Lentille gravitationnelle : comment l’amas MACS J0454 démultiplie des galaxies lointaines

Sur une même photographie, une galaxie lointaine apparaît à plusieurs endroits à la fois, et de petites galaxies rougeâtres s’étirent en arcs autour d’un amas aux tons dorés. Ce n’est pas un défaut d’optique : la masse de l’amas dévie la lumière venue de plus loin et la fait arriver par plusieurs chemins. L’image, prise par la caméra NIRCam du télescope spatial James Webb, a été publiée le 29 septembre 2026 par l’ESA dans sa série d’images mensuelles de Webb ; elle montre l’amas MACS J0454.1-0300, dans la constellation d’Orion.

Des arcs rougeâtres autour d’un amas doré : la scène publiée le 29 septembre

L’image superpose deux populations de galaxies qui n’ont rien à voir l’une avec l’autre. Les galaxies aux tons dorés, groupées au centre, sont les membres de l’amas MACS J0454.1-0300 : elles sont vues telles qu’elles étaient quand l’Univers avait environ 8 milliards d’années, selon la légende publiée par l’ESA/Webb le 29 septembre 2026. Les galaxies orange, concentrées d’un côté du champ, n’appartiennent pas à l’amas. Elles sont beaucoup plus lointaines : elles appartiennent à l’arrière-plan, dont la lumière doit passer près de l’amas pour parvenir au télescope. Être voisines sur la photo ne dit rien de la distance.

Le reste du cadre porte la même signature à plus petite échelle. Jusqu’aux bords de l’image, de petites galaxies rougeâtres d’arrière-plan apparaissent déformées en minuscules arcs par la gravité de l’amas. Ces arcs ne sont pas la forme réelle de ces galaxies. Ils sont le dessin que la masse de l’amas imprime à leur lumière, et ce dessin obéit à une mécanique précise.

Les données viennent de la caméra infrarouge NIRCam du télescope spatial James Webb, avec des filtres qui s’étendent de 0,9 à 4,44 micromètres. Le champ couvert mesure 2,22 sur 2,15 minutes d’arc, soit environ 133 sur 129 secondes d’arc : une fenêtre de ciel minuscule, dont la seconde d’arc sert d’unité de compte à tout ce qui suit. Le crédit de l’image associe l’ESA, la NASA, l’Agence spatiale canadienne (CSA) et deux chercheurs, L. Furtak et S. Fujimoto, responsables des deux programmes d’observation dont elle est tirée.

La gravité dévie la lumière : du Soleil de 1919 aux amas de galaxies

L’idée qu’une masse puisse dévier la lumière n’est pas née avec la relativité générale. Le calcul newtonien prévoit déjà qu’un rayon rasant le bord du Soleil soit dévié d’environ 0,875 seconde d’arc. La relativité générale prédit le double, environ 1,75 seconde d’arc, rappelle la revue de Zitrin consacrée aux lentilles fortes observées par Webb (arXiv, version du 1ᵉʳ septembre 2026). La différence ne porte donc pas sur l’existence de l’effet, mais sur sa valeur. C’est cet écart d’un facteur deux que l’éclipse totale du 29 mai 1919 a servi à départager, avec deux expéditions postées à Principe et à Sobral.

Dans le cadre relativiste, la masse courbe l’espace-temps et la lumière suit cette courbure, comme le décrit la page de la NASA consacrée aux lentilles gravitationnelles. Deux paramètres gouvernent l’angle de déviation : il croît avec la masse de l’objet et décroît avec la distance à laquelle le rayon passe. Pour le Soleil, le résultat tient en 1,75 seconde d’arc, soit environ un 2 000ᵉ de degré.

Un amas de galaxies change d’échelle sur la masse : elle est de l’ordre de cent mille milliards de masses solaires. La lumière qui le traverse est déviée assez fortement pour que, selon la revue de Zitrin, les images d’une même source soient séparées de quelques dizaines de secondes d’arc. Les deux chiffres ne désignent pas la même grandeur : pour le Soleil, l’angle dont un rayon est dévié ; pour l’amas, l’écart entre deux images d’une même galaxie. Ils suffisent pourtant à mesurer le changement d’échelle. La masse est multipliée par cent mille milliards, l’échelle angulaire par quelques dizaines seulement. L’autre paramètre compense : la lumière passe à des distances de l’amas sans commune mesure avec le rayon du Soleil, et l’angle décroît avec cette distance.

