Lentille gravitationnelle (Gravitational lens)

Une lentille gravitationnelle fait référence à un corps céleste, tel qu'un amas de galaxies ou une particule ponctuelle, qui dévie la lumière provenant d'une source distante lorsqu'elle se propage vers un observateur. L'ampleur de la lentille gravitationnelle est quantifiée avec précision par la théorie de la relativité générale d'Albert Einstein. Alors que la physique newtonienne prédit également la déviation de la lumière si la lumière est conceptualisée comme des corpuscules se déplaçant à la vitesse de la lumière, sa courbure prédite n'est que la moitié de celle dérivée de la relativité générale.

Orest Khvolson (1924) et Frantisek Link (1936) sont généralement reconnus comme les premiers à publier des discussions sur ce phénomène, bien qu'il soit plus communément associé à Einstein, qui a effectué des calculs inédits sur le sujet en 1912 et a ensuite publié un article en 1936.

En 1937, Fritz Zwicky a émis l'hypothèse que les amas de galaxies pourraient fonctionner comme des lentilles gravitationnelles, une proposition validée empiriquement en 1979 grâce aux observations du Twin QSO SBS 0957+561.

Description

Contrairement à une lentille optique, une lentille gravitationnelle ponctuelle induit une déviation maximale de la lumière pour les rayons passant le plus près de son centre et une déviation minimale pour ceux qui s'en éloignent le plus. Par conséquent, une lentille gravitationnelle n’a pas de point focal singulier, mais possède plutôt une ligne focale. L'application du terme « lentille » à la déviation gravitationnelle de la lumière a été initialement faite par O. J. Lodge, qui a noté qu'il n'est « pas permis de dire que le champ gravitationnel solaire agit comme une lentille, car il n'a pas de distance focale ». Lorsque la source de lumière, l'objet à lentille massive et l'observateur sont parfaitement alignés, la source de lumière d'origine se manifeste comme un anneau entourant l'objet à lentille massive, à condition que la lentille présente une symétrie circulaire. Tout degré de désalignement entraîne la perception par l'observateur d'un segment d'arc.

Ce phénomène a été documenté pour la première fois en 1924 par le physicien de Saint-Pétersbourg Orest Khvolson, puis quantifié par Albert Einstein en 1936. Il est généralement référencé dans la littérature universitaire comme un anneau d'Einstein, principalement parce que Khvolson n'a pas étudié le flux ou le rayon de l'image de l'anneau résultante. Plus fréquemment, lorsque la masse de la lentille est complexe, comme un groupe ou un amas de galaxies, et n'induit pas de distorsion sphérique de l'espace-temps, la source apparaît sous forme d'arcs partiels dispersés autour de la lentille. Dans de tels cas, l'observateur peut discerner plusieurs images déformées de la même source, leur nombre et leur morphologie dépendant des positions relatives de la source, de la lentille et de l'observateur, ainsi que de la configuration du puits gravitationnel de l'objet lentille.

Les lentilles gravitationnelles sont classées en trois classes distinctes :

Lentille puissante

Cette catégorie implique des distorsions facilement observables, notamment la formation d'anneaux d'Einstein, d'arcs et d'images multiples. Malgré sa désignation de « fort », l'effet est généralement modeste ; même une galaxie dépassant 100 milliards de masses solaires produira plusieurs images séparées par seulement quelques secondes d’arc. Les amas de galaxies, cependant, peuvent générer des séparations s'étendant sur plusieurs minutes d'arc. Dans les deux scénarios, les galaxies et les sources sont considérablement éloignées, souvent à des centaines de mégaparsecs de la Voie lactée.

