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       - Mirages dans le cosmos  
    Hors série - Science & Vie - 1998-12-01      
    Einstein avait prédit l'existence de ces images étranges. Témoins optiques de l'effet gravitationnel, elles constituent aujourd'hui un outil remarquable pour étudier les galaxies lointaines.  
    Essayez de regarder une source lumineuse au travers du culot d'une bouteille ou du pied d'une coupe de champagne elle va vous apparaître étrangement déformée. Ces jeux de lumière tiennent aux formes différentes du verre. Aucune lentille finement polie d'un appareil de photo, d'une caméra ou d'un télescope ne les produira. Quasars doubles, triples ou quadruples, anneaux de lumière, arcs géants ou multitude de petits arcs, l'Univers, tel qu'il apparaît aux astronomes, regorge de déformations lumineuses de cette sorte, On les regroupe sous le vocable de "mirages gravitationnels '. Ils font plus que passionner les observateurs du cosmos : ils leur livrent également quantité d'informations sur la physique de l'Univers. Comme leur nom l'indique, ils ont en effet pour clé l'une des quatre forces fondamentales de la physique, la seule à agir à très grande échelle la gravitation. Et leur étude a donné naissance à une nouvelle méthode d'observation astronomique : l'optique gravitationnelle.  
    La base de cette science est, une fois encore, la théorie einsteinienne de la gravitation la relativité générale. Rappelons-en l'idée maîtresse : la relation entre la métrique de l'Univers (la forme de l'espace-temps) et son contenu en masse. La présence d'une masse importante courbe localement l'espace-temps. Les photons, particules de lumière, vont donc suivre cette courbure et leurs trajectoires seront déviées. En relativité générale, le plus court chemin n'est plus la ligne droite, mais une courbe qui épouse les formes de l'Univers.  
    En 1916, Einstein lui-même avait prédit l'angle de déviation de la lumière des étoiles par le Soleil, et incité à vérifier ce point de sa théorie. Le calcul donnait un angle extrêmement petit - 1,75 seconde d'arc. Un angle qu'en 1919, l'astronome anglais Arthur Eddington avait entrepris de mesurer. Une éclipse totale du Soleil, cette année-là, lui avait permis d'observer le déplacement des étoiles au limbe de notre astre. Ces mesures, qui confirmèrent les calculs d'Einstein, furent pour beaucoup dans la renommée universelle que le savant allemand allait bientôt acquérir. Plus tard, le développement des méthodes interférométriques radio permettra de vérifier de façon très précise les prédictions d'Einstein et imposera de fortes limites aux déviations possibles de la relativité générale.  
    Les mesures d'Eddington ont été la première occasion "observer un mirage gravitationnel. Mais ce phénomène peut être beaucoup plus impressionnant. En effet si la densité de masse est supérieure à une valeur critique (ce qui est en général le cas pour les galaxies lointaines et les amas de galaxies), on peut s'attendre à voir plusieurs images d'une source située derrière le déflecteur. De plus, si l'alignement est parfait, c'est un anneau de lumière (ou anneau d'Einstein) qui apparaît.  
    Tous ces phénomènes s'expliquent facilement. Une source de lumière (étoile, galaxie, quasar) rayonne dans toutes les directions. Le front d'onde (surface imaginaire perpendiculaire aux trajectoires des photons) se propage dans l'Univers. Lorsqu'il rencontre une forte concentration de masse, il se déforme, et si la densité de masse est très importante, il se brise cri plusieurs fronts. Ces derniers arrivant de directions différentes, un observateur bien positionné détectera plusieurs images de la même source.  
