Pourquoi une ligne sur une carte de galaxies peut-elle mesurer les propriétés de l'Univers tout entier ? C'est une question de géométrie. Lorsque les astronomes comptent la fréquence à laquelle les paires de galaxies se rencontrent à différentes distances, ils obtiennent un champ avec des plus et des moins : quelque part les galaxies se regroupent plus souvent que le hasard (plus), quelque part moins souvent (moins). La frontière entre ces régions — la ligne nodale — passe là où la corrélation s'annule. Sa position ne dépend que de la structure de l'espace-temps (paramètres $Ω_m$ et h), mais pas de la luminosité globale des galaxies ni de la précision des réglages des télescopes. Imaginez que tous les nombres sur la carte soient multipliés par deux : les plus resteraient des plus, les moins des moins, et la ligne ne bougerait pas.
En prenant les données du relevé DESI DR1, les scientifiques ont tracé cette ligne pour plusieurs ensembles de galaxies. Il s'est avéré que sa pente et son décalage sont déterminés par la combinaison $Ω_m$ $h^{3/2}$, et qu'en ajoutant l'information des oscillations acoustiques des baryons — une « onde sonore » figée de l'Univers primordial — on peut directement extraire la constante de Hubble. La valeur obtenue (H0 = 0,719 ± 0,032) ne repose pas sur l'étalonnage des époques primordiales et aide ainsi à résoudre la tension de longue date en cosmologie. Ainsi, une fine ligne noire devient une boussole géométrique, insensible aux décalages systématiques.
La ligne nodale est invariante par multiplication de la fonction de corrélation par un nombre positif quelconque. En d'autres termes, si les galaxies devenaient deux fois plus brillantes ou plus faibles, l'isotherme zéro ne bougerait pas d'un pixel — un témoin géométrique idéal, insensible aux séductions des erreurs systématiques.