L'actu des sciences - Février 2014

 

Un ciel étoilé peut constituer un spectacle époustouflant et il n’est sans doute pas surprenant que nombre de grandes avancées scientifiques aient commencé par une soirée passée à regarder les étoiles. La voûte céleste semble infiniment riche en mystères et plus nous en scrutons les détails  [1], plus nous voyons apparaître des structures surprenantes. Parmi les bizarreries du cosmos, les lentilles gravitationnelles, dues à la présence d’un objet très massif sur une ligne de visée, sont particulièrement intéressantes car elles permettent à la fois de mettre à l’épreuve les modèles théoriques de la gravitation et de sonder les profondeurs de l’espace. 

Ainsi, deux équipes ont récemment publié des résultats issus de l’observation d’astres au travers d’une lentille gravitationnelle : Arjen van der Well et son équipe de l’Institut Max Planck pour l’Astronomie d’Heidelberg ont observé une toute jeune galaxie et identifié la lentille gravitationnelle la plus lointaine que nous connaissons [2] tandis qu’une collaboration menée par Teddy Cheung a regardé grâce à l’observatoire FERMI un blazar, un noyau actif de galaxie (NAG) particulièrement turbulent [3].  Outre la connaissance qu’elles apportent sur les détails du cosmos, ces deux publications donnent du grain à moudre aux théoriciens : la première met en question les modèles de l’Univers primordial tandis que la seconde demande de repenser les modèles de NAG.

 

Comme beaucoup d’histoires en physique, celle des lentilles gravitationnelles commence avec Albert Einstein. En 1915, la relativité générale propose un nouveau modèle pour décrire la gravitation et remplacer la théorie newtonienne vieille de presque trois siècles. Dans ce modèle, la présence d’un objet massif courbe l’espace-temps ; l’attraction gravitationnelle apparaît comme la conséquence de cette courbure : comme une bille qui roule sur une nappe plissée peut se retrouver déviée ou même piégée par un creux, un objet qui passe à proximité d’un autre voit sa trajectoire déviée par la courbure de l’espace-temps due à la masse de ce corps et les deux objets tendent à se rapprocher l’un de l’autre (voir figure 1).

 

Figure 1 : Deux façons de décrire la déviation d’une trajectoire due à la présence d’un corps massif. À cause de la galaxie, l’objet bleu voit sa trajectoire dévie. Dans le modèle de Newton, cette déviation est due à la force de gravitation exercée par la galaxie sur l’objet. Dans le modèle d’Einstein, cette déviation est due à la déformation de l’espace-temps qu’engendre la galaxie. 

 

Cette description de la gravitation n’est pas qu’une vue de l’esprit : elle conduit à la formulation de prédictions différentes de celles de Newton, par exemple dans le mouvement des planètes autour du Soleil. En 1859, Urbain le Verrier avait observé une anomalie dans la trajectoire de Mercure : l’ellipse dessinée par la planète lors de sa révolution autour du Soleil ne se referme pas parfaitement sur elle-même, si bien que l’orbite n’est pas identique d’une année à l’autre (voir figure 2) : on parle de la précession du périhélie (la façon dont le point de l’orbite le plus proche du Soleil (=périhélie) tourne au cours du temps). Or, d’après les équations de Newton, une planète est censée suivre une ellipse parfaite autour de son étoile. Pour expliquer le phénomène, plusieurs scientifiques imaginèrent qu’une nouvelle planète, tellement proche du Soleil qu’elle avait échappé à l’observation, perturbait la trajectoire de Mercure. Nommée Vulcain, cette hypothétique planète n’a jamais été vue et l’hypothèse de son existence est tombée en disgrâce à la fin du XIX^e siècle. À l’inverse de la théorie de Newton, la relativité générale permet de prédire le mouvement de Mercure sans invoquer de causes extérieures ; ce fut l’un des premiers calculs menés avec cette théorie et il lui assura une reconnaissance rapide.

   

 

Figure 2 (à gauche) : précession du périhélie de Mercure. L’orbite de Mercure ne se boucle pas sur elle-même et l’ellipse qu’elle forme tourne régulièrement autour du Soleil

Figure 3 (à droite) : Déviation de la lumière des étoiles par le Soleil. La présence du Soleil dévie les rayons lumineux émis par les étoiles. On a alors l’impression que la lumière provient d’une position décalée par rapport à la vraie position des étoiles.