Lentille faible

Cette classe implique des distorsions significativement plus faibles des sources de fond, détectables uniquement par l'analyse statistique de nombreuses sources pour identifier des distorsions cohérentes de quelques pour cent seulement. Statistiquement, une lentille faible se manifeste par un étirement préférentiel des objets d'arrière-plan perpendiculairement à la direction vers le centre de la lentille. En mesurant les formes et les orientations d'une large population de galaxies lointaines, leurs orientations peuvent être moyennées pour quantifier le cisaillement du champ de lentille dans une région donnée. Cette mesure, à son tour, facilite la reconstruction de la distribution de masse dans la zone, permettant notamment la reconstruction de la distribution de matière noire de fond. Étant donné que les galaxies sont intrinsèquement elliptiques et que le faible signal de lentille gravitationnelle est subtil, ces études nécessitent l'inclusion d'un nombre exceptionnellement grand de galaxies. Les levés à faible lentille doivent méticuleusement atténuer plusieurs sources critiques d'erreur systématique, notamment les formes intrinsèques des galaxies, l'influence déformante de la fonction d'étalement des points d'une caméra sur la morphologie des galaxies et la distorsion de l'image causée par la vision atmosphérique ; ces facteurs doivent être parfaitement compris et pris en compte avec précision. Les résultats de ces enquêtes sont cruciaux pour l’estimation des paramètres cosmologiques, améliorant la compréhension et le raffinement du modèle Lambda-CDM et fournissant un contrôle de cohérence pour d’autres observations cosmologiques. En outre, ils pourraient constituer une contrainte future importante en matière d'énergie noire.

Microlentille

La microlentille se produit lorsque la forme d'un objet d'arrière-plan reste inchangée, mais que l'intensité de sa lumière émise varie dans le temps. En règle générale, l'objet lentille est constitué d'étoiles de la Voie lactée, la source de fond étant constituée d'étoiles d'une galaxie lointaine ou, alternativement, d'un quasar plus éloigné. Dans des circonstances extrêmes, une étoile située dans une galaxie lointaine peut fonctionner comme une microlentille, grossissant ainsi une autre étoile située considérablement plus loin. La première observation de ce phénomène impliquait l'étoile MACS J1149 Lensed Star 1, également connue sous le nom d'Icarus, dont l'augmentation du flux a été attribuée à l'effet microlentille.

Les lentilles gravitationnelles exercent une influence équivalente sur toutes les formes de rayonnement électromagnétique, s'étendant au-delà de la lumière visible pour inclure les rayonnements non électromagnétiques tels que les ondes gravitationnelles. Des recherches sur les effets de lentilles faibles sont actuellement en cours, à la fois pour le fond diffus cosmologique et pour diverses études de galaxies. De plus, des lentilles puissantes ont été détectées dans les spectres radio et rayons X. Lorsqu'un objectif puissant génère plusieurs images, un délai relatif se produit entre les trajets lumineux, ce qui signifie que l'objet lentille sera observé dans une image avant son apparition dans une autre.

Historique

En 1784, Henry Cavendish (dans un manuscrit non publié) et Johann Georg von Soldner en 1801 (avec publication en 1804) ont postulé indépendamment que la gravité newtonienne ferait dévier la lumière des étoiles autour d'objets massifs, un concept déjà envisagé par Isaac Newton en 1704 dans les Requêtes n°1 de son ouvrage, Opticks. Einstein, en 1911, a dérivé indépendamment la même valeur que celle de Soldner, en basant son calcul uniquement sur le principe d'équivalence. Néanmoins, lors du développement de la relativité générale en 1915, Einstein reconnut que son résultat de 1911, et par conséquent celui de Soldner, ne représentait que la moitié de la valeur exacte. En fin de compte, Einstein a été le premier à calculer avec précision la valeur précise de la déviation de la lumière.

La première confirmation empirique de la déviation de la lumière impliquait l'observation du changement apparent des positions des étoiles lorsque les étoiles traversaient des régions proches du Soleil sur la sphère céleste. Ces observations ont été réalisées le 29 mai 1919 par Arthur Eddington, Frank Watson Dyson et leur équipe de recherche lors d'une éclipse totale de Soleil. L'éclipse a fourni l'occasion unique d'observer des étoiles situées à proximité du Soleil. Des observations simultanées ont été réalisées à Sobral, Ceará, au Brésil, et à São Tomé et Príncipe, situés au large de la côte ouest de l'Afrique. Les résultats ont démontré de manière concluante que la lumière des étoiles passant près du Soleil subissait une légère courbure, ce qui faisait apparaître les étoiles légèrement déplacées par rapport à leur position réelle.

