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TDCOSMO. XXIII. Measurement of the Hubble constant from the doubly lensed quasar HE1104-1805

Cette étude présente la première analyse TDCOSMO du quasar doublement lensé HE1104-1805, combinant des mesures de délai temporel, de dispersion de vitesse stellaire et de modélisation de lentille pour obtenir une contrainte sur la constante de Hubble de $H_0 = 64,2^{+5,8}_{-5,0}$ km s⁻¹ Mpc⁻¹, démontrant ainsi le potentiel des systèmes doubles pour affiner les mesures cosmologiques futures.

Auteurs originaux : Eric Paic, Frédéric Courbin, Christopher D. Fassnacht, Aymeric Galan, Martin Millon, Dominique Sluse, Devon M. Williams, Simon Birrer, Elizabeth J. Buckley-Geer, Michele Cappellari, Frédéric Dux, Xian

Publié 2026-03-24

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CC BY 4.0

Auteurs originaux : Eric Paic, Frédéric Courbin, Christopher D. Fassnacht, Aymeric Galan, Martin Millon, Dominique Sluse, Devon M. Williams, Simon Birrer, Elizabeth J. Buckley-Geer, Michele Cappellari, Frédéric Dux, Xiang-Yu Huang, Shawn Knabel, Cameron Lemon, Anowar J. Shajib, Sherry H. Suyu, Tommaso Treu, Kenneth C. Wong, Lise Christensen, Veronica Motta, Alessandro Sonnenfeld

Article original sous licence CC BY 4.0 (http://creativecommons.org/licenses/by/4.0/). ✨ Ceci est une explication générée par l'IA de l'article ci-dessous. Elle n'a pas été rédigée ni approuvée par les auteurs. Pour une précision technique, consultez l'article original. Lire la clause de non-responsabilité complète

🌌 Comment mesurer la vitesse de l'Univers avec un miroir cosmique ?

Imaginez que l'Univers est une immense autoroute et que nous essayons de connaître la vitesse à laquelle elle s'étend. C'est ce qu'on appelle la constante de Hubble (H0). Le problème ? Selon la méthode utilisée, les physiciens obtiennent deux vitesses différentes, comme si deux conducteurs regardaient le même compteur de vitesse et voyaient deux chiffres différents. C'est ce qu'on appelle le "tension de Hubble".

Pour résoudre ce mystère, les auteurs de cet article (le groupe TDCOSMO) ont décidé d'utiliser une nouvelle méthode : la lentille gravitationnelle.

1. Le concept : Un miroir déformant et des routes de lumière

Imaginez que vous regardez une voiture (un quasar, une galaxie très lointaine) à travers un verre de vin déformant (une galaxie massive située entre nous et la voiture).

La lumière de la voiture ne passe pas par un seul chemin, mais se sépare pour contourner le verre.
Résultat : vous voyez deux images de la même voiture sur le ciel.
Comme les deux chemins autour du verre n'ont pas la même longueur, la lumière met un temps différent pour arriver jusqu'à vous. C'est le délai temporel.

Si vous voyez la voiture klaxonner, vous entendrez le klaxon deux fois, avec un décalage. En mesurant ce décalage et en comprenant la forme du verre, on peut calculer la distance totale et donc la vitesse d'expansion de l'Univers.

2. Le défi : Pourquoi ce système est spécial ?

Jusqu'à présent, les astronomes utilisaient surtout des systèmes où la lumière se divisait en quatre images (comme un diamant taillé). C'est rare, mais cela donne beaucoup d'informations.
Cet article se concentre sur un cas plus simple : HE 1104−1805, où la lumière ne se divise qu'en deux images.

L'analogie : C'est comme passer d'une voiture de course complexe (4 images) à une moto (2 images). C'est plus simple, mais il y en a beaucoup plus sur la route. Si on peut mesurer la vitesse avec des motos, on peut multiplier le nombre de mesures par 5 et atteindre une précision incroyable (1 %).

3. Les 4 ingrédients de la recette

Pour obtenir leur résultat, les chercheurs ont dû assembler quatre pièces du puzzle, comme un chef qui prépare un plat complexe :

Ingrédient 1 : Le chronomètre (Le délai)
Ils ont observé ce système pendant 17 ans avec trois télescopes différents. C'est comme surveiller une horloge pendant des décennies pour voir exactement quand le klaxon résonne la deuxième fois.
- Résultat : Le décalage est de 176,3 jours.
Ingrédient 2 : La balance de masse (La vitesse des étoiles)
Pour savoir à quel point le "verre" (la galaxie lentille) est lourd, ils ont utilisé un instrument appelé MUSE. C'est comme écouter le bruit des étoiles qui tournent autour du centre de la galaxie. Plus elles tournent vite, plus la galaxie est massive.
- Résultat : Ils ont mesuré la vitesse des étoiles dans trois zones différentes de la galaxie.
Ingrédient 3 : La modélisation (Le dessin du verre)
Ils ont pris des photos ultra-nettes du télescope spatial Hubble pour dessiner la forme exacte de la galaxie lentille. Ils ont testé deux hypothèses : est-ce que la masse est répartie uniformément (modèle de puissance) ou est-ce qu'il y a un mélange de matière normale et de matière noire (modèle composite) ?
- Résultat : Le modèle "puissance" (plus simple) correspondait mieux aux données.
Ingrédient 4 : Le contexte (Les voisins)
L'Univers n'est pas vide. Il y a d'autres galaxies autour qui peuvent aussi déformer la lumière, comme des passagers dans une voiture qui bougent et changent l'équilibre. Ils ont compté ces voisins lointains pour corriger leur mesure.
- Résultat : La zone est légèrement moins dense que la moyenne, ce qui a été pris en compte.