 

Une autre prédiction majeure de la relativité générale est la déviation de la lumière par la gravitation [4] : tout comme un objet massif, un rayon lumineux subit l’effet de la courbure de l’espace-temps et se retrouve dévié. L’observateur qui reçoit le rayon a alors l’impression que la source de lumière se trouve déplacée par rapport à sa position réelle (voir figure 3).

L’observation de cet effet était particulièrement compliquée au début du XX^e siècle : la relativité générale prédit que la déviation est d’autant plus importante que l’objet central est massif et que la lumière passe près de l’objet en question. Pour avoir une chance de voir le phénomène, il fallait donc tirer parti de l’objet le plus massif de notre voisinage (comme le Soleil, 2 milliards de milliards de milliards de tonnes) et espérer voir la lumière d’un objet lointain (comme une étoile) frôler sa surface. Mais l’intensité du rayonnement du Soleil est telle qu’il semble impossible de distinguer la lumière d’une étoile placée juste derrière… C’est pourtant le défi relevé en 1919 par Sir Arthur Eddington [5]. Pour ne pas être ébloui par la lumière du Soleil, il décida de profiter une éclipse totale et pris la tête d’une expédition vers l’île de Principe, au large du Gabon. Bien que rendues imprécises par les conditions météo, ses mesures confirmèrent les prédictions d’Einstein et achevèrent de rendre célèbre le plus connu des physiciens (Paul Dirac tenait ce résultat pour « la plus grande découverte jamais faite », Max Born pour « le plus grand triomphe de la pensée humaine sur la Nature »). Depuis 1919, l’expérience a été refaite plusieurs fois avec une précision croissante et valide bel et bien la relativité générale.

 

La déviation de la lumière sous l’effet de la gravité n’est pas qu’un test de la relativité générale. Le phénomène peut être exploité pour transformer un objet massif en une véritable lentille et créer ainsi une longue vue cosmique qui permet de sonder le fin fond de l’espace.

Une lentille gravitationnelle est un objet très massif (comme une galaxie, un amas de galaxies ou éventuellement un trou noir) interposé entre une source de lumière lointaine et un observateur (en général, la Terre). En tenant compte précisément du décalage de la lumière, trois phénomènes peuvent se produire (voir figure 4) :

1. Comme précédemment, la déviation de la lumière donne l’impression que l’objet source n’est pas à sa vraie position.

2. Plusieurs trajets peuvent permettre à la lumière d’atteindre l’observateur, qui voit alors plusieurs copies de la source.

3. La lentille concentre la lumière émise par la source et donne, comme avec une loupe, l’impression que la source est plus proche ou plus brillante.

 

Figure 4 : lentille gravitationnelle. Comme précédemment, la présence d’un objet massif (la galaxie) dévie la lumière d’une source (étoile) et donne à un observateur (la Terre) l’impression que la source est décalée. De plus, la déviation intensifie la lumière : alors qu’au niveau de la Terre, la lumière émise par l’étoile devrait se répartir sur la surface S1, elle est concentrée sur la surface S2, plus petite. Comme avec une loupe, on reçoit donc une intensité plus importante, comme si l’objet était plus proche. Par ailleurs, différents chemins peuvent permettre à la lumière émise par l’étoile d’atteindre la Terre ; par conséquent, on voit depuis la Terre plusieurs images de l’étoile.

 

L’idée d’une lentille gravitationnelle est évoquée par Einstein en 1936 [6], qui n’y accorde pas grande attention : il n’envisage que la déviation causée par une étoile et l’estime trop faible pour espérer obtenir un effet loupe. Un an plus tard, à CalTech, Californie, Fritz Zwicky redéveloppe l’idée [7] et lui donne sa forme actuelle. Pourtant, il faut attendre jusqu’en 1979 pour qu’une vraie lentille gravitationnelle soit observée et qu’on reconnaisse la pertinence de la vision de Zwicky, qui entretenait des relations exécrables avec l’ensemble de la communauté scientifique [8].

