la masse (ou l'énergie) courbe l'espace-temps, donc les rayons lumineux passant près d'objets massifs suivent des trajectoires courbées. Au lieu de voyager en ligne droite, les photons dévient vers la concentration de masse. Albert Einstein a reconnu qu'un objet massif au premier plan pouvait servir de « lentille » pour des sources d'arrière-plan, analogue à une lentille optique qui courbe et focalise la lumière. Cependant, Einstein considérait initialement cela comme un phénomène rare. L'astronomie moderne montre que la lentille n'est pas seulement une curiosité, mais un effet omniprésent dans le cosmos, permettant des aperçus uniques sur les distributions de masse (y compris la matière noire) et grossissant des galaxies ou quasars d'arrière-plan lointains et faibles.

Les phénomènes de lentille se manifestent à plusieurs échelles :

  • Forte lentille : Images multiples spectaculaires, arcs ou anneaux d'Einstein lorsque l'alignement est précis.
  • Faible lentille : Petites distorsions de forme (cisaillement) dans les galaxies d'arrière-plan, utilisées statistiquement pour cartographier la structure à grande échelle.
  • Microlentille : Une étoile ou un objet compact au premier plan grossit une étoile d'arrière-plan, révélant des exoplanètes ou des restes stellaires sombres.

Chaque type de lentille exploite la façon dont la gravité courbe la lumière pour sonder des structures massives—amas de galaxies, halos galactiques, ou même des étoiles individuelles. Par conséquent, la lentille gravitationnelle agit comme un « télescope naturel », fournissant parfois des grossissements extrêmes d'objets cosmiques lointains autrement inobservables.

2. Fondements théoriques de la lentille gravitationnelle

2.1 Déviation de la lumière en RG

La relativité générale nous dit que les photons suivent des géodésiques dans un espace-temps courbé. Autour d'une masse sphérique (comme une étoile ou un amas), l'angle de déviation dans l'approximation du champ faible est :

α ≈ 4GM / (r c²),

où G est la constante gravitationnelle, M la masse de la lentille, r le paramètre d'impact, et c la vitesse de la lumière. Pour des amas de galaxies massifs ou de grands halos, la déviation peut atteindre des secondes d'arc à plusieurs dizaines de secondes d'arc, suffisantes pour produire des images multiples visibles de galaxies d'arrière-plan.

2.2 Équation de la lentille et relations angulaires

En géométrie de lentille, l'équation de la lentille relie la position angulaire observée d'une image (θ) à la position angulaire réelle de la source (β) et à l'angle de déviation α(θ). Les solutions de cette équation peuvent produire plusieurs images, des arcs ou des anneaux selon l'alignement et la distribution de masse de la lentille. Le « rayon de l'anneau d'Einstein » pour une lentille ponctuelle simple est :

θE = √(4GM / c² × DLS / (DP DG)),

où DP, DG, DLS sont respectivement les distances angulaires au diamètre de la lentille, de la source et de la lentille à la source. Dans des lentilles étendues plus réalistes (amas de galaxies, galaxies elliptiques), on résout le potentiel de lentille en utilisant des distributions de masse 2D.

3. Lentille forte : arcs, anneaux et images multiples

3.1 Anneaux d'Einstein et images multiples

Lorsque la source d'arrière-plan, la lentille et l'observateur sont presque colinéaires, un anneau quasi parfait peut apparaître, appelé anneau d'Einstein. Si l'alignement est moins exact ou si la distribution de masse n'est pas symétrique, on observe plusieurs images de la même galaxie ou quasar d'arrière-plan. Exemples classiques :

  • Quasar jumeau QSO 0957+561
  • Croix d'Einstein (Q2237+030) dans une galaxie au premier plan
  • Arcs de Abell 2218 dans une lentille d'amas

