La Supernova iconique SN 1987A sous le projecteur du JWST

Les supernovae sont des corps célestes fondamentaux dans l’évolution de l’univers, mais elles revêtent toujours d’importants mystères comme, par exemple, leur contribution relative à la production de poussières dans l’univers primordial. 

La supernova SN 1987A est apparue le 23 février 1987 dans le Grand Nuage de Magellan, à quelques 165000 années-lumière de nous. C’est la première supernova visible en 400 ans, depuis celle de 1604, dite de Kepler, en l’honneur de Johannes Kepler, qui en fut un de ses observateurs les plus assidus, et qui s’est produite, elle, dans notre Galaxie (plus précisément dans la constellation d’Ophiuchus). Née à l’ère des télescopes, SN 1987A a été depuis sa naissance, et est toujours, observée par les moyens les plus modernes dont disposent les astronomes. Elle est devenue à ce titre une véritable icone, sans être vraiment emblématique de sa classe. Rien d’étonnant, donc, à ce qu’elle soit une des premières cibles du Télescope Spatial James Webb, le JWST, dont il n’est plus nécessaire de souligner l’extrême sensitivité et l’excellente résolution angulaire.

Figure 1 – Image de SN 1987A et de son environnement, obtenue en 2022 avec le Télescope Spatial Hubble (HST) à travers un filtre centré sur la longueur d’onde de l’hydrogène à 1.08 micron. Les contours indiquent la région d’où provient l’émission d’argon fortement ionisé observée avec le MRS et NIRSpec, qui marque la présence d’un objet compact (voir le dernier paragraphe de cet article). L’étoile indique le centre de l’anneau équatorial (Fransson et al., 2024).

 

Le domaine spectral qui correspond à l’infrarouge est très important: il complète les autres domaines de longueurs d’onde du spectre électromagnétique d’un corps céleste, ce qui est nécessaire pour comprendre les mécanismes physiques qui sont en jeu; de plus, il permet non seulement d’étudier les poussières mais aussi de voir des sources lumineuses qui peuvent être cachées par ces poussières.  

Si plusieurs observations de supernovae ont été réalisées dans l’infrarouge proche (entre 1 et 5 micron), SN 1987A est la seule supernova à avoir été observée dans l’infrarouge moyen (entre 5 et 30 micron) pour être la seule connue qui soit suffisamment brillante à ces longueurs d’onde. Ces observations ont démarré depuis son apparition, mais c’était alors depuis le sol, avec tous les inconvénients que produit l’atmosphère à ces longueurs d’onde. Tous les instruments du JWST ont magnifiquement pallié ces inconvénients pour donner aux astronomes une nouvelle vision des mécanismes physiques en cours, du cœur de la supernova à son environnement circumstellaire, et jusqu’au milieu interstellaire.


Une description de l’environnement de SN 1987A ainsi qu’un compte rendu des premières observations effectuées avec le JWST se trouvent ici. Ces observations se sont poursuivies, et des résultats spectaculaires ont été obtenus. Ils sont décrits dans ce qui suit.

SN 1987A vue en Infrarouge Moyen

Avec l'imageur MIRIm

Carte des températures calculées avec un modèle standard de la composition des poussières, sur laquelle sont superposés les contours de l’image obtenue à 5,6 micron (le niveau des contours en mJy/pixel est indiqué sur la figure) (Bouchet et al., 2024).

MIRI, conçu et construit en grande partie par le CEA, sous l’égide du CNES, est l’instrument du JWST qui observe dans l’infrarouge moyen. Sa composante imageur a permis d’élaborer une carte détaillée des températures en jeu, tout en fournissant des données inédites sur la morphologie de ce que les astronomes appellent « les Restes de la Supernova » (Supernova Remnant).  Une attention particulière a été portée sur les poussières : certaines résultent de l’évolution de l’étoile progénitrice (elles sont donc antérieures à l’évènement) et se trouvent en particulier dans les différents anneaux, tandis que d’autres se sont condensées dans les éjecta pendant l’évènement. A l’aide de l’imageur de MIRI, une destruction des poussières dans certaines zones, et une nouvelle condensation de celles-ci dans d’autres ont pu être observées. Les images obtenues montrent que l’onde de choc initiale, véritable moteur du phénomène, a maintenant atteint les régions extérieures du milieu circumstellaire (voir l’article de Bouchet et al.).