Ce résultat a été largement considéré comme une nouvelle révolutionnaire et a fait la une de nombreux journaux de premier plan. Cela a propulsé Einstein et sa théorie de la relativité générale vers une renommée mondiale. Interrogé par son assistant sur sa réaction potentielle si la relativité générale n'avait pas été corroborée par Eddington et Dyson en 1919, Einstein aurait déclaré : « Alors je me sentirais désolé pour le cher Seigneur. La théorie est correcte de toute façon. » Dès 1912, Einstein avait émis l’hypothèse qu’un observateur pouvait percevoir plusieurs images d’une source lumineuse unique si sa lumière était déviée par un objet massif. Ce phénomène ferait effectivement fonctionner la masse comme une sorte de lentille gravitationnelle. Cependant, sa réflexion s'est limitée à la déviation autour d'une seule étoile, ce qui l'a amené à conclure que l'observation d'un tel phénomène était improbable dans un avenir proche en raison de la probabilité extrêmement faible des alignements requis entre les étoiles et l'observateur. Alors que plusieurs autres physiciens ont également spéculé sur la lentille gravitationnelle, ils sont tous arrivés à la même conclusion concernant sa quasi-impossibilité d'observation.

Malgré les calculs non publiés d'Einstein sur le sujet, la discussion initiale publiée sur la lentille gravitationnelle a été présentée par Khvolson dans un article concis. Cet article décrivait « l'effet de halo » de la gravitation, qui se produit lorsque la source, la lentille et l'observateur atteignent un alignement presque parfait, une configuration maintenant connue sous le nom d'anneau d'Einstein.

En 1936, à l'instigation de Rudi W. Mandl, Einstein publia à contrecœur un bref article intitulé « Action semblable à une lentille d'une étoile par la déviation de la lumière dans le champ gravitationnel » dans la revue. Science.

En 1937, Fritz Zwicky fut le premier à proposer que les galaxies récemment identifiées (alors appelées « nébuleuses ») pourraient fonctionner à la fois comme des sources de lumière et des lentilles gravitationnelles. Il a en outre suggéré qu'en raison de leurs masses et dimensions substantielles, cet effet serait considérablement plus facile à observer.

En 1963, Yu. G. Klimov, S. Liebes et Sjur Refsdal ont identifié indépendamment les quasars comme sources de lumière optimales pour présenter l'effet de lentille gravitationnelle.

La première découverte de la lentille gravitationnelle a eu lieu en 1979. Apparaissant initialement sous la forme de deux objets quasistellaires identiques, elle a été désignée « Twin QSO » ; son nom officiel est SBS 0957+561. Dennis Walsh, Bob Carswell et Ray Weymann ont identifié cette lentille gravitationnelle à l'aide du télescope de 2,1 mètres de l'Observatoire national de Kitt Peak.

Au cours des années 1980, les astronomes ont reconnu que l'intégration d'imageurs CCD à des systèmes informatiques permettrait de mesurer nocturnement des millions de luminosités stellaires. Au sein de régions densément peuplées, comme le centre galactique ou les Nuages ​​de Magellan, de nombreux phénomènes de microlentilles pourraient potentiellement être détectés chaque année. Par conséquent, des initiatives telles que l'Optical Gravitational Lensing Experiment (OGLE) ont vu le jour, qui ont depuis catalogué des centaines de ces occurrences, notamment OGLE-2016-BLG-1190Lb et OGLE-2016-BLG-1195Lb.

approximation newtonienne

Isaac Newton s'est demandé si la lumière, conceptualisée sous forme de corpuscules, subirait une déviation gravitationnelle. La prédiction newtonienne de la déviation de la lumière quantifie la déviation qu'un corpuscule subirait sous l'influence gravitationnelle. Par conséquent, dans ce contexte, le terme « newtonien » se rapporte aux calculs ultérieurs plutôt que de refléter la conviction personnelle de Newton concernant leur validité ultime.

