Communiqué de presse

Cette supernova est une explosion stellaire superlumineuse, située à 10 milliards d’années-lumière, et bien plus brillante que les supernovas typiques. Elle présente également une autre particularité : la même supernova apparaît cinq fois dans le ciel nocturne, tel un feu d’artifice cosmique, en raison d’un phénomène connu sous le nom de lentille gravitationnelle.

Deux galaxies situées au premier plan courbent la lumière de la supernova lors de son trajet vers la Terre, la contraignant à emprunter des trajectoires différentes. Ces trajectoires ayant des longueurs légèrement différentes, la lumière de chaque copie de la supernova arrive à des moments différents. En mesurant les décalages temporels entre ces copies, les chercheurs peuvent déterminer le taux actuel d’expansion de l’Univers, connu sous le nom de constante de Hubble.

« Détecter un événement aussi rarissime est extrêmement difficile », explique Raoul Cañameras, chercheur postdoctoral au LAM, qui a coordonné les efforts de l’équipe pour identifier les lentilles gravitationnelles. « Une approche particulièrement efficace consiste à identifier d’abord les lentilles gravitationnelles statiques — c’est à dire des alignements de deux galaxies sur la même ligne de visée produisant des images multiples, des arcs, voire des anneaux complets — puis à attendre l’explosion d’une supernova dans la galaxie d’arrière-plan, plus éloignée. »

Pour atteindre cet objectif, l’équipe a analysé plusieurs milliards d’images d’objets astronomiques à l’aide d’algorithmes d’apprentissage profond basés sur des réseaux neuronaux. « Six ans après la fin de ce travail de classification, une supernova a finalement été détectée à l’emplacement d’un arc gravitationnel répertorié dans notre catalogue. Nous l’avons surnommée SN Winny, en référence à sa désignation officielle, SN 2025wny », ajoute Raoul Cañameras.

^{Animation illustrant l’effet de lentille gravitationnelle exercé par la paire de galaxies au premier plan sur la galaxie hôte de SN Winny. La galaxie hôte est déformée en plusieurs images, qui sont étirées et amplifiées pour former un anneau bleuâtre autour de la lentille. L’explosion de SN Winny elle-même est également simulée, ainsi que l’arrivée sur Terre différée de ses cinq copies. Finalement, l’animation laisse place à une observation réelle de SN Winny, capturée par le Large Binocular Telescope en Arizona / Crédit : Elias Mamuzic / MPA / TUM/}

Image haute résolution d’une supernova singulière

L’analyse de ce type de supernovas amplifiées par lentille gravitationnelle dépend de la capacité à déterminer avec exactitude la masse des galaxies faisant office de lentille. Pour mesurer ces masses, l’équipe a obtenu des images avec le Large Binocular Telescope (LBT) en Arizona, aux États-Unis, en utilisant ses deux miroirs de 8,4 mètres de diamètre ainsi qu’un système d’optique adaptative corrigeant le flou atmosphérique. Le résultat est la première image couleur haute résolution de ce système publiée à ce jour.

Ces observations révèlent la présence de deux galaxies lentilles au premier plan, au centre, et de cinq copies bleutées de la supernova, évoquant l’explosion d’un feu d’artifice. Ce phénomène est assez inhabituel, car les lentilles gravitationnelles d’échelle galactique ne produisent généralement que deux ou quatre copies. À partir des positions de ces cinq copies, Allan Schweinfurth et Leon Ecker, jeunes chercheurs au sein de l’équipe, ont construit le premier modèle de distribution de masse des lentilles.

« Jusqu’à présent, la plupart des supernovas amplifiées par lentille gravitationnelle se trouvaient derrière des amas de galaxies massifs, dont les distributions de masse sont complexes et difficiles à modéliser », explique Allan Schweinfurth. « SN Winny, en revanche, est amplifiée par seulement deux galaxies individuelles qui ont des distributions de lumière et de masse régulières. La simplicité globale du système offre une opportunité passionnante de mesurer le taux d’expansion de l’Univers avec une grande précision. » 

Deux méthodes, deux résultats très différents

Jusqu’à présent, les scientifiques se sont principalement appuyés sur deux méthodes pour mesurer la constante de Hubble, mais ces méthodes donnent des résultats contradictoires. Ce paradoxe est connu sous le nom de tension de Hubble.