Pour MACS J0454.1-0300, l’ordre de grandeur est chiffré. Une analyse de douze amas déposée sur arXiv en février 2010 et publiée en 2011 dans les Monthly Notices of the Royal Astronomical Society situe cet amas, aussi catalogué MS 0451.6-0305, à un décalage vers le rouge z = 0,538. Elle lui attribue un rayon d’Einstein effectif, c’est-à-dire la taille angulaire de la région centrale où la lentille devient assez forte pour produire des images multiples, de 19 ± 2 secondes d’arc pour une source située à z = 2,9, contre 13 ± 2 secondes d’arc pour une source à z ≈ 2. Le rayon dépend aussi de la distance de la source. Dans cet échantillon de douze amas, MACS J0454 figure parmi les plus petites lentilles.

Une loupe qui étire au lieu d’éclairer

Le mot grossissement invite à une confusion : on imagine un objet rendu plus brillant. La lentille gravitationnelle ne fait rien de tel. Elle conserve la brillance de surface, explique la revue de Zitrin : chaque petite portion de l’image a le même éclat par unité de surface que la portion de source qu’elle représente. Aucune lumière n’est ajoutée. Ce qui change, c’est la correspondance entre le ciel et le détecteur : une zone plus petite de la galaxie lointaine se trouve étalée sur un champ donné du télescope.

D’où la définition rigoureuse : le grossissement est le rapport entre la surface de l’image et celle de la source. Une galaxie grossie dix fois n’est pas dix fois plus lumineuse par pixel ; elle couvre dix fois plus de pixels, et le télescope en recueille donc dix fois plus de lumière au total. C’est ce surplus de surface, et non un éclairage, qui rend observables des objets autrement hors de portée : des galaxies, des amas d’étoiles et même des étoiles isolées trop lointaines pour être vues autrement.

L’étirement n’est presque jamais le même dans toutes les directions. Autour du centre de masse de l’amas, la lumière est surtout étalée dans le sens tangentiel, le long d’un cercle centré sur l’amas, beaucoup moins dans le sens radial. Une galaxie compacte devient alors un arc. Les petites galaxies rougeâtres déformées jusqu’aux bords du cadre en sont la version discrète ; les images multiples, plus près du cœur, la version prononcée, chacune grossie d’un facteur qui va typiquement de quelques unités à quelques dizaines. L’image de la loupe situe l’effet. Elle n’explique ni l’arc ni l’éclat inchangé de chaque portion de l’image.

Quatre images d’une seule galaxie : la géométrie des chemins multiples

Une image multiple n’est pas un reflet parasite. Entre une galaxie lointaine et le télescope, la masse de l’amas offre plusieurs trajets : la lumière peut contourner la concentration de masse par un côté ou par un autre, et plusieurs de ces chemins convergent vers l’observateur. Chacun produit une image de la même source. Comme ces trajets diffèrent, les images n’arrivent pas en même temps ; une prépublication consacrée à l’amas RXJ0437.1+0043 mesure justement ces délais entre images. Certaines images sont en outre inversées en miroir par rapport aux autres, et chacune a son propre grossissement.

La revue de Zitrin donne la règle géométrique. Aux courbes critiques, tracées dans le plan de l’image, correspondent dans le plan de la source des lignes appelées caustiques. Selon la position de la galaxie lointaine par rapport à ces caustiques, elle est imagée une, trois ou cinq fois ; posée sur une caustique, elle est très fortement amplifiée. Ce décompte porte sur les images que la géométrie forme. Celui de l’ESA, quatre images ou plus, porte sur celles que l’on voit et repère sur la photographie. Tout dépend d’un alignement.

L’ESA souligne, dans sa légende, que voir quatre images ou plus d’une même galaxie est rare : il faut que la position de l’objet d’arrière-plan et la forme de la masse d’avant-plan s’accordent avec précision, ce qui ne se produit, selon l’agence, que dans 10 à 20 % des amas. Dans MACS J0454, elle indique avoir repéré cette configuration deux fois, « marquant la première fois que ce phénomène est observé plus d’une fois dans le même amas de galaxies ». Cette primauté est celle que revendique l’agence. Une prépublication de Cerny et de ses collègues, déposée le 15 septembre 2026 et non relue par les pairs, décrit au moins trois configurations dites en ombilic hyperbolique, à trois décalages vers le rouge différents, dans un autre amas, RXJ0437.1+0043. L’ESA ne nomme pas sa configuration et ne renvoie à aucun article : rien n’établit que les deux textes parlent du même type d’alignement, et la question reste ouverte.