    De tels phénomènes, Einstein les avait prédits, mais il doutait qu'on puisse les observer. Il est vrai qu'au début du siècle, ce qu'on connaissait de l'Univers se limitait à notre Galaxie. Dans son article de 1937, l'astronome suisse Fritz Zwicky se montrait, lui, beaucoup plus optimiste. L'existence des lentilles gravitationnelles ne pouvait, selon lui, être mise en doute. Il pensait notamment que les nébuleuses extragalactiques, comme on appelait alors les galaxies, étaient de possibles lentilles gravitationnelles et que ce phénomène donnerait accès aux galaxies les plus distantes de l'Univers. Pourquoi ? Parce que la lumière "est pas seulement déviée par la lentille gravitationnelle, elle est aussi amplifiée, ce qui permet de voir plus facilement les objets lointains.  
    Son enthousiasme restera toutefois sans suite pendant presque trente ans. Jusqu'aux travaux du théoricien norvégien Sjur Refsdal, vers le milieu des années soixante. Refsdal calculera les propriétés optiques précises d'une masse ponctuelle, ainsi que les probabilités d'observer une galaxie "lentillée "par une autre. Il démontrera également que le délai entre le temps d'arrivée des différents fronts de lumière des images multiples est proportionnel à la distance du déflecteur. Enfin, il établira que ces grandeurs ont pour rapport la constante de Hubble (constante qui mesure la vitesse d'expansion de l'Univers).  
    En 1979, l'image multiple d'un objet extragalactique est observée pour la première fois. Une équipe américaine découvre en effet deux images du même quasar Q0957+561. Peu après, on découvre une galaxie entre les deux images du quasar, ainsi que la présence d'un amas de galaxies. Ces deux structures agissent comme déflecteur du quasar double. Depuis 1979, une trentaine d'autres quasars multiples ont été trouves. En utilisant plusieurs de ces systèmes, les astronomes ont récemment pu mesurer le décalage temporel entre les images de plusieurs quasars multiples. Ces mesures deviennent aujourd'hui suffisamment précises pour cadrer de façon satisfaisante la valeur de la constante de Hubble.  
    Dans les années 80, la cosmologie observationnelle a connu une transformation majeure avec l'adaptation de détecteurs CCD performants sur les grands télescopes optiques. Ces caméras très sensibles allaient permettre aux astronomes d'observer des galaxies de plus en plus lointaines et en plus grand nombre. Avec ces techniques, la probabilité de voir un mirage gravitationnel de galaxies devenait non négligeable.  
    De fait, en 1987, l'équipe de cosmologie de Bernard Fort à Toulouse découvre deux arcs géants. L'un est situé au centre de l'amas de galaxies Abell-370, l'autre au centre de l'amas C12244-04. Pour le théoricien Paczynski, ces arcs sont des images extrêmement déformées de galaxies lointaines, mais cette interprétation est discutée. Certains astronomes doutent en effet qu'un amas de galaxies soit suffisamment massif pour produire de telles déformations. Un an plus tard, l'équipe de Toulouse confirme pourtant la nature gravitationnelle du phénomène. En étudiant l'arc situé dans l'amas Abell-370, les chercheurs concluent que sa source est deux fois plus éloignée que lamas déflecteur. Cette confirmation aura une autre conséquence importante : elle démontrera que la masse d'un amas de galaxies dépasse de beaucoup celle des galaxies de l'amas, ce qui trahit la présence d'une grande quantité de matière noire.  
    Les astronomes comprennent alors que les arcs géants résultent d'un alignement presque parfait entre une galaxie lointaine et un amas de galaxies. Toute la population de galaxies se trouvant derrière le déflecteur subit elle aussi une amplification et des déformations gravitationnelles. C'est l'astronome américain Tony Tyson qui, en 1990, met ce fait en évidence en découvrant des alignements tangentiels de galaxies lointaines autour de plusieurs amas de galaxies. Un tel alignement s'observe généralement près du centre de l'amas et tend à disparaître lorsqu'on s'éloigne du centre. A grande distance, on peut encore le mesurer de manière statistique, en calculant la forme moyenne des galaxies faibles. Le champ de déformation ainsi mesuré ne dépend que de la distribution de masse de l'amas déflecteur et de la distance des galaxies faibles à ce dernier. Plusieurs théoriciens développent alors un formalisme et des méthodes numériques pour l'interpréter en termes de distribution de masse du déflecteur. Par la suite, en observant en profondeur des amas de galaxies, on a pu, grâce à ces méthodes, mesurer les déformations des galaxies lointaines de manière statistique jusqu'à de très grandes distances du centre des amas. Les masses déterminées dans plusieurs amas de galaxies confirment la présence importante de matière noire dans l'Univers, Cependant, les masses calculées ne semblent pas suffisantes pour pouvoir arrêter un jour l'expansion de l'Univers.  