À l’heure actuelle, quand on trouve par chance un alignement propice à une lentille gravitationnelle, on peut en tirer parti pour analyser à la fois la source de lumière et l’objet qui fait lentille. C’est à cette double analyse que s’est livrée l’équipe d’Arjen van der Well (voir figure 5) : parmi les quelques 250 000 galaxies recensées par le programme CANDELS, les chercheurs ont mis en évidence deux lentilles gravitationnelles et sont parvenus à identifier la nature d’une des deux sources, nommée J1000+0221 (une galaxie naine d’à peine quelques centaines de millions d’étoiles, contre plusieurs centaines de milliards pour notre Voie lactée) et de la lentille associée (une galaxie standard, cent fois plus massive). La particularité de leur découverte tient à la distance des objets en questions : J1000+0221 se trouve être la lentille gravitationnelle la plus lointaine que nous connaissons. La galaxie lentille se trouve à près de 10 milliards d’années-lumière de nous tandis que la galaxie source se trouve à près de 12 milliards d’années-lumière. En d’autres termes, nous voyons J1000+0221 telle qu’elle était il y a environ 12 milliards d’années. Son étude peut donc nous renseigner sur l’Univers primordial, un petit milliard d’années après le Big Bang. Les modèles actuels prédisent qu’à cette époque le nombre de galaxies naines était assez faible et la probabilité de voir non seulement un tel objet mais en plus d’avoir la chance de bénéficier d’une lentille gravitationnelle semble extrêmement basse. L’observation de J1000+0221 et d’autres résultats analogues [9] peuvent donc laisser penser que les théories sous-estiment le nombre de galaxies naines formées dans les premiers temps de l’Univers. Sans remettre en cause les fondements de l’édifice théorique, ces résultats vont permettre d’affiner les modèles et notre compréhension de l’après Big Bang.

      

 

Figure 5 : (À gauche) Le point blanc est une galaxie elliptique (appelée SDSSJ1430) qui fait office de lentille pour une galaxie bleue localisée bien plus loin derrière. La lumière émise par la galaxie bleue peut suivre de nombreux trajets pour atteindre la Terre et les différentes copies forment un anneau autour de la lentille : on appelle ces formations un anneau d’Einstein. (À droite) Une photo de J1000+0221, la lentille gravitationnelle étudiée par Arjen van der Well et son groupe.

 

L’équipe de Teddy Cheung a quant à elle observé au travers d’une lentille gravitationnelle un objet très particulier : un blazar nommé B0218+357. 

Dans le grand bestiaire cosmique, les blazars s’inscrivent dans la famille des Noyaux Actifs de Galaxie (NAG). Les NAG sont des objets particulièrement compacts et violents, issus des premiers temps de l’Univers (voir figure 6). Ils sont constitués d’un trou noir de plusieurs millions de masses solaires autour duquel tourne un disque de matière, appelé disque d’accrétion, entouré d’un anneau de poussière froide. La matière du disque d’accrétion est soumise à des contraintes intenses, qui la portent à de hautes températures. Ces contraintes finissent par expulser une partie de la matière, qui file à des vitesses proches de celles de la lumière et forme de part et d’autre du disque deux grands jets. La matière expulsée perd peu à peu en vitesse et finit par former d’énormes lobes, de plusieurs années lumières de long. L’ensemble émet un rayonnement extrêmement intense, aussi bien dans le domaine visible et infrarouge (dû au disque d’accrétion et aux nuages de poussière) que dans les ondes radio ou les rayons gamma (dû aux jets). Cette émission tous azimuts est d’autant plus impressionnante qu’un NAG est un objet de petite taille : quelques milliards de kilomètres quand la plupart des objets aussi brillants sont plusieurs milliards de fois plus grands. À l’heure actuelle, on compte quelque 130 000 NAG [10], tous situés à très grande distance : compte tenu de la quantité d’énergie déployée, les NAG n’ont pu se former qu’aux premiers temps de l’Univers et ont une durée de vie relativement courte.

L’élaboration d’un modèle cohérent pour les NAG a été une lutte de longue haleine. En effet, en fonction de l’angle sous lequel l’objet est vu, ses propriétés changent du tout au tout. Vu de profil, un NAG donne à voir le tore extérieur et les deux lobes de matière ; en fonction de l’intensité des émissions radio, on parle de radio galaxie ou de galaxie de Seyfert 2. Avec un angle plus important, on peut voir directement les émissions du disque d’accrétion ; on parle de Quasar ou de galaxie de Seyfert 1. Enfin, si le jet est directement dans la direction d’observation, l’observateur ne voit rien d’autre et on parle alors de blazar.