3.2 Lentilles d'amas et arcs géants

Les amas de galaxies massifs sont des lentilles fortes de premier plan. Leur grand potentiel gravitationnel peut produire des arcs géants — images allongées de galaxies d'arrière-plan — et parfois des arcs radiaux ou plusieurs ensembles d'arcs provenant de sources différentes. Le télescope spatial Hubble a révélé des images spectaculaires d'arcs autour d'amas comme Abell 1689, MACS J1149 et d'autres. Ces arcs peuvent fournir des grossissements de 10× à 100×, dévoilant des détails de galaxies à haut décalage vers le rouge. Parfois, des arcs en « anneau complet » ou partiels se forment, utilisés pour mesurer la distribution de la matière noire de l'amas.

3.3 La lentille comme télescope cosmique

La lentille forte permet aux astronomes d'étudier des galaxies lointaines avec une résolution ou une luminosité plus élevée que ce qui serait autrement possible. Par exemple, une galaxie faible à z > 2 peut être suffisamment amplifiée par un amas au premier plan pour permettre une spectroscopie détaillée ou une analyse morphologique. Cet effet de « télescope naturel » a conduit à la découverte de régions de formation d'étoiles, de métalllicités ou de caractéristiques morphologiques dans des galaxies à très haut décalage vers le rouge, comblant les lacunes observationnelles dans les études de l'évolution des galaxies.

4. Lentille faible : cisaillement cosmique et cartographie de la masse

4.1 Petites distorsions dans les galaxies d'arrière-plan

En lentille faible, les déviations sont mineures, de sorte que les galaxies d'arrière-plan apparaissent légèrement déformées. En moyennant les formes de nombreuses galaxies sur de vastes zones du ciel, on détecte statistiquement des motifs de cisaillement cohérents qui tracent la distribution de masse au premier plan. Le bruit de forme des galaxies individuelles est important, mais la combinaison de centaines de milliers ou de millions dans une région révèle un champ de cisaillement au niveau d'environ 1 %.

4.2 Lentille faible de l'amas

On peut mesurer les masses et profils de masse des amas en analysant le cisaillement tangent moyen autour du centre d'un amas. Cette méthode est indépendante des hypothèses sur l'équilibre dynamique ou la physique du gaz X, elle sonde donc directement les halos de matière noire. Les observations confirment que les amas contiennent beaucoup plus de masse que la matière lumineuse seule, soulignant la dominance de la matière noire.

4.3 Enquêtes sur le cisaillement cosmique

Le cisaillement cosmique — la lentille faible à grande échelle causée par la distribution de matière le long de la ligne de visée — fournit une mesure puissante de la croissance de la structure et de la géométrie. Des enquêtes comme le CFHTLenS, le DES (Dark Energy Survey), le KiDS, et les futurs Euclid et Roman mesurent le cisaillement cosmique sur des milliers de degrés carrés, contraignant l'amplitude des fluctuations de matière (σ8), la densité de matière (Ωm) et l'énergie sombre. Ces analyses de cisaillement cosmique peuvent vérifier les paramètres dérivés du CMB et rechercher une nouvelle physique.

5. Microlentille : échelles stellaires ou planétaires

5.1 Lentilles à masse ponctuelle

Lorsqu'un objet compact (étoile, trou noir, exoplanète) agit comme une lentille pour une étoile d'arrière-plan, l'alignement peut conduire à une microlentille. L'étoile d'arrière-plan s'éclaircit lorsque la lentille passe devant, créant des courbes de lumière caractéristiques. Parce que l'échelle de l'anneau d'Einstein est petite, aucune image multiple n'est résolue, mais le flux total change, parfois de manière importante.

5.2 Détection d'exoplanètes

La microlentille est particulièrement sensible aux compagnons planétaires de l'étoile lentille. Une petite anomalie dans la courbe de lumière de lentille révèle la présence d'une planète avec un rapport de masse d'environ 1:1 000 ou moins. Des enquêtes comme OGLE, MOA et KMTNet ont découvert des exoplanètes en orbites larges ou autour d'étoiles faibles/du bulbe inaccessibles par d'autres méthodes. La microlentille sonde également les trous noirs résiduels stellaires ou les objets errants dans la Voie lactée.