    Par une méthode similaire, mais en observant cette fois l'orientation des galaxies lointaines (faibles, derrière le déflecteur) par rapport aux galaxies proches (plus brillantes, agissant comme déflecteur), on peut de manière statistique estimer la masse moyenne des galaxies. Les premiers résultats ont été obtenus à partir d'images très profondes du ciel faites au télescope de 5 mètres du Mont-Palomar, ('es résultats font penser que la masse gravitant autour des galaxies est probablement 20 fois supérieure à celle des étoiles qui les composent. Aujourd'hui, des observations faites avec le télescope spatial Hubble vont permettre de les améliorer. Mais ils démontrent déjà suffisamment comment l'optique gravitationnelle nous donne l'accès à cette matière noire qui remplit l'Univers.  
    Les techniques appliquées aux galaxies, et aux amas de galaxies, sont également développées à une autre fin produire la cartographie détaillée de la distribution de masse sur de plus grandes échelles encore. Sous peu, on devrait donc être en mesure de vérifier la structure en filaments de l'Univers. Une structure qui, rappelons-le, est prédite par les récentes simulations numériques de formation et d'évolution de l'Univers. L'enjeu est important, Grâce à cette cartographie, les astronomes comprendront mieux l'évolution en masse des structures gravitationnelles et pourront confronter leurs résultats aux simulations numériques des théoriciens. Toutefois, pour voir aboutir leur entreprise, ils devront encore patienter un peu les trois ans nécessaires à l'installation de la caméra géante française MEGACAM sur le télescope Canada-France-Hawaii…  
    Pour Zwicky, l'optique gravitationnelle devait permettre d'étudier non seulement la distribution de masse des galaxies et des amas de galaxies, mais aussi d'étudier la nature des galaxies les plus distantes de l'Univers. Ces galaxies, les astronomes s'en servent pour remonter le temps et suivre l'évolution des structures au cours de l'histoire de l'Univers. S'ils peuvent le faire, c'est parce que la lumière se déplace à une vitesse finie il en résulte que des galaxies distantes, par exemple, de 10 milliards d'années-lumière, sont observées telles qu'elles étaient il 'y a 10 milliards d'années. Ces galaxies très lointaines sont intrinsèquement très faibles, ce qui explique l'utilité de les observer au travers d'un amas-lentille qui amplifie leur lumière. De surcroît, les déformations d'image qu'elles subissent étant fonction de leur distance à l'amas-lentille, on peut estimer cette dernière en mesurant leur forme.  
   

Des télescopes naturels

 
    Pour utiliser un amas de galaxies comme télescope naturel, il faut toutefois connaître la distribution précise de sa masse. Aujourd'hui, seules les observations d'amas de galaxies livrées par le télescope spatial Hubble permettent d'atteindre la précision recherchée. La haute résolution spatiale de ces images permet en effet d'identifier la morphologie des galaxies les plus faibles. Il devient ainsi plus facile d'identifier les nombreuses images multiples qui se trouvent au centre des amas - grâce à la forme des images multiples qui sont symétriques les unes des autres - et de calculer alors de façon très précise la distribution de masse de ces derniers. Comme l'auteur a pu le montrer sur plusieurs amas, la distribution de masse s'organise selon plusieurs échelles : à grande échelle, l'amas lui-même composé de gaz chauds et de matière noire : à plus petite échelle, les galaxies et leurs halos de matière noire. Cette distribution de masse étant déterminée, on peut prédire la distance des galaxies faibles en fonction de l'allongement de leur image. Plus cette dernière est allongée, plus la galaxie est distante. Ces prédictions sont ensuite vérifiées par spectroscopie. L'accord obtenu est quasiment parfait ! L'amplification gravitationnelle nous permet ainsi de "résoudre "des galaxies 20 à 30 fois plus faibles que celles observées par d'autres techniques.  