La première est la méthode locale, qui mesure les distances aux galaxies étape par étape, un peu comme on gravit une échelle, où chaque barreau dépend du précédent; d’où son nom d’« échelle des distances cosmiques ». Cette méthode consiste à utiliser des objets dont la luminosité est bien connue pour estimer les distances, puis à comparer ces distances à la vitesse d’éloignement des galaxies. Comme cette méthode comporte de nombreuses étapes de calibration, même de petites erreurs peuvent s’accumuler et influencer le résultat final.

La seconde méthode remonte beaucoup plus loin dans le temps. Elle consiste à étudier le fond diffus cosmologique, la faible lueur résiduelle du Big Bang, puis à utiliser des modèles de l’Univers primordial pour calculer le taux d’expansion actuel. Cette approche est très précise, mais elle repose sur des hypothèses concernant l’évolution de l’Univers, et ces hypothèses font encore l’objet de débats.

Une nouvelle approche, en une seule étape

Une troisième méthode, indépendante, entre désormais en jeu : l’utilisation d’une supernova amplifiée par lentille gravitationnelle. Sherry Suyu, professeure associée de cosmologie observationnelle à la Technical University of Munich (TUM) et chercheuse au Max Planck Institute for Astrophysics, explique qu’en mesurant les décalages temporels entre les multiples copies de la supernova et en connaissant la distribution de masse des galaxies lentilles, il est possible de calculer directement la constante de Hubble.

« Contrairement à l’échelle des distances cosmiques, il s’agit d’une méthode en une seule étape, avec des sources d’incertitudes systématiques moins nombreuses et totalement différentes », souligne Stefan Taubenberger, premier auteur de l’étude spectroscopique. Seules quelques mesures de ce type ont été tentées à ce jour.

Des chercheurs du LAM, dont Raoul Cañameras, Stéphane Basa et Benjamin Schneider, contribuent actuellement aux observations de suivi indispensables à la finalisation de l’analyse. Une priorité est de suivre la luminosité de la supernova au fil du temps afin de mesurer avec précision les décalages temporels entre ses copies. Pour ce faire, l’équipe utilise activement le télescope robotisé COLIBRI, construit dans le cadre d’une collaboration franco-mexicaine entre l’AMU, le CNES, le CNRS, l’UNAM et le SECIHTI.

Parallèlement aux efforts déployés par les astronomes du monde entier, ces observations de SN Winny fourniront de nouvelles données cruciales et contribueront à faire un pas vers la résolution de la tension de Hubble.

Les étoiles de type M, ou naines rouges, sont les plus nombreuses de la Galaxie. Petites, froides et peu lumineuses, elles sont des cibles idéales pour la détection d’exoplanètes, car leur faible masse rend plus perceptibles les mouvements induits par des planètes en orbite. C’est autour de l’une d’elles, Gliese 725 B, située à 11,4 années-lumière de la Terre, qu’un système de deux exoplanètes a été découvert grâce à SPIRou, un spectropolarimètre infrarouge de très haute précision installé au télescope Canada-France-Hawaï et développé par un consoritum international piloté par l’IRAP à Toulouse.

La découverte repose sur la méthode des vitesses radiales, qui mesure les oscillations d’une étoile sous l’effet de planètes en orbite. Cette technique est particulièrement efficace dans l’infrarouge pour les naines rouges, qui émettent l’essentiel de leur lumière dans cette gamme. Mais observer dans l’infrarouge depuis le sol est compliqué : la vapeur d’eau et d’autres composants de l’atmosphère terrestre laissent des traces dans les données, qui peuvent masquer les signaux planétaires. Pour surmonter cet obstacle, les chercheurs ont développé une méthode innovante, appelée Wapiti, capable de corriger ces perturbations. Grâce à cette approche, un premier signal planétaire, relativement faible, a été détecté avec une période orbitale de 4,8 jours.

Toutefois, ce signal n’est pas statistiquement assez significatif pour confirmer l’existence d’une planète. L’objet associé, Gl 725 Bb, est donc pour l’instant considéré uniquement comme une exoplanète candidate. La méthode Wapiti a également permis de mettre en évidence une planète plus massive et mieux caractérisée, Gl 725 Bc, dont la masse est au moins 3,4 fois supérieure à celle de la Terre et dont la période orbitale est de 37,9 jours. Cette planète se situe dans la zone habitable de son étoile, ce qui signifie que si cette planète est rocheuse et qu’il y a de l’eau dans sa constitution alors cette eau doit être sous forme liquide à sa surface, un des prérequis indispensable à la formation éventuelle de la vie. Gl 725 Bc reçoit une quantité d’énergie comparable à celle reçue par Mars, planète sur laquelle l’eau était présente avant la perte de l’essentiel de son atmosphère, et constitue aujourd’hui la deuxième planète en zone habitable la plus proche de la Terre.