  

Figure 6 : (à gauche) les noyaux actifs de galaxie (modèle Urry & Padovani, 1995) 

(à droite) un exemple de NAG : la radio galaxie cygnus A. Entre les deux lobes, on distingue un point brillant : le tore de poussière qui camoufle le disque d’accrétion (cliquer pour agrandir)

 

Les émissions d’un NAG dépendent grandement de la matière qui forme le disque d’accrétion et toute inhomogénéité dans le disque se traduit rapidement sur le rayonnement émis : un surplus de matière rend le rayonnement plus intense, un défaut de densité atténue les émissions. Compte tenu de la petite taille du NAG, des changements d’intensité peuvent se produire relativement rapidement, à l’échelle de quelques jours, voire de quelques heures. Cet effet est encore plus marqué sur les blazars, où les turbulences du jet renforcent les fluctuations. On observe alors des bouffées d’émissions intenses dans toutes les fréquences, appelées « flares ».

Ce sont ces flares que Teddy Cheung et son équipe sont parvenus à exploiter. Lors de son passage dans la lentille gravitationnelle, l’image émise par le blazar B0218+357 se dédouble (voir figures 4 et 7) tant et si bien qu’on observe deux images depuis la Terre. Les deux chemins suivis par la lumière n’ont cependant pas la même longueur ; la lumière met quelques jours de plus pour parcourir un des deux chemins et les deux images sont donc décalées dans le temps : on voit simultanément B0218+357 tel qu’il était il y a quelques milliards d’années et tel qu’il était il y a quelques milliards d’années plus quelques jours.

 

 

Figure 7 : Observation du Blazar B0218+357. (À gauche) : les deux images sont deux copies du blazar, à quelques jours d’écart. (À droite) : le trajet suivi par les deux images. Le trajet vert est plus court que le rouge : l’image d’un flare (représenté par le trait blanc) arrive donc sur une copie avant l’autre. Infographie par la NASA, version vidéo en ligne.

 

Grâce à ce décalage, Cheung et al. ont pu tirer parti des fluctuations du blazar : lorsqu’une des deux images change brutalement d’intensité, on s’attend à ce que la seconde ait le même comportement quelques jours plus tard. Et pourtant, les chercheurs ont observés des différences notables : alors que dans le domaine radio les images montrent un délai de 11 jours, elles semblent décalées de 12 jours dans le domaine des rayons gamma. Et alors que les deux images atteignent la même intensité maximale dans le domaine des rayons gamma, le flare de l’une semble quatre fois plus intense que celui de l’autre dans le domaine radio.

Ces résultats semblent pouvoir s’expliquer par une analyse plus fine du blazar et de sa lentille. Les différentes émissions ne proviennent pas des mêmes parties du blazar, ne sont pas générés par les mêmes mécanismes et suivent des chemins différents, ce qui pourrait justifier leur différence de délai. De plus, les rayons gamma, de plus haute énergie, peuvent être plus sensibles aux petites variations de gravité au sein même la galaxie lentille : on parle alors de « micro lentilles gravitationnelles ». Enfin, notre compréhension du phénomène dépend grandement des modèles qui décrivent l’évolution de notre Univers, car les rayonnements observés ont dû traverser une grande partie de l’espace avant de nous parvenir [11]. L’étude détaillée des données accumulées par les observations demande donc de comprendre et d’ajuster des théories très larges, qui traitent de domaines habituellement distincts.

 

[1] http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2004/07/image/a/warn/

[2] A. van der Wel, G. van de Ven, M. Maseda, H.W. Rix, G.H. Rudnick, A. Grazian, S.L. Finkelstein, D.C. Koo, S.M. Faber, H.C. Ferguson, A.M. Koekemoer,N.A. Grogin, D.D. Kocevski, Discovery of a Quadruple Lens in CANDELS with a Record Lens Redshift z=1.53, 2013. À télécharger ici.