6. Applications scientifiques et points forts

6.1 Distribution de masse des galaxies et des amas

La lentille (forte et faible) produit des cartes de masse bidimensionnelles des lentilles, permettant une mesure directe des halos de matière noire. Pour des amas comme le Bullet Cluster, la lentille révèle comment la distribution de matière noire est décalée par rapport au gaz baryonique après une collision — une preuve spectaculaire de la nature sans collision de la matière noire. La lentille galaxie-galaxie empile les signaux de lentille faible autour de nombreuses galaxies, dérivant des profils moyens de halo en fonction de la luminosité ou du type de galaxie.

6.2 Énergie sombre et expansion

Combiner la géométrie de lentille (par exemple, les arcs de lentille forte de l'amas ou la tomographie du cisaillement cosmique) avec les relations distance-décalage vers le rouge peut contraindre l'expansion cosmique, en particulier si l'on analyse la lentille à plusieurs décalages vers le rouge. Par exemple, le délai temporel de lentille dans les systèmes de quasars à images multiples peut estimer H0 si le modèle de masse du lentille est bien connu. La collaboration « H0LiCOW » a utilisé les délais temporels des quasars pour mesurer H0 proche de ~73 km/s/Mpc, faisant partie du débat sur la « tension de Hubble ».

6.3 Magnification de l'univers lointain

La lentille forte par les amas fournit une magnification des galaxies lointaines, abaissant efficacement le seuil de détection. Cette méthode a permis la détection de galaxies à très haut décalage vers le rouge (z > 6–10), les étudiant en détail, ce qui serait autrement impossible avec les télescopes actuels. Des exemples incluent le programme Frontier Fields, qui a utilisé Hubble pour observer six amas massifs comme télescopes gravitationnels, découvrant des centaines de sources faibles lenticulaires.

7. Directions futures et missions à venir

7.1 Relevés terrestres

Des relevés comme LSST (maintenant l'Observatoire Vera C. Rubin) mesureront le cisaillement cosmique sur ~18 000 deg2 à une profondeur sans précédent, fournissant des milliards de formes de galaxies pour des analyses robustes de lentilles. Parallèlement, des programmes dédiés à la lentille d'amas dans des installations multi-longueurs d'onde affineront les mesures de masse de milliers d'amas, étudiant la structure à grande échelle et les propriétés de la matière noire.

7.2 Missions spatiales : Euclid et Roman

Euclid et Roman réaliseront des images infrarouges à grand champ et de la spectroscopie depuis l'espace, permettant une lentille faible à haute résolution sur de vastes zones du ciel avec une distorsion atmosphérique minimale. Cela peut cartographier précisément le cisaillement cosmique jusqu'à z ∼ 2, reliant directement les signaux de lentille à l'expansion cosmique, à la croissance de la matière et aux contraintes sur la masse des neutrinos. Leur synergie avec les relevés spectroscopiques terrestres (DESI, etc.) est essentielle pour calibrer les décalages vers le rouge photométriques, débloquant une tomographie 3D robuste des lentilles.

7.3 Études de prochaine génération sur les amas et la lentille forte

Les télescopes Hubble en cours et les futurs James Webb ainsi que les télescopes terrestres de classe 30 m étudieront en détail les galaxies fortement lenticulaires, identifiant possiblement des amas d'étoiles individuels ou des régions de formation d'étoiles à l'aube cosmique. De nouveaux algorithmes informatiques (apprentissage automatique) sont développés pour identifier rapidement les événements de lentille forte dans d'immenses catalogues d'imagerie, élargissant encore l'échantillon de lentilles gravitationnelles.