Bien qu’elle ne transite pas devant son étoile, ce qui limite l’étude directe de son atmosphère, sa proximité et ses caractéristiques en font une cible privilégiée pour les instruments de prochaine génération. Cette planète présente effectivement des caractéristique qui en font la seconde planète potentiellement rocheuse et en zone habitable la moins complexe à étudier, après Proxima du Centaure b qui est notre plus proche exoplanète en zone habitable.

À titre d’exemple, un instrument comme LIFE pourrait permettre de telles observations. LIFE est un projet de télescope spatial conçu pour étudier directement les atmosphères d’exoplanètes proches en analysant leur rayonnement infrarouge, dans le but d’y rechercher des signatures de molécules comme l’eau ou d’autres indicateurs potentiels de conditions favorables à la vie.

L’étude de cette planète permettra, dans un futur proche, de mieux appréhender la diversité des exoplanètes susceptibles d’héberger de l’eau liquide à leur surface, un préalable indispensable à une éventuelle émergence de la vie ailleurs que sur la Terre. Cette découverte souligne le potentiel des mesures infrarouges de haute précision dans la recherche de mondes habitables autour des étoiles les plus proches.

Alors que la lune la plus volcanique du Système solaire apparaît complètement sèche, dépourvue de glaces d’eau, sa voisine Europe cacherait sous sa croûte glacée un océan global d’eau liquide. Une nouvelle étude internationale montre que ce contraste spectaculaire ne résulte pas d’une évolution tardive, mais qu’il est inscrit dès la naissance de ces lunes, dans les conditions mêmes de leur formation autour de Jupiter.

Depuis les premières missions d’exploration du système jovien à la fin des années 1970, les scientifiques savent que les lunes de Jupiter présentent des caractéristiques très contrastées. Parmi elles, Io et Europe offrent l’exemple le plus frappant. Io est un monde sec et intensément volcanique, totalement dépourvu d’eau, tandis qu’Europe est au contraire riche en glace et pourrait abriter, sous sa surface, un vaste océan d’eau liquide.

Comment expliquer une telle différence entre deux lunes voisines ?

Deux grandes hypothèses ont longtemps été avancées. Selon la première¹, les conditions extrêmes qui régnaient près de Jupiter au moment de la formation des lunes auraient empêché la glace d’eau de se former, privant Io de ce composant essentiel. La seconde suggère qu’Io et Europe seraient nées avec des quantités d’eau comparables, mais qu’Io aurait ensuite perdu l’essentiel de ses volatiles au fil du temps, sous l’effet de processus d’échappement et d’érosion².

Pour mettre à l’épreuve ce second scénario, une équipe interdisciplinaire réunissant des chercheurs de l’Institut Origines et du Laboratoire d’astrophysique de Marseille (Aix Marseille Université, CNRS), ainsi que du Southwest Research Institute (États-Unis), a retracé l’évolution des toutes premières phases de Io et d’Europe. Les scientifiques ont supposé que l’eau de ces lunes provenait de minéraux hydratés incorporés lors de leur accrétion³. À l’aide d’un modèle numérique avancé, les scientifiques ont couplé l’évolution thermique interne des lunes aux mécanismes d’échappement atmosphérique, en prenant en compte toutes les sources de chaleur majeures à l’œuvre dans le jeune système jovien : accrétion, radioactivité, marées et rayonnement intense de Jupiter.

Les simulations sont sans appel. Dans la quasi-totalité des scénarios testés, Europe conserve l’essentiel de ses volatiles, tandis que Io parvient difficilement à perdre une quantité significative d’eau, y compris dans les conditions les plus favorables à l’échappement atmosphérique⁴. Ces résultats indiquent que Io s’est très probablement formée à partir de matériaux initialement secs, pauvres en minéraux hydratés. Le contraste de composition observé aujourd’hui entre Io et Europe ne serait donc pas le produit d’une évolution ultérieure, mais l’héritage direct des conditions régnant dans l’environnement primordial de Jupiter au moment de la formation de ses lunes (Figure 1).

Ces conclusions bousculent l’idée selon laquelle la densité élevée de Io résulterait d’une perte massive de volatiles après sa formation. Elles indiquent au contraire que le contraste saisissant entre Io et Europe est d’origine primordiale, gravé dès les toutes premières étapes de leur formation autour de Jupiter.

