Il est généralement enseigné que dans un vide, la lumière se déplace toujours en ligne droite. Bien que cela soit le cas pour de nombreuses situations sur Terre, lorsque nous regardons dans l’Univers, la situation est plus complexe. La Relativité générale d’Einstein décrit la gravité comme une courbure ou une déformation dans le tissu de l’espace-temps. Les objets massifs créent donc leurs champs gravitationnels en déformant le continuum de l’espace-temps. Les rayons lumineux traversent l’Univers sur des chemins appelés géodésiques, qui sont essentiellement la distance la plus courte entre deux points d’un espace incurvé.
Dans un plan plat, tel que le champ gravitationnel presque constant près de la surface de la Terre, les géodésiques sont essentiellement droites. Dans l’Univers plus large, cependant, ce n’est pas le cas. Sur des surfaces courbes, telles que l’espace-temps déformé de l’Univers à grande échelle, les géodésiques sont courbes.
Pour cette raison, il est fort probable que chaque rayon de lumière que nous détectons ait été légèrement dévié lorsqu’il se déplace dans l’espace. Ceci est causé par la gravité des différentes galaxies et amas de galaxies qu’un rayon lumineux traverse pendant son voyage.
Connue sous le nom de lentille gravitationnelle, cette propriété extraordinaire de la nature a été prédite par la Théorie générale de la Relativité d’Albert Einstein au début du 20ème siècle. Les mathématiques ont montré que tout objet céleste massif peut plier les rayons lumineux qui passent de la même manière qu’une lentille en verre plie la lumière dans un télescope ou un microscope. Cependant, la quantité de déflexion était minime et il faudrait que des conditions spéciales soient remplies pour que les télescopes puissent la détecter.
(à gauche) Illustrations de l’effet d’une masse de lentille sur une image à symétrie circulaire. (À droite) Dans l’amas de galaxies Abell 2218, des arcs fortement focalisés peuvent être vus autour de l’amas. Chaque galaxie d’arrière-plan est faiblement lensée. Crédit pour Abell 2218: NASA, ESA et Johan Richard (Caltech, États-Unis).
En 1919, ces conditions ont été remplies par l’apparition d’une éclipse solaire totale dans un champ d’étoiles riche. Des expéditions dirigées par l’astrophysicien britannique Arthur Eddington ont été envoyées. Au moment de l’éclipse, les astronomes ont observé des déviations de la lumière stellaire causées par le champ gravitationnel du Soleil. Lorsqu’ils ont comparé leurs résultats aux prédictions d’Einstein, ils ont constaté qu’ils correspondaient. Ce résultat a joué un rôle clé dans la preuve expérimentale de la théorie d’Einstein.
Les carnets d’Einstein indiquent qu’environ sept ans plus tôt, il s’était rendu compte que si un observateur était situé à la bonne distance, les rayons lumineux déviés autour de l’objet céleste convergeraient pour former une image agrandie. C’est un phénomène connu sous le nom de lentille gravitationnelle forte. Par exemple, pour utiliser le Soleil comme lentille gravitationnelle pour former une image d’un objet céleste plus éloigné, un observateur devrait être au moins 550 fois plus éloigné du Soleil que la Terre.
Dans une lentille gravitationnelle faible, les rayons lumineux ne sont pas suffisamment déviés pour agrandir l’image, mais ils introduisent de subtiles distorsions. Bien que la déviation de chaque amas de galaxies soit pratiquement indétectable en elle-même, l’effet cumulatif confère aux images de galaxies lointaines une distorsion subtile que l’on peut simplement déduire des mesures. Les astronomes appellent cet effet cisaillement cosmique.
Depuis sa première détection en 2000, le cisaillement cosmique a évolué pour devenir une sonde cosmologique fiable et robuste, fournissant des mesures de l’histoire de l’expansion de l’Univers et de la croissance de sa structure. Il a fourni des contraintes sur la densité de la matière dans l’Univers, la quantité de grappes de galaxies dans l’Univers et le comportement de l’énergie noire. Tous les trois ont été proches des attentes théoriques des mesures du rayonnement de fond diffus cosmologique, ce qui a accru la confiance dans la technique.
Illustration d’une lentille gravitationnelle faible. Crédit : NASA, ESA et R. Massey.
Dans le cas d’une lentille faible, la lentille elle-même est une distribution étendue de matière noire devant un fond dense de galaxies. En raison du champ gravitationnel de la matière noire, chaque galaxie d’arrière-plan est très légèrement déformée. Les distorsions des galaxies d’arrière-plan ne sont pas aléatoires mais s’aligneront sur la distribution de la densité de la matière noire. Ainsi, l’examen des galaxies d’arrière-plan ensemble révélera une image de cisaillement de la structure de premier plan.
En mesurant le décalage vers le rouge de chaque galaxie d’arrière-plan, il devient possible de démêler les structures de la matière noire situées à différents décalages vers le rouge. Avec une quantité suffisante de galaxies de fond à différents décalages vers le rouge, nous pouvons effectuer une tomographie des structures de la matière noire. Euclide le fera en mesurant les distorsions de 1,5 milliard de galaxies de fond, s’étendant sur 10 milliards d’années-lumière de l’Univers, pour créer une vue en trois dimensions de la distribution de la matière noire de notre Univers.
Avec ces informations, les cosmologistes seront en mesure de déduire la manière dont la distribution à grande échelle des structures galactiques s’est construite tout au long de l’histoire cosmique. Cela les aidera à déterminer la vitesse à laquelle de telles structures se développent. En conséquence, il fournira de fortes contraintes sur la nature et la quantité de matière noire et d’énergie noire dans l’Univers, qui affectent toutes deux le taux de croissance.
1 :Science de mission
2 : Qu’est-ce que la matière noire ?
3 : Qu’est-ce que l’énergie noire ?
4: Qu’est-ce que la lentille gravitationnelle ?
5: Que sont les oscillations acoustiques baryoniques ?
6: La science héritée (au-delà de la cosmologie)