Considération d'une lentille gravitationnelle à masse ponctuelle avec masse ${\displaystyle M}$, un corpuscule de masse ${\displaystyle m}$ subit une force définie comme :

${\displaystyle {\vec {F}}=-{\frac {GMm}{r^{2}}}{\hat {r}},>$

Ici, ${\displaystyle r}$ désigne la distance de séparation entre la lentille et le corpuscule. En assimilant cette force à la deuxième loi de Newton, l'accélération subie par la lumière peut être déterminée :

${\displaystyle {\vec {a}}=-{\frac {GM}{r^{2}}}{\hat {r}}.}$

L'interaction entre la lumière et la lentille se produit à partir d'un instant initial t = §1011§ {\displaystyle t=0} jusqu'à ${\displaystyle t}$, ce qui entraîne un incrément de vitesse pour le corpuscule comme suit :

Δ<!-- Δ --> v →<!-- → --> = −<!-- − --> ∫<!-- ∫ --> §3031§ t d t ′ G M r ( t ′ ) §7172§ r ^ ( t ′ ) . {\displaystyle \Delta {\vec {v}}=-\int _{0}^{t}dt'\,{\frac {GM}{r(t')^{2}}}{\hat {r}}(t').}

En supposant que la lumière soit initialement suffisamment éloignée de la lentille pour ignorer les effets gravitationnels, la séparation perpendiculaire entre le trajet initial de la lumière et la lentille est définie comme b (le paramètre d'impact). La distance parallèle est indiquée par ${\displaystyle r_{\parallel }>$, menant à la relation r §3536§ = b §4546§ + r ∥ §6061§ {\displaystyle r^{2}=b^{2}+r_{\parallel }^{2}} . De plus, une vitesse constante de la lumière est posée le long de la direction parallèle, exprimée par ${\displaystyle dr_{\parallel }\approx c\,dt}$, ainsi que l'hypothèse selon laquelle la lumière ne subit qu'une déviation mineure. En remplaçant ces hypothèses dans l'équation susmentionnée et en effectuant une simplification ultérieure, l'augmentation de la vitesse dans la direction perpendiculaire peut être déterminée. Par conséquent, l'angle de déviation entre les trajectoires initiale et finale du corpuscule est calculé comme suit (Meneghetti, 2021) :

${\displaystyle \theta ={\frac {2GM}{c^{2}r}}.>$

Bien que ce résultat soit apparemment la moitié de la valeur prédite par la relativité générale, la physique classique postule que la vitesse de la lumière, ${\displaystyle c}$, dépend de l'observateur (Susskind & Friedman, 2018). Ce concept a ensuite été remplacé par le principe d'une vitesse universelle de la lumière, tel qu'établi dans la relativité restreinte.

Explication relative à la courbure de l'espace-temps

Dans le cadre de la relativité générale, les trajectoires de la lumière sont influencées par la courbure de l'espace-temps. Par conséquent, la lumière se courbe lorsqu’elle traverse le voisinage d’un objet massif. Ce phénomène provoque la déviation de la lumière provenant d'un objet distant vers un observateur, analogue à l'action d'une lentille optique conventionnelle. En relativité générale, le chemin spécifique de la lumière est déterminé par la géométrie spatiale, ou métrique. L'attraction gravitationnelle peut être conceptualisée soit comme le mouvement d'objets sans entrave dans une géométrie d'arrière-plan courbe, soit, alternativement, comme la réaction d'objets à une force dans un espace géométrique plat. L'angle de déviation résultant est

${\displaystyle \theta ={\frac {4GM}{c^{2}r}}}$

Cette déviation se produit vers la masse M, mesurée à une distance r du rayonnement incident. Dans cette équation, G représente la constante gravitationnelle universelle et c désigne la vitesse de la lumière dans le vide.