8. Défis restants et perspectives

8.1 Systématiques de modélisation de masse

Pour la lentille forte, les incertitudes dans la distribution de masse de la lentille peuvent entraver des inférences précises de distance ou de la constante de Hubble. Pour la lentille faible, les systématiques de mesure de forme et les erreurs de décalage vers le rouge photométrique sont des défis permanents. Des calibrations minutieuses et une modélisation avancée sont nécessaires pour exploiter pleinement les données de lentille pour une cosmologie de précision.

8.2 Recherche de physique exotique

La lentille gravitationnelle pourrait révéler des phénomènes exotiques : sous-structures de la matière noire dans les halos, des contraintes sur la matière noire auto-interagissante, ou la détection de trous noirs primordiaux. La lentille teste également les théories de la gravité modifiée si les amas de lentilles montrent des profils de masse incompatibles avec le ΛCDM. Jusqu'à présent, le ΛCDM standard reste robuste, mais des analyses avancées de lentilles pourraient trouver de petites anomalies indiquant une nouvelle physique.

8.3 Tension de Hubble et lentilles à décalage temporel

La lentille par décalage temporel, mesurant la différence d'arrivée des différentes images de quasars, fournit une mesure directe de H0. Certains groupes trouvent un H plus élevé0 valeurs cohérentes avec les résultats locaux de l'échelle des distances, alimentant la « tension de Hubble ». Les améliorations en cours des modèles de masse des lentilles, la surveillance des AGN et l'extension à plus de systèmes visent à réduire les incertitudes systémiques, pouvant résoudre ou confirmer cette tension.

9. Conclusion

La lentille gravitationnelle — la déviation de la lumière par des masses au premier plan — sert de télescope cosmique naturel, offrant une synergie rare entre la mesure des distributions de masse (y compris la matière noire) et la magnification des sources lointaines en arrière-plan. Des arcs et anneaux de lentille forte autour de grands amas ou galaxies, à la lentille faible par cisaillement cosmique sur d'immenses portions du ciel, jusqu'aux événements de microlentille révélant des exoplanètes ou objets compacts, les méthodes de lentille sont devenues centrales en astrophysique et cosmologie modernes.

En étudiant la déviation de la lumière, les scientifiques cartographient les halos de matière noire avec un minimum d'hypothèses, mesurent l'amplitude de la croissance de la structure à grande échelle et affinent les paramètres d'expansion cosmique — notamment via des vérifications croisées des oscillations acoustiques baryoniques ou des mesures de distances par décalage temporel pour la constante de Hubble. À l'avenir, de grandes nouvelles enquêtes (Rubin Observatory, Euclid, Roman, réseaux avancés 21 cm) élargiront et approfondiront les ensembles de données de lentilles, dévoilant potentiellement les propriétés de la matière noire à petite échelle, clarifiant l'évolution de l'énergie noire, voire découvrant de nouveaux phénomènes gravitationnels. Ainsi, la lentille gravitationnelle est à la pointe de la cosmologie de précision, reliant les prédictions théoriques de la relativité générale à la quête observationnelle pour déchiffrer la charpente cosmique invisible et l'univers lointain.

Références et lectures complémentaires

  1. Einstein, A. (1936). « Action en lentille d'une étoile par la déviation de la lumière dans le champ gravitationnel. » Science, 84, 506–507.
  2. Zwicky, F. (1937). « Sur la probabilité de détecter des nébuleuses agissant comme des lentilles gravitationnelles. » Physical Review, 51, 679.
  3. Clowe, D., et al. (2006). « Une preuve empirique directe de l'existence de la matière noire. » The Astrophysical Journal Letters, 648, L109–L113.
  4. Bartelmann, M., & Schneider, P. (2001). « Lentille gravitationnelle faible. » Physics Reports, 340, 291–472.
  5. Treu, T. (2010). « Lentille gravitationnelle forte par les galaxies. » Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 48, 87–125.

 

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