    Cette amplification naturelle des amas est tout à fait séduisante. Elle vient d'être utilisée avec succès pour observer les galaxies lointaines en infrarouge avec le satellite spatial européen ISO (Infrared Space Observatory) et en radio submillimétrique avec le télescope anglais JCMT (James Clark Maxwell Telescope). Dans ces longueurs d'ondes, on détecte le rayonnement thermique émis par la poussière chaude (avec ISO) et froide (avec le JCMT) qui se trouve au cour des galaxies. Il est possible de relier le contenu en poussière des galaxies au nombre d'étoiles en formation en leur sein. Les théories prédisent qu'au début de la vie des galaxies, les étoiles s'y forment en grand nombre. On s'attend donc à de grandes quantités de poussières, lesquelles en obscurcissant ces galaxies les rendent très difficiles à observer. Grâce à l'amplification gravitationnelle des amas-lentilles, on a pu observer pour la première fois ces galaxies obscurcies. Ces résultats nous montrent que la formation d'étoiles a été très active au tout début de l'Univers et ce dans des galaxies difficilement détectables avec les télescopes optiques.  
    Plus près de nous, l'optique gravitationnelle nous permet aussi d'étudier la distribution en masse de notre Galaxie et de son halo. En effet, les études d'autres galaxies spirales, analogues à la notre, nous font penser qu'environ 90 % de ces galaxies sont constituées de matière noire. Mais quelle est la nature de cette matière noire ? Particules élémentaires (neutrinos ou autres particules faiblement interactives) ou objets sombres, massifs et compacts (de la taille de la planète Jupiter) ? Si la matière noire de notre Galaxie est faite de ces objets sombres, on doit pouvoir les détecter par effet de microlentilles Comme l'avait prédit Einstein, si un objet massif passe exactement devant une étoile plus distante, alors la lumière de celle-ci va être amplifiée. La durée pendant laquelle l'étoile est amplifiée dépend essentiellement de la masse de l'objet sombre. Mais la probabilité de cet effet de microlentille est très faible et dépend de la densité en nombre de ces corps massifs compacts. Pour augmenter la probabilité d'observation, on regarde en parallèle des millions d'étoiles des nuages de Magellan et ce pendant plusieurs mois. Au début des années 1990, une équipe de recherche du CEA, ainsi qu'une autre équipe, américaine, ont mis en place un tel programme d'observations. En 1994, les deux équipes détectent les premiers effets de microlentille sur trois étoiles parmi des millions, démontrant les possibilités d'une telle méthode. Cependant, le faible nombre d'événements observés ne permet pas encore de résoudre la nature de la plus grande partie de la matière noire.  
    L'optique gravitationnelle est ainsi devenue un outil fondamental pour étudier la distribution de masse, aussi bien dans notre Galaxie que dans l'Univers plus lointain. Il n'y a aucun doute qu'elle nous permettra de cartographier la distribution de masse de l'Univers à grande échelle, et peut-être de découvrir des planètes autour d'autres étoiles. Enfin, grâce à ces télescopes naturels que sont les amas-lentilles, nous en apprendrons également beaucoup plus sur l'histoire de la formation des galaxies les plus lointaines. Un bel avenir pour l'optique gravitationnelle !  
               
         
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