4. Le résultat final : Une nouvelle mesure

En combinant ces quatre ingrédients, ils ont calculé la vitesse d'expansion de l'Univers pour ce système précis.

Le chiffre : 64,2 km/s par mégaparsec.
(Traduction : Plus on s'éloigne, plus les galaxies s'éloignent vite. Ici, pour chaque mégaparsec de distance, la vitesse augmente de 64,2 km/s).

Ce chiffre est en accord avec les mesures faites par le satellite Planck (qui regarde le fond de l'Univers), mais il est plus bas que les mesures faites avec les supernovae locales (qui regardent l'Univers proche).

5. Pourquoi c'est important ?

La précision : Ils ont atteint une précision de 8,5 % avec un seul système à deux images. C'est un exploit ! Auparavant, il fallait plusieurs systèmes complexes pour obtenir ce niveau de précision.
L'avenir : C'est une première pierre. Si on applique cette méthode à des centaines de ces "doubles images", on pourra réduire l'incertitude à 1 %. Cela nous dira enfin si la tension entre les différentes mesures de l'Univers est due à une erreur ou à une nouvelle physique inconnue.

En résumé :
Les chercheurs ont utilisé un vieux système de lentille gravitationnelle (HE 1104−1805) comme un laboratoire cosmique. En combinant 17 ans de photos, la vitesse des étoiles et une modélisation informatique pointue, ils ont obtenu une mesure très précise de la vitesse de l'Univers. C'est comme si on avait réussi à mesurer la vitesse du vent en observant comment une seule feuille tombe, alors qu'avant il fallait observer toute une forêt. Cela ouvre la voie à une cartographie beaucoup plus précise de notre Univers.

1. Problématique et Contexte

La mesure de la constante de Hubble ( $H_0$ ), qui décrit le taux d'expansion actuel de l'univers, fait l'objet d'une tension statistique significative (le "Hubble Tension") entre les mesures issues du fond diffus cosmologique (CMB, $\approx 67.4$ km s $^{-1}$ Mpc $^{-1}$ ) et celles basées sur l'échelle des distances locales (supernovae, céphéides, $\approx 73.2$ km s $^{-1}$ Mpc $^{-1}$ ).

La collaboration TDCOSMO vise à mesurer $H_0$ avec une précision de 1 % en utilisant la cosmographie par délai temporel (Time-Delay Cosmography). Cette méthode repose sur l'observation de quasars fortement lentillés. Bien que les quasars quadruplement lentillés (quads) aient été privilégiés historiquement pour leurs contraintes de modélisation de masse supplémentaires, ils sont rares. Les quasars doublement lentillés (doubles) sont beaucoup plus abondants (représentant 3/4 des quasars lentillés connus) et offrent des délais temporels précis. L'objectif de cet article est de démontrer la viabilité des doubles pour atteindre une précision compétitive sur $H_0$ , élargissant ainsi l'échantillon de TDCOSMO d'un facteur 5.

2. Méthodologie

L'étude porte sur le système HE 1104−1805 (source à $z_s = 2.32$ , lentille à $z_d = 0.729$ ). L'analyse a été menée en aveugle (blind analysis) pour éviter tout biais de l'expérimentateur, le résultat final n'étant révélé que le 8 juillet 2025. La mesure de $H_0$ nécessite la combinaison de quatre ingrédients clés :

A. Mesure du Délai Temporel ( $\Delta t_{AB}$ )

Données : Combinaison de 17 ans de données photométriques provenant des télescopes SMARTS (2003-2016), Euler (ECAM, 2013-2018) et WFI (2017).
Méthode : Utilisation de la méthode de ajustement par splines à nœuds libres (Free-knot splines) via le package Python PyCS.
Traitement : Modélisation de la variabilité intrinsèque du quasar et de la variabilité extrinsèque (microlentilles) séparément. Une marginalisation sur les hyperparamètres de lissage ( $\eta$ et $n_{ml}$ ) et sur les jeux de données a été effectuée pour estimer l'incertitude systématique et statistique.