Le rapprochement entre la catégorie décrite par l’ESA et cette famille d’ombilics hyperboliques est donc éditorial, mais il éclaire d’où vient la rareté. Ces configurations exotiques produisent, au cœur de l’amas, des images amplifiées plus de cent fois. Pendant plus de dix ans, l’amas Abell 1703 en a fourni le seul exemple connu ; les observations de Webb ont porté le total à plus de 25, selon la prépublication de Cerny. Une modélisation de 74 amas par Basto et ses collègues, prépublication du 30 juin 2026, estime qu’il faut observer environ 19 amas pour avoir environ 90 % de chances d’en détecter au moins une. Ramené à un amas pris isolément, cela fait un peu plus d’une chance sur dix : un ordre de grandeur compatible avec les 10 à 20 % avancés par l’ESA, qui ne cite pour sa part aucune source.

Le facteur 300 porte sur des nœuds de cinq années-lumière

Le chiffre le plus élevé de la légende de l’ESA s’attache à un objet précis. Dans les zones amplifiées, l’agence signale des nœuds brillants qui correspondent à des régions de seulement 5 années-lumière ; ces petits amas d’étoiles apparaissent grossis plus de 300 fois dans certains cas. Le facteur 300 ne s’applique donc ni à l’image entière ni aux galaxies entières. Il porte sur des grains de quelques années-lumière.

La géométrie des caustiques explique cette répartition. L’amplification grimpe au voisinage immédiat des courbes critiques, sur une bande étroite. Une région de 5 années-lumière peut tenir dans cette bande ; une galaxie entière la déborde, et l’essentiel de sa surface reçoit un grossissement de l’ordre de celui d’une image multiple typique, quelques unités à quelques dizaines. Entre ces valeurs et le facteur 300, l’écart va d’un à deux ordres de grandeur.

Ce chiffre a aussi un statut à préciser. Un grossissement ne se lit pas directement sur l’image : il se calcule à partir d’un modèle de la distribution de masse de l’amas. Or les grossissements extrêmes, situés au plus près des courbes critiques, sont aussi les plus sensibles aux incertitudes de ce modèle et à la matière non modélisée sur la ligne de visée. Les fourchettes publiées sur RXJ0437 en donnent la mesure : la prépublication de Cerny estime le grossissement d’une source entre environ 27 et 210, celui d’une autre entre environ 80 et 440, des intervalles dont les bornes diffèrent d’un facteur 5 à 8. Le facteur 300 de MACS J0454 est une estimation de modèle. La légende ne l’assortit d’aucune marge.

Trois époques empilées sur une même photo

Une photographie du ciel profond montre chaque objet au moment où sa lumière est partie. Sur l’image de MACS J0454, trois moments se superposent. L’amas lui-même est vu quand l’Univers avait environ 8 milliards d’années. Le groupe de galaxies imagé plusieurs fois est vu 2 milliards d’années après le Big Bang ; il semble en cours de fusion, avec une forte flambée de formation d’étoiles. La galaxie isolée, elle aussi démultipliée, est vue 800 millions d’années après le Big Bang. Environ 7 milliards d’années séparent la plus ancienne et la plus récente de ces émissions.

Les couleurs codent en partie cette profondeur. Les galaxies dorées sont celles de l’amas ; les galaxies orange et rouges sont plus lointaines, leur lumière ayant été davantage étirée vers l’infrarouge par l’expansion de l’Univers. Lire l’image de ces galaxies revient donc à lire une coupe dans le temps.

Ces positions s’expriment en âge plutôt qu’en distance pour une raison de fond. Dans un Univers observable en expansion, l’espace s’est dilaté pendant le trajet de la lumière, et plusieurs définitions de la distance coexistent sans donner le même nombre. L’ESA retient l’âge de l’Univers au moment de l’émission ; l’analyse de 2011 donne le décalage vers le rouge, z = 0,538 pour l’amas. Le chiffre de cinq milliards d’années-lumière, qui accompagne certaines reprises de l’image, ne figure pas dans la légende de l’agence : c’est au mieux un ordre de grandeur, dont la valeur dépend de la définition choisie. L’âge, lui, ne dépend d’aucune convention de distance.

