Comment fonctionne DESI

L’idée en un cycle

Tout ce que fait DESI répète une boucle :

choisir 5 000 galaxies → recueillir séparément la lumière de chacune → diviser cette lumière en ses couleurs → mesurer le redshift → placer la galaxie dans une carte 3D.

Faites cela pour des millions d’objets à travers le ciel et le temps cosmique, et la carte qui apparaît porte l’empreinte de la façon dont l’Univers s’est dilaté.

Choisir quoi observer

DESI ne balaie pas le ciel à l’aveugle. Il part de vastes images de relevés déjà disponibles et sélectionne les cibles les plus utiles selon leur luminosité, leur forme et leur couleur. Les principales prises sont :

• des galaxies brillantes et relativement proches ;
• des galaxies rouges lumineuses, massives et plus lointaines ;
• des galaxies à raies d’émission, dont les spectres portent des traits nets et faciles à reconnaître ;
• des quasars, balises brillantes utilisées pour sonder l’Univers le plus lointain et le gaz situé entre eux et nous.

Les couleurs donnent une estimation grossière du type et de la distance d’un objet. DESI fait ensuite la mesure précise avec ses spectrographes.

Cinq mille robots et fibres

DESI est installé sur le télescope Nicholas U. Mayall de 4 mètres, à Kitt Peak, en Arizona. Un ensemble de grandes lentilles focalise la lumière sur un plan focal courbe d’environ 0,8 mètre de diamètre, couvrant une zone du ciel d’environ 3 degrés de large — un champ énorme pour un spectrographe.

Ce plan focal est divisé en dix sections en forme de coin, et chacune contient 500 petits robots : 5 000 positionneurs robotiques au total. Chaque robot porte l’extrémité d’une fine fibre optique. Avant chaque pose, le logiciel calcule où chaque cible tombera sur le plan focal et déplace chaque fibre vers sa cible — comme si l’on plaçait 5 000 pailles microscopiques sur 5 000 points de lumière à la fois. Les fibres voisines doivent éviter de se heurter, donc toutes les cibles d’une région dense ne peuvent pas être prises en une seule fois ; le ciel est revisité avec d’autres assignations.

De la lumière au spectre

Pendant la pose, chaque fibre recueille la lumière du seul objet vers lequel elle est pointée. La lumière descend ensuite par faisceaux de fibres vers dix spectrographes, chacun alimenté par 500 fibres. Chaque spectrographe étale la lumière sur trois bandes de longueur d’onde, du proche ultraviolet au proche infrarouge, environ de 360 à 980 nanomètres.

Le résultat n’est pas une photographie mais un spectre pour chaque objet : une courbe de luminosité en fonction de la longueur d’onde, avec des pics et des creux là où les éléments chimiques, les étoiles et le gaz émettent ou absorbent la lumière.

Du spectre au redshift

Ces raies spectrales ont des longueurs d’onde mesurées en laboratoire. Dans une galaxie lointaine, elles arrivent étirées vers des longueurs d’onde plus longues, parce que l’expansion de l’Univers a étiré la lumière pendant son trajet vers nous. La quantité d’étirement est le redshift, z :

z = (longueur d’onde observée − longueur d’onde émise) / longueur d’onde émise.

Si une raie qui devrait se trouver à 500 nm est observée à 750 nm, son redshift est (750 − 500) / 500 = 0,5. Un redshift cosmologique plus grand signifie généralement une lumière plus ancienne, venue de plus loin. La chaîne de traitement de DESI calibre chaque spectre, identifie l’objet et fournit un redshift avec une estimation de sa fiabilité.

Des redshifts à une carte 3D

Pour chaque galaxie, DESI connaît deux angles sur le ciel et, à partir du redshift, à peu près sa distance le long de la ligne de visée. En empilant des millions de mesures de ce type, la toile cosmique apparaît : filaments de galaxies, amas denses, murs en nappes et grands vides presque déserts.

Il y a une subtilité. Un redshift n’est pas automatiquement une distance exacte : transformer l’un en l’autre exige de savoir comment l’Univers s’est dilaté. Et cette histoire de l’expansion est précisément ce que DESI cherche à mesurer. La carte et la mesure sont le même problème vu de deux côtés.

Comment une carte devient une mesure de l’énergie sombre

DESI lit l’énergie sombre surtout à partir de deux traits statistiques de la carte.

Le premier est l’oscillation acoustique baryonique, ou BAO : une règle standard figée dans l’Univers primordial. Avant les étoiles, des ondes de pression parcouraient le plasma chaud de matière et de lumière ; quand l’Univers s’est refroidi et que les ondes se sont arrêtées, elles ont laissé une séparation légèrement préférée entre galaxies, une échelle comobile d’environ 490 millions d’années-lumière — une distance citée avec l’expansion de l’Univers factorisée, pour pouvoir la comparer entre les époques. Comme cette vraie longueur est connue grâce à la physique de l’Univers primordial, DESI peut mesurer quelle taille la règle semble avoir à différents redshifts — à travers le ciel et le long de la ligne de visée — et tracer la vitesse d’expansion de l’Univers à chaque époque. Si l’énergie sombre a changé au cours du temps cosmique, cela apparaît comme un changement dans cette histoire de l’expansion.

Le second trait est celui des distorsions en espace des redshifts, ou RSD. Les galaxies ne font pas que suivre l’expansion cosmique ; elles tombent aussi vers les amas et les filaments. Ces mouvements supplémentaires déplacent légèrement les redshifts et écrasent statistiquement la toile cosmique le long de la ligne de visée. La force de cet effet indique à quelle vitesse les structures croissent sous l’effet de la gravité — une croissance que l’expansion accélérée tend à ralentir. Comparer les deux permet de tester les modèles de gravité et d’énergie sombre l’un contre l’autre.

L’énergie sombre n’est donc jamais vue directement. Elle est inférée à partir de la façon dont le taux d’expansion change avec le temps, mesurée contre la règle acoustique et la croissance des structures.

Ce que DESI ne fait pas

DESI ne détecte pas des particules d’énergie sombre, ne photographie pas une substance invisible et ne mesure pas directement la distance de chaque galaxie comme un télémètre. Ce qu’il mesure très bien, ce sont des spectres, des redshifts, la distribution statistique des galaxies et la façon dont cette distribution change avec l’époque cosmique. L’énergie sombre est l’explication physique mise à l’épreuve quand ces mesures sont comparées aux modèles cosmologiques ; ce n’est pas quelque chose que l’instrument enregistre.

En une phrase

DESI lit les codes-barres lumineux de millions de galaxies, construit une carte tridimensionnelle de l’Univers à partir de leurs redshifts et cherche dans le motif de cette carte les traces de la façon dont l’expansion cosmique a changé au fil du temps.