Étant donné que le rayon de Schwarzschild, noté ${\displaystyle r_{\text{s}}}$, est formellement défini par l'équation ${\displaystyle r_{\text{s}}=2Gm/c^{2}}$ et la vitesse d'échappement, représentée par ${\displaystyle v_{\text{e}}}$, est défini comme ${\textstyle v_{\text{e}}={\sqrt {2Gm/r}}=\beta _{\text{e}}c}$, l'angle de déviation peut également être exprimé sous une forme simplifiée comme :

${\displaystyle \theta =2{\frac {r_{\text{s}}}{r}}=2\left({\frac {v_{\text{e}}}{c}}\right)^{2}=2\beta _{\text{e}}^{2}.}$

Rechercher des lentilles gravitationnelles

Historiquement, les lentilles gravitationnelles étaient principalement identifiées grâce à des observations fortuites. Le Cosmic Lens All Sky Survey (CLASS), une enquête radiofréquence menée dans l’hémisphère nord à l’aide du Very Large Array (VLA) au Nouveau-Mexique, a marqué une avancée significative en identifiant 22 nouveaux systèmes de lentilles. Cette réalisation a élargi les possibilités de recherche, depuis la localisation de corps célestes exceptionnellement éloignés jusqu'à la détermination de paramètres cosmologiques, améliorant ainsi notre compréhension de l'univers.

Une enquête comparable dans l'hémisphère sud compléterait efficacement l'étude du nord et faciliterait des objectifs de recherche supplémentaires. Si une telle enquête utilise des instruments et des données méticuleusement calibrés et paramétrés, des résultats analogues à ceux de l’enquête nordique sont attendus. Les données de l’enquête Australia Telescope 20 GHz (AT20G), acquises à l’aide de l’Australia Telescope Compact Array (ATCA), représentent un ensemble de données approprié à cet effet. Étant donné que ces données ont été collectées avec une instrumentation cohérente et un contrôle de qualité rigoureux, des résultats favorables de cette recherche sont attendus. L'enquête AT20G fonctionne comme une enquête aveugle à une fréquence de 20 GHz dans le domaine radio du spectre électromagnétique. La fréquence élevée augmente la probabilité de détecter des lentilles gravitationnelles en raison d'une abondance relative plus élevée d'objets centraux compacts, tels que les quasars (Sadler et al. 2006). Cette caractéristique est cruciale car les phénomènes de lentilles sont plus facilement identifiables dans les objets plus simples que dans ceux dont la structure est plus complexe. La méthodologie de recherche implique des techniques interférométriques pour identifier les candidats, suivies d'observations à plus haute résolution pour une identification définitive. Des détails complets de ce projet sont actuellement en cours de préparation pour publication.

Les études astronomiques récemment lancées et à venir devraient augmenter considérablement le nombre de lentilles gravitationnelles confirmées. Le télescope spatial Euclid de l'Agence spatiale européenne (ESA), lancé en 2023, a déjà identifié environ 500 candidats à lentille forte dans les 0,45 % initiaux de sa zone d'étude, avec un total prévu de 100 000 candidats au cours de sa période opérationnelle de 6 ans. L'Observatoire Vera C. Rubin (LSST) a commencé l'acquisition de données en 2025 à Cerro Pachón, au Chili, et devrait découvrir entre 62 000 et 120 000 lentilles à l'échelle galactique au cours de son enquête de 10 ans. De plus, le télescope spatial romain Nancy Grace, dont le lancement est prévu en 2026/2027, est sur le point de découvrir environ 160 000 lentilles gravitationnelles puissantes via son projet d'enquête sur une zone étendue à haute latitude (HLWAS).

Des techniques de microlentille ont été utilisées dans la recherche d'exoplanètes. Un examen statistique des événements de microlentilles observés entre 2002 et 2007 a indiqué que la majorité des étoiles de la Voie lactée hébergent au moins une planète en orbite dans une plage de 0,5 à 10 UA.

En 2009, la lentille gravitationnelle faible a été utilisée pour élargir l'applicabilité de la relation masse-rayons X-luminosité pour englober des structures plus anciennes et plus petites, améliorant ainsi la précision des mesures pour les zones lointaines. galaxies.

