Peser les galaxies lointaines grâce aux lentilles gravitationnelles
Peser l’invisible : comment la lumière révèle la masse des galaxies lointaines
Le ciel profond cache un paradoxe : la majeure partie de la masse des galaxies est invisible. Alors comment fait-on pour la mesurer ? Les astronomes ne pèsent pas la matière elle-même, ils pèsent son empreinte sur la lumière. Grâce aux lentilles gravitationnelles (ces mirages cosmiques prédits par Einstein il y a plus d’un siècle), ils transforment la simple déviation d’un rayon lumineux en véritable balance intergalactique. Une balance capable de peser des galaxies situées à des milliards d’années-lumière, sans jamais les toucher.
Pourquoi peser une galaxie lointaine ?
La masse, c’est un peu la clé de voûte de toute l’astrophysique. Elle gouverne la formation des étoiles, la dynamique interne des galaxies, l’évolution de l’Univers dans son ensemble. Le problème, c’est qu’environ 85 % de cette masse est de la matière noire : elle n’émet ni n’absorbe la moindre lumière. Impossible de la voir directement.
Les méthodes classiques, courbes de rotation, dispersion des vitesses, fonctionnent bien pour des objets proches ou suffisamment résolus par nos télescopes. Mais pour une galaxie à plusieurs milliards d’années-lumière, ces techniques atteignent vite leurs limites. Il ne reste alors qu’une seule grandeur réellement fiable : la déflexion de la lumière.
Le principe : la gravité courbe la lumière
Selon la relativité générale, une masse déforme l’espace-temps autour d’elle, et la lumière suit cette courbure comme une bille suivrait le creux d’un tissu tendu. Une galaxie massive placée sur la ligne de visée agit alors comme une lentille naturelle : elle amplifie, déforme, et parfois dédouble l’image d’une galaxie d’arrière-plan.
Le 29 mai 1919, lors d’une éclipse de Soleil, Arthur Eddington observait ce phénomène pour la toute première fois : les étoiles proches du disque solaire semblaient légèrement déplacées. C’était la première pesée d’une masse par effet de lentille, et accessoirement la première confirmation expérimentale d’Einstein. Un siècle plus tard, ce même principe s’applique à l’échelle de galaxies entières, voire d’amas gigantesques.
La lentille forte : une balance de précision
Lorsqu’une galaxie massive s’aligne presque parfaitement avec une source lointaine, elle produit un anneau d’Einstein ou des arcs multiples, spectaculaires sur les images du télescope Hubble. La taille de cet anneau dépend directement d’une seule chose : la masse totale de la lentille.
Le rayon d’Einstein θE s’exprime en fonction de la constante de gravitation G, de la masse totale M, de la vitesse de la lumière c, et de trois distances angulaires (observateur-lentille, observateur-source, lentille-source). En connaissant ces distances grâce au décalage vers le rouge, on remonte à M avec une précision souvent meilleure que 1 %. Autant dire une balance de précision, à l’échelle du cosmos.
Prenons un exemple concret. La galaxie du « Fer à cheval cosmique » (LRG 3-757), découverte en 2007, produit un anneau presque complet autour d’une galaxie elliptique. La masse mesurée dans le rayon d’Einstein atteint environ 5 × 10¹² masses solaires. Bien plus que ce que la lumière visible laisse deviner à première vue. C’est la preuve qu’un halo de matière noire domine largement la masse visible. L’amas Abell 2218, de son côté, multiplie les arcs de galaxies d’arrière-plan et fonctionne comme un véritable télescope naturel, grossissant des objets qui seraient sinon invisibles.
La lentille faible : cartographier la masse à grande échelle
Pour les galaxies isolées ou les amas moins massifs, l’alignement parfait reste rare. On mise alors sur la lentille faible, qui exploite des distorsions infimes, ce qu’on appelle le « cisaillement », subies par les galaxies d’arrière-plan. Prise isolément, chaque déformation est minuscule, presque du bruit statistique. Mais en moyennant la forme de milliers de galaxies sur un même champ, on reconstruit une véritable carte de masse.
- Chaque galaxie d’arrière-plan est légèrement étirée tangentiellement autour de la masse qui la précède.
- L’ampleur de ce cisaillement révèle la masse totale, matière noire comprise.
- Cette technique a permis de cartographier le Bullet Cluster (1E 0657-56), un cas d’école : la masse reste concentrée là où la matière noire devrait se trouver, nettement séparée du gaz chaud visible en rayons X. Une preuve quasi directe de son existence, difficile à contester.
Les micro-lentilles : peser des objets ponctuels
Quand la lentille est une simple étoile ou un objet compact, pas d’anneau, pas d’arc visible : l’image ne se dédouble pas. La source brille temporairement plus fort, puis s’estompe progressivement. Rien à voir à l’œil nu, tout se joue dans la courbe de lumière.
La durée et la forme de cette courbe révèlent pourtant la masse de la lentille invisible qui est passée devant. Ce phénomène a servi à peser des naines brunes, des exoplanètes, et à traquer d’éventuels MACHOs dans le halo de notre propre Voie lactée. Des recherches qui, d’ailleurs, ont surtout permis d’exclure certaines hypothèses plutôt que d’en confirmer.
Ce que ces pesées nous apprennent
La méthode des lentilles gravitationnelles a changé notre manière de regarder le cosmos, et pas qu’un peu :
- Elle mesure la masse totale sans aucune hypothèse préalable sur la nature de la matière.
- Elle révèle la distribution de la matière noire à toutes les échelles, du système stellaire à l’amas de galaxies.
- Les délais temporels entre images multiples, comme celui observé pour la supernova « Refsdal », permettent même de mesurer la constante de Hubble H0, et donc d’estimer le taux d’expansion de l’Univers.
Conclusion
Peser l’invisible semblait relever de la science-fiction il y a un siècle. La gravité en a fait une science exacte, presque routinière aujourd’hui. En transformant la déviation de la lumière en mesure de masse, les lentilles gravitationnelles offrent aux astronomes une balance universelle : précise, indépendante de la lumière émise par l’objet lui-même, et capable d’atteindre les confins du cosmos observable.