Images obtenue à 5,6, 10, 18 et 25,5 micron avec l’imageur de MIRI (MIRIm), avec les contours de l’image obtenue avec le MRS à 6,985 micron, qui correspond à la longueur d’onde de l’argon doublement ionisé. Les dimensions du faisceau lumineux pour chaque longueur d’onde sont illustrées en bas à gauche de chaque image (Bouchet et al., 2024).

Avec le spectroscope MIRI MRS

Toujours dans l’infrarouge moyen (ou thermique), le spectrographe à moyenne résolution spectrale de MIRI (appelé MRS, pour Medium Resolution Spectrograph) a permis grâce à son excellent pouvoir de séparation spatial de distinguer en détails les éjecta de la supernova, l’anneau équatorial qui les entoure, et le milieu circumstellaire plus lointain. L’anneau équatorial est situé à une distance de 0,7 année-lumière du centre de la supernova, et résulte d’un épisode de l’évolution de son progéniteur il y a quelques 20000 ans. Le milieu circumstellaire plus lointain consiste en particulier en deux anneaux qui formerait un sablier s’il était vu perpendiculairement à son grand axe (voir figure dans l’actualité précitée). Lorsque du gaz en expansion heurte des régions denses, il se refroidit. Les spectres de la lumière émise dans ces différentes régions permettent de mettre en évidence certaines propriétés de ce gaz lorsqu’il rentre en contact avec l’anneau équatorial, et après le choc. Ils ont aussi conduit à l’identification d’éléments chimiques dans les milieux les moins denses, dont la forte ionisation pourrait avoir été produite par la progression d’une succession d’onde de chocs à travers l’anneau, ou par le rayonnement UV associé à l’origine de l’évènement. Le MRS a aussi montré que les grains de poussières les plus petits sont plus facilement détruits que ceux de dimensions supérieures, et a mis en lumière les principaux éléments qui composent les éjecta (voir l’article de Jones et al.)

SN 1987A vue en Infrarouge Proche

Avec l'imageur NIRCam

L’extraordinaire résolution angulaire de la caméra NIRCam (Near Infrared Camera) , avec un pouvoir de séparation de 0,05 seconde d’arc dans l’infrarouge proche a permis d’identifier pour la première fois trois régions bien distinctes : (1) de faibles croissants d’hydrogène moléculaire, situés entre les éjecta et l’anneau équatorial, (2) une barre qui est une substructure des éjecta, et (3) une émission continue brillante à l’extérieur de l’anneau. Dans les courtes longueurs d’onde (de 1 à 2,3 micron), les images de NIRCam montrent que le rayonnement provient d’une émission de raies qui révèlent la présence des éléments chimiques qui se trouvent dans les éjecta et dans certaines régions de l’anneau équatorial (que les astronomes appellent les points chauds). Par contre, dans la fenêtre spectrale comprise entre 3 et 5 micron, il s’agit d’une émission continue provenant de poussières dans les éjecta (poussières qui, par ailleurs, pourraient masquer le centre de la supernova), et d’une émission synchrotron dans l’anneau équatorial et son extérieur. Ces observations montrent que le refroidissement et la destruction des poussières sont plus rapides que le refroidissement du rayonnement synchrotron, qui est lui-même plus rapide que la recombinaison de l’hydrogène dans l’anneau. Un sous-produit très important de ces observations réalisées avec NIRCam, est que celles-ci ouvrent une nouvelle fenêtre dans l’étude de l’accélération des particules et de la physique des chocs dans des détails sans précédent, lorsqu’ils sont explorés par l’émission synchrotron dans le proche infrarouge. Ceci permet d’établir une image très précise de la façon dont une supernova évolue (voir l’article de Matsuura et al.).