En 2013, J1000+0221 a été identifiée comme la galaxie à lentilles gravitationnelles la plus éloignée, une découverte faite à l'aide du télescope spatial Hubble de la NASA. Alors que J1000+0221 conserve son statut de galaxie à lentilles à quatre images la plus éloignée connue, une équipe internationale d'astronomes a par la suite identifié une galaxie à lentilles à deux images encore plus éloignée. Cette découverte, impliquant une combinaison d'imagerie et de spectroscopie du télescope spatial Hubble et du télescope Keck, concernait la lentille IRC 0218, dont l'analyse a été publiée dans Astrophysical Journal Letters le 23 juin 2014.

En 2023, les observations de l'instrument NIRCam du télescope spatial James Webb (JWST), dans le cadre de l'enquête COSMOS-Web, ont révélé une galaxie massive présentant une Anneau d'Einstein à un redshift de z = 2. Cet objet, désigné JWST-ER1, est situé à environ 17 milliards d'années-lumière, ce qui en fait la galaxie à lentille la plus éloignée identifiée à ce jour. La galaxie compacte, massive et calme du premier plan (JWST-ER1g), positionnée à z_phot ~ 1,94, lentille gravitationnellement une galaxie d'arrière-plan plus éloignée (JWST-ER1r) à z_phot ~ 2,98, formant ainsi l'anneau d'Einstein distinct et lumineux. JWST-ER1 surpasse les lentilles mentionnées précédemment, J1000+0221 et IRC 0218, en distance, et sa découverte, associée à sa densité exceptionnellement élevée, a des implications significatives pour la compréhension des halos de matière noire.

Une étude publiée le 30 septembre 2013 dans l'édition en ligne de Physical Review Letters, menée par l'Université McGill à Montréal, Québec, Canada, a rapporté la détection de modes B. Ces modes B, qui résultent de l'effet de lentille gravitationnelle, ont été identifiés à l'aide du télescope du pôle Sud de la National Science Foundation en collaboration avec l'observatoire spatial Herschel. Cette découverte importante devrait faciliter la validation empirique des théories concernant la genèse de l'univers.

La lentille gravitationnelle solaire

En 1936, Albert Einstein a émis l'hypothèse que les rayons lumineux provenant de la même direction, effleurant la périphérie du Soleil, convergeraient vers un point focal situé à environ 542 unités astronomiques (UA) du Soleil. Par conséquent, un vaisseau spatial positionné à cette distance ou au-delà pourrait exploiter le Soleil comme lentille gravitationnelle pour agrandir les corps célestes éloignés situés du côté opposé du Soleil. La position de la sonde pourrait être ajustée pour cibler divers objets par rapport au Soleil.

Cette distance spécifique dépasse largement les avancées technologiques actuelles et les capacités instrumentales des sondes spatiales existantes, y compris Voyager 1, et se situe au-delà des orbites de toutes les planètes connues et planètes naines, bien que 90377 Sedna finira par s'éloigner davantage sur sa trajectoire hautement elliptique au fil des millénaires. Compte tenu du potentiel substantiel d'amplification du signal à travers cette lentille, en particulier pour les micro-ondes au niveau de la raie de l'hydrogène de 21 cm, Frank Drake a proposé au début de SETI qu'une sonde pourrait être envoyée dans cette plage. Une mission polyvalente, initialement nommée SETISAIL puis FOCAL, a été proposée à l'Agence spatiale européenne (ESA) en 1993, même si sa mise en œuvre s'annonce difficile. Si une sonde traversait au-delà de 542 UA, les capacités de grossissement de la lentille persisteraient à de plus grandes distances, car les rayons lumineux se concentrant plus loin contourneraient les effets de distorsion de la couronne solaire. Landis a fourni une évaluation critique de ce concept, soulignant des problèmes tels que l'interférence de la couronne solaire, le grossissement extrême des cibles compliquant la conception du plan focal et une aberration sphérique inhérente à la lentille.

En 2020, le physicien de la NASA Slava Turyshev a présenté un concept de mission de lentille gravitationnelle solaire axée sur l'imagerie multipixel directe et la spectroscopie d'une exoplanète. Cette mission proposée suggère que la lentille gravitationnelle solaire pourrait permettre la reconstruction de l'image d'une exoplanète avec une résolution de surface approximative de 25 kilomètres, suffisante pour discerner les caractéristiques de la surface et les indicateurs potentiels d'habitabilité.