Dès 2031, les missions JUICE et Europa Clipper apporteront les données clés pour trancher. En sondant les panaches et la composition isotopique de l’eau, elles révéleront l’empreinte laissée par la formation des lunes glacées de Jupiter.

Son objectif : explorer l’astéroïde géocroiseur (99942) Apophis lors de son passage exceptionnel à seulement 31 600 km de la Terre – soit 0,08 fois la distance Terre–Lune – le vendredi 13 avril 2029, un événement spectaculaire, sachant que la lumière de l’astéroïde sera visible à l’œil nu depuis nos régions sous un ciel clair, mais sans danger. Classé parmi les astéroïdes croisant l’orbite terrestre, Apophis offre une opportunité unique de comprendre les propriétés physiques et le comportement de ces corps qui reviennent régulièrement à proximité de notre planète. Une compréhension essentielle pour la Défense Planétaire, même si aucun astéroïde connu ne menace la Terre pour le prochain siècle au moins.

Patrick Michel, directeur de recherche CNRS au laboratoire Lagrange (CNRS/OCA/UniCA) s’est vu confier la responsabilité scientifique de cette nouvelle mission spatiale pour l’ESA, qui embarque plusieurs instruments sous responsabilité française.

L’ambition scientifique est claire : mieux prédire la réponse des astéroïdes à des forces externes, y compris celles qu’un dispositif de déviation pourrait appliquer, offertes ici par les forces de marées de notre planète. Pour cela, RAMSES mesurera précisément la masse, la densité, la porosité, la cohésion interne et la structure géologique d’Apophis avant sa rencontre avec la Terre et comment ces propriétés évoluent pendant celle-ci. Autant de données cruciales pour élaborer des stratégies à long terme protégeant notre planète.

Avec un lancement prévu au printemps 2028, RAMSES rejoindra Apophis en février 2029, deux mois avant son passage record près de la Terre. La mission mesurera les propriétés physiques de l’astéroïde avant, pendant et après sa rencontre avec notre planète, observant les transformations induites par les effets des forces de marée : variations de rotation et de trajectoire, mouvements de surface et réarrangements internes. Un des deux cubesats (petites sondes de la taille d’une grosse boîte à chaussure de 12 kg) qui seront déployés à proximité d’Apophis par la sonde principale déposera pour la première fois un sismomètre sur la surface d’un petit corps céleste, permettant d’étudier ses propriétés mécaniques et internes. L’autre cubesat évoluera à proximité d’Apophis pour sonder son intérieur grâce à un radar. Le sismomètre développé à l’ISAE-Supaéro et le radar de l’IPAG/UGA sont deux contributions françaises, illustrant une expertise reconnue internationalement dans le sondage interne des astéroïdes : après la mission Hera et son radar basse fréquence, RAMSES réalisera le deuxième sondage combinant radar et enregistrements sismiques inédits. La France contribue aussi à l’analyse opérationnelle des cubesats et à la caméra haute résolution CHANCES à bord de la sonde principale, aussi bien au niveau matériel que logiciel ; elle fournira le détecteur ainsi que la chaîne de traitement des données qui est développée au laboratoire d’astrophysique de Marseille.

En parallèle, d’autres missions rejoindront Apophis. La sonde japonaise DESTINY+, lancée avec RAMSES sur le même H3, effectuera un survol de l’astéroïde quelques semaines avant l’arrivée de RAMSES, fournissant un premier aperçu de sa forme et de son environnement avant de poursuivre vers (3200) Phaéton. La mission OSIRIS-REx, désormais OSIRIS-APEX, entamera quant à elle une visite de dix mois après le passage rapproché d’Apophis, séjournant quelques temps en même temps que la mission RAMSES autour de l’astéroïde puis la relayant dans une campagne d’observation continue. Un groupe de coordination international comprenant les agences spatiales et les responsables de ces missions est chargé d’assurer la cohérence scientifique et opérationnelle de ce dispositif inédit.

Clôturant sa phase d’observation en août 2029, RAMSES marquera une étape décisive dans l’étude des astéroïdes géocroiseurs. Succédant à Hera – dont elle reprend l’architecture de la sonde et de ses deux cubesats déployés à proximité d’Apophis – elle place l’ESA en première ligne pour la caractérisation de ces objets, avec deux missions successives offrant notamment les premières études détaillées de leur structure interne, au cœur d’une expertise française reconnue mondialement.