Image composée à partir de cinq filtres de NIRCam (1,5 et 1.6 micron en bleu ; 2 micron en jaune ; 4 micron en orange; 4,4 micron en rouge). L’intérieur des éjecta est composé essentiellement de fer qui rayonne à 1.6 micron. A l’intérieur des éjecta, on aperçoit une barre alignée approximativement sur la direction Est – Ouest, et 2 croissants apparaissent entre les éjecta et l’anneau équatorial. Des points chauds sont aussi visibles dans l’anneau équatorial délimité par les 2 ellipses, mais on en trouve aussi à l’extérieur de cet anneau. La position des 2 anneaux extérieurs est indiquée par les ellipses en pointillés (Nord vers le haut, Est vers la droite). (Matsuura et al., 2024)

Avec le spectroscope NIRSpec

Pour clore cette série d’observations, le spectrographe NIRSpec (Near Infrared Spectrograph) a fourni la première spectroscopie spatialement résolue de l’éjecta et de l’anneau équatorial entre 1 et 5 micron. Pour la première fois aussi, des cartes en 3-D des émissions du fer à l’intérieur des éjecta ont pu être construites, ainsi que de celles de l’hélium dans le choc inverse (tout choc qui se propage dans une région dense génère un choc inverse) : la première sonde la géométrie de l’évènement et la seconde trace la composition du milieu circumstellaire. La carte 3-D du fer, prépondérant dans les éjecta, révèle une morphologie fortement asymétrique qui ressemble à un dipôle brisé dominé par deux gros amas animés de vitesses élevées (environ 2300 km/s). Ces observations prouvent également que l’intérieur de ces éjecta a commencé à interagir avec le choc inverse. NIRSpec a observé aussi de très nombreuses raies d’hydrogène moléculaire : celui-ci est très probablement excité par un rayonnement ultraviolet extrême, mais pourrait aussi résulter d’une combinaison de collisions et recombinaisons dans les couches des éjecta de basse température. Enfin, plusieurs raies coronales très fortement ionisées ont été identifiées dans l’anneau équatorial : leur existence requiert une température supérieure à 2 millions de degrés qui serait associée au rayonnement observé dans les hautes énergies, en particulier dans les rayons-X (voir l’article de Larsson et al.)

Image obtenue avec NIRSpec dans la région spectrale autour de 1,44 micron : c’est la longueur d’onde du fer que l’on voit dans les ejecta, alors que le fer et l’hydrogène qui sont présents dans l’anneau équatorial rayonnent à 1,427 et 1,460 respectivement. La courbe indiquée en pointillés délimite approximativement la région où le choc inverse est détecté (un seul composant du continuum est présent à cette longueur d’onde). L’anneau équatorial est incliné de 43°, et le Nord est dirigé vers l’observateur (Larsson et al., 2024).

Visualisation 3D de l’hélium présent dans le choc inverse. La position des anneaux extérieurs est indiquée par les ellipses bleu et rouge. L’anneau équatorial est connecté aux anneaux extérieurs par les lignes en pointillés pour aider à la visualisation (Larsson et al., 2024).

Un mystère finalement élucidé

Finalement, pour couronner magistralement cette moisson de résultats, le JWST a permis d’élucider un mystère de longue date. Les neutrinos sont des particules élémentaires, de masse pratiquement nulle, qui sont engendrées par des réactions nucléaires. Tandis que le Soleil produit des neutrinos de basse énergie, les neutrinos de haute énergie sont produits par des cataclysmes cosmiques extrêmement violents tels que les supernovae. L’implosion d’une supernova génère en effet une émission de neutrinos, puisque lors de l’effondrement gravitationnel du cœur de l’étoile, les électrons fusionnent avec les protons, produisant des neutrons et des neutrinos. Ces neutrinos sont hautement énergétiques (99% de l’énergie émise par les supernovae l’est sous forme de neutrinos) : une telle émission a été observée quelques heures avant l’apparition de l’évènement lumineux visible par les observatoires de Kamiokande II, IMB et Baksan (Kamiokande détecta 11 neutrinos, IMB 8 neutrinos et Baksan 5 neutrinos), le temps d’un éclair qui dura moins de 13 secondes.