Hubble 2014, Webb 2026 : des centaines de galaxies sorties de l’infrarouge

Le même amas avait été photographié par le télescope Hubble en 2014, avec sa caméra ACS, à 555 et 814 nanomètres ; l’image de la semaine de l’ESA/Hubble du 24 mars 2014 en garde la trace. Placées côte à côte, les deux images ne montrent pas le même nombre d’objets : celle de Webb révèle des centaines de galaxies absentes de celle de 2014, indique l’ESA.

Ces galaxies n’ont pas surgi en douze ans. Elles étaient déjà là, et elles émettaient déjà. Le mécanisme tient à l’expansion : plus une galaxie est lointaine, plus sa lumière a été étirée vers les grandes longueurs d’onde pendant le trajet, et c’est cet étirement que mesure le décalage vers le rouge. Pour les galaxies révélées par Webb, cette lumière, beaucoup plus rouge, arrive dans des longueurs d’onde que l’image de 2014 ne captait pas ou trop faiblement. NIRCam observe de 0,9 à 4,44 micromètres ; sa borne haute vaut plus de cinq fois les 814 nanomètres du filtre le plus rouge utilisé par Hubble en 2014.

La différence entre les deux images tient donc à la fenêtre de longueurs d’onde, pas à une défaillance de l’image de 2014, qui remplissait ce que ses filtres permettaient. Le ciel n’a pas changé. La fenêtre, si.

Peser l’amas grâce à ses mirages

Une lentille sert aussi de balance. La déviation dépend de la masse totale traversée, qu’elle émette de la lumière ou non. En cartographiant les distorsions de la lumière d’arrière-plan, les astronomes localisent ainsi la matière noire dans les galaxies et entre elles, selon la page de la NASA : c’est la logique qui permet de voir un objet invisible par son effet gravitationnel. La méthode, décrite dans la revue de Zitrin, consiste à chercher la distribution de masse qui reproduit au mieux les positions observées des images multiples. Chaque image repérée ajoute une contrainte.

La précision typique de ces modèles est de quelques dixièmes de seconde d’arc sur la position des images. Les écarts résiduels viennent notamment de matière située sur la ligne de visée, que le modèle ne prend pas en compte. C’est cette marge qui pèse le plus sur les grossissements extrêmes, au plus près des courbes critiques.

Pour MACS J0454, deux chiffres de masse sont disponibles, et ils ne mesurent pas la même chose. L’analyse publiée en 2011 donne 0,82 × 10¹⁴ masses solaires, soit 82 000 milliards, à l’intérieur du rayon d’Einstein de 19 secondes d’arc, pour une source à z = 2,9 ; pour une source à z ≈ 2, le rayon tombe à 13 secondes d’arc et la masse enclose à 0,41 × 10¹⁴. L’ESA/Hubble estimait de son côté, en 2014, la masse de l’amas à environ 180 000 milliards de fois celle du Soleil. Le second chiffre ne corrige pas le premier : l’un porte sur la région centrale délimitée par le rayon d’Einstein, l’autre sur l’amas, avec des méthodes et à des dates différentes. Les deux coexistent.

Pour les observations Webb elles-mêmes, la légende de l’ESA ne renvoie à aucun article scientifique. Les grossissements annoncés pour MACS J0454, dont le facteur 300, ne peuvent donc pas être rapportés à un modèle de masse publié et détaillé, ni à la marge d’incertitude qu’un tel modèle fournirait.

Des étoiles isolées au premier milliard d’années, prochaine cible des observations

L’image est un état des lieux pour deux programmes d’observation. Le programme #5058, dirigé par L. Furtak, cherche des étoiles isolées amplifiées par des lentilles dans le premier milliard d’années de l’Univers. Dans le champ de MACS J0454, il doit surveiller une galaxie amplifiée pour y détecter des étoiles individuelles très grossies. L’amplification d’une étoile isolée n’est pas constante : saisir ses sursauts suppose de revenir sur le même champ à plusieurs dates. La légende de l’ESA ne précise ni quelle galaxie est visée ni le calendrier de ce suivi.

Le programme #6882, dirigé par S. Fujimoto, observe un large échantillon d’amas à de nombreuses longueurs d’onde pour étudier le début de la formation d’étoiles. Les deux démarches utilisent l’amas comme un instrument : la galaxie vue 800 millions d’années après le Big Bang et le groupe en fusion vu 2 milliards d’années après n’apparaissent avec ce détail que grâce au grossissement fourni par MACS J0454. Le télescope regarde à travers l’amas.