[3] C. C. Cheung, S. Larsson, J. D. Scargle, M. A. Amin, R. D. Blandford, D. Bulmash, J. Chiang, S. Ciprini, R. H. D. Corbet, E. E. Falco, P. J. Marshall, D. L. Wood, M. Ajello, D. Bastieri, A. Chekhtman, F. D'Ammando, M. Giroletti, J. E. Grove, B. Lott, R. Ojha, M. Orienti, J. S. Perkins, M. Razzano, A. W. Smith, D. J. Thompson, K. S. Wood, Fermi-LAT Detection of Gravitational Lens Delayed Gamma-ray Flares from Blazar B0218+357, 2014. À télécharger ici.

Communiqué de presse : ici. 

[4] La théorie newtonienne tient également compte du phénomène, mais prédit une déviation deux fois plus faible que celle prédite par Einstein, qui correspond aux valeurs mesurées expérimentalement.

[5] F. W. Dyson, A. S. Eddington and C. Davidson, A Determination of the Deflection of Light by the Sun's Gravitational Field, from Observations Made at the Total Eclipse of May 29, 1919, Phil. Trans. R. Soc. Lond. A 220, 1920. À télécharger ici

[6] Albert Einstein, Lens-Like Action of a Star by the Deviation of Light in the Gravitational Field, Science, New Series, Vol. 84, No. 2188, 1936, p. 506-507. À télécharger ici.

[7] Zwicky, F., Nebulae as Gravitational Lenses, Physical Review 51 290, 1937

[8] Outre ses légendaires crises de colère et ses idées farfelues, il avait pris l’habitude de qualifier ses collègues de spherical bastards, car, tout comme une sphère reste une sphère quel que soit l’angle sous lequel on la regarde, il considérait que ses confrères étaient en tout point de vue des abrutis ; une mauvaise habitude pour qui veut trouver une oreille attentive à de nouvelles idées (voir l’article de mai 2013).

[9] A. van der Wel, et al., Extreme Emission Line Galaxies in CANDELS: Broad-Band Selected, Star-Bursting Dwarf Galaxies at z>1,  ApJ, Volume 742, article id 111

[10] Souchay, J.; Andrei, A. H.; Barache, C.; Bouquillon, S.; Suchet, D.; Taris, F.; Peralta, R.; The second release of the Large Quasar Astrometric Catalog (LQAC-2),  Astronomy & Astrophysics 537, A99 (2012). À télécharger ici.

[11] Refsdal S., On the possibility of determining Hubble's parameter and the masses of galaxies from the gravitational lens effect, Royal Astronomical Society, 1964.

 

 

Lorsqu’un rayon lumineux passe près d’un objet, il se retrouve dévié à cause de l’influence gravitationnelle qu’il subit. Il poursuit donc sa course avec un angle par rapport à sa direction initiale. Dans la théorie de la relativité générale, cet angle est donné par

 

 

où G=6.61 10^-11 est la constante de Newton (constante de gravitation), M est la masse de l’objet, r0 la distance à laquelle passe le rayon et c = 300 000 km/s est la vitesse de la lumière.

Plus la masse de l’objet est importante, plus la déviation est grande. Compte tenu des constantes mises en jeu (G est tout petit et 1/c² encore plus !), il faut considérer des masses colossales pour que la déviation soit significative.  Lors de son calcul de 1936, Einstein prenait une masse comparable à celle d’une étoile (quelque 10³⁰ kg), et concluait que la déviation était certes observable mais insuffisante pour générer une lentille. Pour obtenir un effet de lentille, il faut effectivement exploiter la masse d’une galaxie entière, constituée de plusieurs milliards d’étoiles.

On voit également que la déviation dépend de la distance à laquelle s’approche le rayon. Si le rayon passe très loin de la lentille, il n’est pas dévié et poursuit sa trajectoire sans perturbation. En revanche, plus il s’approche, il est sera dévié. Pour obtenir un effet significatif, il faut donc que le rayon frôle l’objet massif le plus près possible.

On peut également comprendre comment plusieurs images peuvent se former simultanément. Deux faisceaux qui partent de la source avec deux angles différents passent à deux distances différentes et subissent par conséquent des déviations différentes, qui peuvent compenser le décalage initial et amener ainsi les deux faisceaux à se croiser. Un observateur placé au point d’intersection verra alors apparaître deux images.

Notons enfin que la théorie de Newton prédit également une déviation de la lumière, avec un angle moitié moindre de celui prédit par Einstein. 

 

Daniel Suchet