B. Cinématique Résolue (Dispersion de Vitesse Stellaire)

Données : Spectroscopie intégrale de champ (IFU) obtenue avec l'instrument MUSE (VLT/ESO) en mode champ large avec optique adaptative.
Traitement : Soustraction de la lumière du point source (quasar) et de la galaxie lentille. Extraction des spectres dans trois anneaux concentriques autour de la lentille.
Analyse : Ajustement des spectres avec la méthode pPXF (penalised Pixel Fitting) utilisant plusieurs bibliothèques d'étoiles (Indo-US, MILES, X-shooter).
Modélisation Dynamique : Utilisation de la méthode JAM (Jeans Anisotropic Modelling) sphérique pour relier la dispersion de vitesse projetée ( $\sigma_{LOS}$ ) au profil de masse 3D, en tenant compte de l'anisotropie orbitale et des corrections de PSF.

C. Modélisation de la Lentille et Potentiel de Fermat

Données : Imagerie haute résolution en bande F160W du télescope spatial HST (WFC3).
Modèles de Masse : Deux familles de modèles ont été testées et comparées via le critère d'information bayésien (BIC) :
1. Modèle de loi de puissance (PEMD) : Distribution de masse elliptique à loi de puissance.
2. Modèle composite : Combinaison d'un halo de matière noire (profil NFW) et de la matière baryonique (double profil "chameleon").
Perturbateurs : Modélisation explicite des galaxies perturbatrices proches (P1-P9) et des groupes de galaxies identifiés le long de la ligne de visée, en utilisant un formalisme multi-plans pour ceux ayant des redshifts différents.

D. Convergence Externe ( $\kappa_{ext}$ )

Méthode : Utilisation de l'imagerie grand champ (SuprimeCam/Subaru) pour compter les galaxies le long de la ligne de visée.
Analyse : Comparaison de la densité de galaxies autour de la lentille avec des champs de référence (simulations Millennium) pour estimer la convergence externe due aux structures non incluses dans le modèle de lentille principal.

3. Résultats Clés

Délai Temporel : $\Delta t_{AB} = 176.3^{+11.4}_{-10.3}$ jours (précision de 5,8 %). Cette mesure est légèrement supérieure aux estimations précédentes mais repose sur l'échantillonnage le plus complet à ce jour.
Dispersion de Vitesse : Mesure de $\sigma_{LOS}$ dans trois bins radiaux avec une précision de 5 % à 13 % (ex: $278 \pm 15$ km s $^{-1}$ au centre).
Convergence Externe : $\kappa_{ext} = -0.019^{+0.058}_{-0.020}$ , indiquant une ligne de visée légèrement sous-dense.
Distances Cosmologiques :
- Distance de délai temporel : $D_{\Delta t} = 5083^{+504}_{-487}$ Mpc.
- Distance angulaire à la lentille : $D_d = 1921^{+254}_{-236}$ Mpc.
Choix du Modèle : L'ajustement cinématique favorise fortement le modèle de loi de puissance par rapport au modèle composite (qui échoue à reproduire le profil de vitesse dans le bin interne). Le modèle composite est donc rejeté avec une probabilité de 95 %.
Mesure de $H_0$ :
En combinant les contraintes de lentille, de délai temporel et de cinématique, la valeur mesurée est :
$H_0 = 64.2^{+5.8}_{-5.0} \times \lambda_{int} \text{ km s}^{-1} \text{Mpc}^{-1}$
Où $\lambda_{int}$ $λ_{in t}$ est le paramètre de dégénérescence du sheet de masse interne (fixé à 1 pour cette mesure individuelle).
- Précision : 8,5 % pour un seul système double.

4. Contributions et Significativité

Validation des Lentilles Doubles : Ce travail constitue la première analyse TDCOSMO d'un quasar doublement lentillé. Il démontre que les doubles peuvent atteindre une précision sur $H_0$ (8,5 %) comparable à celle des meilleurs quasars quadruplement lentillés (4-6 %), ouvrant la voie à une augmentation massive de la taille de l'échantillon.
Réduction des Biais de Sélection : L'inclusion des doubles permet de tester et de mitiger les biais de sélection potentiels liés à la géométrie spécifique requise pour les quasards (alignement parfait, ellipticité élevée).
Méthodologie Robuste : L'application réussie de la méthodologie TDCOSMO (délai, cinématique IFU, modélisation de lentille, convergence externe) sur un système double confirme la robustesse de l'approche pour des configurations géométriques différentes.
Étape vers 1 % : Bien que la précision individuelle soit encore limitée par la dégénérescence interne ( $\lambda_{int}$ ), ce système sera intégré dans la prochaine analyse hiérarchique de TDCOSMO. La combinaison de nombreux systèmes doubles permettra de contraindre $\lambda_{int}$ et $H_0$ simultanément, accélérant l'atteinte de l'objectif de précision de 1 %.

En conclusion, cet article marque une étape cruciale dans la cosmographie par délai temporel en prouvant que l'abondance des lentilles doubles peut être exploitée pour affiner la mesure de la constante de Hubble et résoudre la tension actuelle en cosmologie.