Mesure de faible lentille

Kaiser, Squires et Broadhurst (1995), ainsi que Luppino & Kaiser (1997) et Hoekstra et al. (1998) ont développé une méthodologie pour inverser les effets de maculage et de cisaillement de la fonction d'étalement des points (PSF), produisant ainsi un estimateur de cisaillement exempt de distorsions systématiques de la PSF. Cette technique, connue sous le nom de KSB+, représente l'approche prédominante pour mesurer le cisaillement dans les analyses de lentilles faibles.

Les galaxies présentent des rotations et des inclinaisons stochastiques, ce qui nécessite la détermination des effets de cisaillement de lentilles faibles à travers des orientations statistiquement favorisées. La principale source d'erreur dans les mesures de lentille provient de la convolution de la fonction d'étalement de points (PSF) avec l'image lentille. La méthode KSB quantifie l'ellipticité de l'image d'une galaxie, le cisaillement étant directement proportionnel à cette ellipticité. Les objets dans les images lentilles sont caractérisés par leurs moments quadripolaires pondérés. Dans le cas d'une ellipse idéale, ces moments quadripolaires pondérés sont en corrélation avec l'ellipticité pondérée. La méthodologie KSB établit la relation entre une mesure d'ellipticité pondérée et le cisaillement, en utilisant ce formalisme pour atténuer les effets induits par le PSF.

La méthode KSB offre des avantages significatifs, principalement sa maniabilité mathématique et sa facilité comparative de mise en œuvre. Néanmoins, KSB s’appuie sur le principe fondamental selon lequel la fonction d’étalement des points (PSF) est circulaire, bien qu’avec une distorsion anisotrope. Bien que cette hypothèse soit généralement acceptable pour les études actuelles de cisaillement cosmique, les prochaines générations d'enquêtes, telles que le Large Synoptic Survey Telescope (LSST), pourraient exiger un niveau de précision dépassant les capacités de KSB.

Galerie d'images

Lentille atmosphérique terrestre – Un concept impliquant l'utilisation de l'atmosphère terrestre comme lentille substantielle.

• Lentille atmosphérique terrestre – Concept d'utilisation de l'atmosphère terrestre comme une grande lentille
• Lentille galactique – Concernant les caractéristiques structurelles des galaxies.
• Formalisme des lentilles gravitationnelles – Un cadre théorique en physique.
• Forte lentille gravitationnelle – déviation gravitationnelle significative de la lumière, illustrée par la
  • Croix d'Einstein, une image à lentille gravitationnelle d'un quasar.
  • Anneau d'Einstein – Phénomène caractéristique observé lorsque la lumière subit une lentille gravitationnelle par un corps céleste.
• Lentille gravitationnelle faible – La subtile déviation gravitationnelle de la lumière.
• Microlentille gravitationnelle – Phénomène astronomique résultant de l'effet de lentille gravitationnelle.
• SN Refsdal : une supernova à lentille gravitationnelle.
• Euclide (vaisseau spatial) : observatoire spatial européen opérant dans le spectre visible et proche infrarouge.

Remarques

"Astrophysiciens accidentels."Actualités scientifiques, 13 juin 2008.

• "Astrophysiciens accidentels" Archivé 16/02/2012 à la Wayback Machine . Actualités scientifiques, 13 juin 2008.
• "XFGLenses" : programme informatique conçu pour visualiser les lentilles gravitationnelles, par Francisco Frutos-Alfaro.
• "G-LenS" : simulation de lentille gravitationnelle à masse ponctuelle, par Mark Boughen.
• Newbury, Pete. «Lentille gravitationnelle». Institut de mathématiques appliquées, Université de la Colombie-Britannique.
• Cohen, N. Lentille de la gravité : vues de la nouvelle cosmologie. Wiley et fils, 1988.
• Q0957+561 : « Lentille gravitationnelle ». Harvard.
• Ponts, Andrew. "Découverte de l'objet connu le plus éloigné de l'univers." Associated Press, 15 février 2004. (Cet article détaille la découverte de la galaxie la plus éloignée grâce à la lentille gravitationnelle, en utilisant Abell 2218 et le télescope spatial Hubble.)
• Analyser les entreprises et le cosmos : un parcours professionnel non conventionnel dans la recherche sur les lentilles gravitationnelles.
• "Images HST de lentilles gravitationnelles fortes." Centre Harvard-Smithsonian d'astrophysique.
• "Un événement planétaire de microlentille" et "Une planète de masse jovienne dans l'événement de microlentille OGLE-2005-BLG-071", documentant les détections initiales d'exoplanètes via microlentille.
• Page d'accueil de la CLASSE NRAO
• L'enquête AT20G.
• "Une limite de diffraction sur l'effet de lentille gravitationnelle." Bontz, R. J. et Haugan, M. P. Astrophysique et sciences spatiales, vol. 78, non. 1, pp. 199-210, août 1981.

