Lentille Gravitationnelle

Principe de la déviation des rayons lumineux.

En astrophysique, une lentille gravitationnelle, une macrolentille ou préférablement un mirage gravitationnel est un objet très massif (un amas de galaxies par exemple) se situant entre un observateur et une source « lumineuse » lointaine. La lentille gravitationnelle, imprimant un fort champ gravitationnel autour d'elle, aura comme effet de faire dévier les rayons lumineux qui passeront près d'elle, déformant ainsi les images que recevra un observateur placé sur la ligne de visée.

Prédits par la relativité générale d'Albert Einstein, plusieurs mirages gravitationnels ont depuis été observés par, entre autres, le télescope spatial Hubble. Loin d'être exotiques, ils sont abondamment présents lorsque l'on fait des clichés de champs profond de l'univers observable. Ils font l'objet de plusieurs études; leurs effets servent notamment à la détection de la matière noire présente dans notre univers.

Origine de la déformation

Simulation de mirage gravitationnel. Voici ce que nous verrions si un trou noir se trouvait entre nous et une galaxie.

Un astre massif, tel qu'une étoile, un trou noir ou une galaxie, courbe la lumière.

En observant certaines galaxies ou certains quasars, on assiste quelquefois à de curieux effets optiques : leur image est dédoublée, triplée ou même quintuplée à quelques secondes d'arc de distance ou prennent la forme d'arcs incurvés autour d'un axe central. Ces images multiples sont en tous points en parfaites corrélations. D'après la relativité générale, une distribution de masse, par exemple le Soleil, dévie les rayons lumineux qui passent à proximité. Cela confirme l'existence d'une masse sombre déformante quelque part au centre du champ, entre l'objet et la Terre.

Imaginons que, par hasard, une galaxie proche et un quasar lointain se trouvent sur une même ligne de visée, c'est-à-dire exactement dans la même direction du ciel par rapport à l'observateur. La lumière qui nous provient du quasar est alors fortement déviée lors de son passage près de la galaxie. Ainsi par exemple, les rayons lumineux qui passent légèrement au-dessus de la galaxie sont déviés vers le bas et donnent lieu à une image du quasar décalée vers le haut. Par contre, les rayons lumineux qui passent sous la galaxie sont déviés vers le haut et donnent naissance à une image du quasar décalée vers le bas. De cette façon, la galaxie proche, en perturbant la propagation de la lumière du quasar, donne naissance à plusieurs images de celui-ci. Le nombre total d'images est déterminé par la forme de la galaxie et la précision de l'alignement. Parfois, lorsque l'alignement entre les deux objets est parfait, l'image de l'objet lointain peut être modifiée au point de prendre la forme d'un anneau lumineux entourant l'image de l'objet proche.

En plus de multiplier les images du quasar, la galaxie va également concentrer la lumière de celui-ci et donc produire des images bien plus brillantes. Un effet qui est loin d'être négligeable lorsque l'on observe des corps très peu lumineux.

Historique

Certains des arcs lumineux les plus faibles de cette image sont en fait des galaxies situé à un peu plus de 13 milliards d'années-lumière, déformées par l'effet de lentille gravitationnelle.

Fritz Zwicky avait prédit en 1937 que les galaxies pouvaient provoquer des effets gravitationnels sur la lumière des sources qu'elles venaient à occulter. Il appliquait ainsi les lois de la relativité générale énoncées par Einstein.

Mais il fallut attendre 1979 pour que le premier exemple réel soit observé. L'astronome britannique Dennis Walsh et ses collaborateurs du Kitt Peak caressaient le désir obscur d'identifier optiquement des radiosources. Le 29 mars ils observèrent deux images d'un quasar baptisé Q0957+561A-B. Les deux objets séparés de 6" étaient de magnitude 17,5 et présentaient rigoureusement le même spectre, avec un décalage vers le rouge de 1,407. Walsh supposa qu'il s'agissait de l'image dédoublée d'un quasar unique. Des observations ultérieures le confirmèrent et montrèrent que la lentille gravitationnelle était dans ce cas constituée par une galaxie elliptique géante quatre fois plus proche de nous que le quasar. Depuis cette époque, des dizaines d'images multiples de quasars ont été découvertes, avec deux, trois ou quatre composantes.

En 1988, les radioastronomes du VLA ont découvert une lentille gravitationnelle en forme d'anneau, MG 1131+0456, conforme à la théorie. Cet objet fut baptisé « l'Anneau d'Einstein » en sa mémoire. Il s'agit probablement de l'image d'un quasar déformée par une galaxie naine invisible située à l'avant-plan. Dans le cas contraire, les physiciens devront expliquer la réalité de sa forme.

En 1995, par exemple, le télescope spatial Hubble révéla l'exemple très impressionnant de l'amas de galaxies Abell 2218 qui produit des images multiples de toute une population de galaxies lointaines et donne naissance à plus de 120 arcs lumineux.

Constante de Hubble

L'étude des mirages gravitationnels permet aux astrophysiciens relativistes d'évaluer la distribution de matière dans l'univers et de calculer sa masse. Si de telles observations se répètent, il sera possible de déterminer la courbure de l'univers et de fixer avec précision la constante de Hubble.

Croix d'Einstein: Effet de mirage gravitationnel pris par le télescope spatial Hubble

Les rayons lumineux qui contournent la lentille par différents côtés suivent des trajectoires qui ne sont pas identiques et n'ont généralement pas la même longueur. Ainsi, le temps mis par la lumière pour nous atteindre diffère selon l'image que nous observons. Pour cette raison, si le quasar subit une brusque variation de luminosité, ses différentes images ne répercutent pas le changement de façon simultanée, mais à des moments bien distincts dans le temps.

C'est la mesure de ce type de décalage qui peut nous conduire à la constante de Hubble. L'analyse du phénomène montre en effet que le délai entre le changement de luminosité des différentes images est inversement proportionnel à H0 et dépend très peu des autres paramètres cosmologiques. S'il était possible de mesurer un tel délai, nous pourrions donc remonter à H0 et obtenir une évaluation indépendante de cette constante.

D'ores et déjà C. Vanderriest a fixé une limite supérieure, H < 175 km/s/Mpc. L'avenir permettra certainement de réduire cette incertitude

Anneau d'Einstein

Différents Anneaux d'Einstein partiels pris par le télescope spatial Hubble

En cas d’alignement parfait de la source observée (telle qu’une étoile), de l’objet stellaire, jouant le rôle de lentille gravitationnelle - appelé également déflecteur - (tel qu'un trou noir) et de l'observateur, on ne verra plus l’étoile comme telle mais plutôt comme un anneau nommé anneau d’Einstein. Il se note: θ_E

Calcul de l'anneau d'Einstein

La taille d'un anneau d'einstein est donnée par le rayon d'Einstein. Le voici en radians :

,

G étant la constante gravitationnelle,

M étant la masse de la lentille,

c étant la vitesse de la lumière,

d_L étant distance de l'observateur jusqu'à la lentille,

d_S étant la distance de l'observateur jusqu'à la source

d_LS étant distance entre la lentille et sa source

Articles connexes

• Astronomie
• Cisaillement gravitationnel
• Croix d'Einstein
• Lentille optique
• Mirage topologique
• Observation et détection des trous noirs
• Relativité générale

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