Seconde d’arc, grossissement, âge : les grandeurs de l’image en un tableau

De l’éclipse de 1919 aux nœuds stellaires de MACS J0454, les ordres de grandeur s’échelonnent sur plusieurs niveaux, chacun attaché à un objet précis.

Deux pièces manquent encore. La première est un modèle de masse publié pour les observations Webb de MACS J0454 : sans lui, le facteur 300 reste une estimation sans marge. La seconde est l’étoile isolée du premier milliard d’années que le programme #5058 cherche à saisir au moment de son amplification.

FAQ — lentille gravitationnelle et amas MACS J0454

Qu’est-ce qu’une lentille gravitationnelle ?

C’est la déviation de la lumière d’un objet lointain par la masse d’un objet situé devant lui, comme un amas de galaxies. La masse courbe l’espace-temps et la lumière suit cette courbure ; l’angle de déviation croît avec la masse et décroît avec la distance de passage. Un rayon rasant le Soleil est dévié de 1,75 seconde d’arc ; un amas sépare les images d’une même galaxie de quelques dizaines de secondes d’arc.

Une lentille gravitationnelle rend-elle les galaxies plus brillantes ?

Elle n’ajoute aucune lumière. Elle conserve la brillance de surface : chaque portion de l’image a le même éclat par unité de surface que la source. Elle étale en revanche une petite zone de la galaxie lointaine sur une plus grande partie du détecteur. Le grossissement est le rapport entre la surface de l’image et celle de la source, et c’est ce supplément de surface qui augmente la lumière recueillie au total.

Pourquoi une même galaxie apparaît-elle plusieurs fois sur l’image Webb ?

Parce que la lumière dispose de plusieurs chemins pour contourner la masse de l’amas et converger vers le télescope. Chaque chemin produit une image. Selon la position de la galaxie par rapport aux lignes appelées caustiques, elle peut être imagée une, trois ou cinq fois. Ces images n’arrivent pas au même moment ; certaines sont inversées en miroir, et chacune a son propre grossissement.

À quoi correspond le grossissement de plus de 300 fois annoncé par l’ESA ?

Il concerne des nœuds brillants d’environ 5 années-lumière, de petits amas d’étoiles situés dans les zones les plus amplifiées, et seulement dans certains cas, selon la légende de l’ESA/Webb du 29 septembre 2026. Une image multiple typique d’un amas est grossie de quelques unités à quelques dizaines. Le facteur 300 est une estimation issue d’un modèle de masse, sensible à ses incertitudes, et non une mesure directe.

MACS J0454 est-il le premier amas où une configuration rare est vue deux fois ?

C’est ce qu’affirme l’ESA, qui dit avoir repéré deux fois dans cet amas une configuration à quatre images ou plus. Une prépublication du 15 septembre 2026, non relue par les pairs, décrit au moins trois configurations dites en ombilic hyperbolique dans l’amas RXJ0437.1+0043. L’ESA ne nomme pas sa configuration et ne cite aucun article : rien n’établit qu’il s’agit du même type d’alignement, et la primauté reste une revendication de l’agence.

Pourquoi Webb voit-il des galaxies que Hubble ne montrait pas en 2014 ?

Ces galaxies étaient déjà là en 2014. L’expansion de l’Univers a étiré leur lumière vers l’infrarouge, d’autant plus qu’elles sont lointaines. Hubble avait photographié l’amas à 555 et 814 nanomètres ; NIRCam observe de 0,9 à 4,44 micromètres. L’écart entre les deux images tient à la fenêtre de longueurs d’onde observée, pas à un défaut de l’image de 2014.

Comment une lentille permet-elle de peser un amas et sa matière noire ?

La déviation dépend de toute la masse traversée, matière noire comprise. Les astronomes cherchent la distribution de masse qui reproduit au mieux les positions des images multiples ; la précision typique est de quelques dixièmes de seconde d’arc. Pour MACS J0454, une analyse publiée en 2011 donne 82 000 milliards de masses solaires à l’intérieur du rayon d’Einstein, quand l’ESA/Hubble estimait en 2014 la masse de l’amas à environ 180 000 milliards de masses solaires : les deux chiffres ne portent pas sur la même région.