Blandford & Narayan ; Narayan, R (1992). "Applications cosmologiques de la lentille gravitationnelle." Revue annuelle d'astronomie et d'astrophysique. 30 (1) : 311-358. Bibcode:1992ARA&A..30..311B. est ce que je:10.1146/annurev.aa.30.090192.001523.

• Blandford & Narayan ; Narayan, R (1992). "Applications cosmologiques de la lentille gravitationnelle". Revue annuelle de l'astronomie et de l'astrophysique. 30 (1) : 311–358. Bibcode:1992ARA&A..30..311B. est ce que je:10.1146/annurev.aa.30.090192.001523.Bartelmann, Matthias ; Schneider, Peter (2000-08-17). Weak Gravitational Lensing (PDF) (Rapport). Archivé de l'original (PDF) du 2007-02-26.Khavinson, Dmitry ; Neumann, Genève (juin-juillet 2008). « Du théorème fondamental de l'algèbre à l'astrophysique : un chemin « harmonieux » » (PDF). Avis de l'AMS. 55 (6) : 666–675. Archivé (PDF) de l'original le 07/09/2008.Petters, Arlie O. ; Levine, Harold ; Wambsganss, Joachim (2001). Théorie de la singularité et lentilles gravitationnelles. Progrès en physique mathématique. Vol. 21. Birkhäuser.Evalyn Gates – Vidéo : Le télescope d'Einstein : La recherche de la matière noire et de l'énergie noire dans l'univers, une présentation donnée à Portland, Oregon, le 19 avril 2009, dans le cadre de la tournée du livre de l'auteur.
  • Evalyn Gates – Vidéo : Le télescope d'Einstein : La recherche de la matière noire et de l'énergie noire dans l'univers Archivé 02/09/2018 à la Wayback Machine, présentation à Portland, Oregon, le 19 avril 2009, issue de la tournée du livre de l'auteur.
  • Fraser Cain et Dr Pamela Gay. «Astronomie Cast: lentille gravitationnelle». Mai 2007, audio.

  Chwolson, O. (1924). "Sur une forme possible d'étoiles doubles fictives." Astronomische Nachrichten (en allemand). 221 (20) : 329-330. Code bibliographique :1924AN....221..329C. est ce que je:10.1002/asna.19242212003.

  • Chwolson, O. (1924). "Über eine mögliche Form fiktiver Doppelsterne". Astronomische Nachrichten (en allemand). 221 (20) : 329–330. Code bibliographique :1924AN....221..329C. est ce que je:10.1002/asna.19242212003.Einstein, Albert (1936). "Action semblable à une lentille d'une étoile par la déviation de la lumière dans le champ gravitationnel." Science. 84 (2188): 506–507. Bibcode:1936Sci....84..506E. est ce que je:10.1126/science.84.2188.506. JSTOR 1663250. PMID 17769014. S2CID 38450435.Renn, Jürgen; Sauer, Tilman ; Stachel, John (1997). "L'origine de la lentille gravitationnelle : un post-scriptum à l'article scientifique d'Einstein de 1936." Sciences. 275 (5 297) : 184–186. Code bibliographique :1997Sci...275..184R. est ce que je:10.1126/science.275.5297.184. PMID 8985006. S2CID 43449111.Source : Archives de l'Académie TORIma