 

Les observations de neutrinos constituent une preuve irréfutable que l’évènement a donné naissance à une étoile à neutron (ou à un trou noir), mais où est-elle?

Les neutrinos n’interagissant que très faiblement avec la matière, ils sont immédiatement libérés, c’est pourquoi le pic de neutrinos a été détecté 3 heures avant la contrepartie optique. Une étoile à neutrons peut présenter différents aspects : si elle tourne rapidement sur elle-même et qu’elle possède un puissant champ magnétique, elle projette alors le long de son axe magnétique un mince pinceau de radiations, et un observateur placé approximativement dans la direction de cet axe observera une émission pulsée par un effet de phare, appelée pour cette raison pulsar. Par contre, si elle n’est ni associée à un compagnon, ni entourée de matière circumstellaire, ou qu’elle n’a pas développé une émission pulsée, une étoile à neutrons est extrêmement difficile à détecter car seule l’émission thermique de sa surface est éventuellement décelable. De plus une étoile à neutron a un diamètre d’une dizaine de kilomètres seulement (pour une masse d’environ 3 milliard de tonnes !), ce qui en fait un des astres les plus petits de l’univers (hormis les trous noirs).

Très vite, de nombreuses recherches de cet astre résiduel ont été entreprises. Elles se sont toutes avérées négatives, que ce soit par des calculs de bilan énergétiques basés sur les observations, par la quête de pulses en utilisant des techniques de photométrie rapide, ou par de l’imagerie directe à toutes les longueurs d’onde. Pour expliquer ce manque de détection, les astronomes ont émis plusieurs hypothèses : les poussières environnantes masqueraient l’étoile à neutron ; la force du champ magnétique ne serait pas suffisante pour avoir formé un pulsar ; il y aurait bien un pulsar, mais le faisceau énergétique n’est pas dirigé dans notre direction…

 

Le JWST a enfin levé le voile :  la théorie indiquant que les photons ionisants émis par une étoile à neutron doivent exciter les raies d’émission des éléments lourds qui sont dans l’éjecta, il s’agit donc de rechercher ces émissions. Pour cela, l’équipe qui conduit cette recherche a analysé les données du MRS et de NIRSpec. La présence de raies fortement ionisées a été identifiée grâce à ces deux instruments. Elles sont dues en particulier à la présence d’argon et de souffre, qui sont justement des éléments produits par la combustion nucléaire de l’oxygène et du silicium. Ces raies en émission avaient déjà été détecté mais avec des résolutions (angulaire et spectrale) trop insuffisantes pour permettre de savoir si l’émission provenait des éjecta ou de l’anneau équatorial. Les observations du JWST ont prouvé sans ambigüité possible que l’émission provient d’une source centrale séparée de l’anneau, et qu’il ne s’agit pas d’une lumière diffusée par celui-ci.

Les raies étroites qui ont été observées ne peuvent être excitées que par une source de photons ionisants ou par une onde de choc. Les sources potentielles pourraient être : (1) des photons d’une nébuleuse de vent de pulsar (PWN, pour Pulsar Wind Nebula) générée par une étoile à neutron, (2) des photons qui proviennent directement d’une étoile à neutron qui se refroidit, (3) une accrétion sur un objet compact, ou (4) des chocs dans une nébuleuse de vent de pulsar. D’autres possibilités ont été envisagées, mais ont été écartées pour diverses raisons.

Quoiqu’il en soit, toutes les explications envisageables impliquent la présence d’une jeune étoile à neutron, ou d’un trou noir, au centre des éjectas. L’hypothèse du trou noir a été écartée parce que le progéniteur de SN 1987A avait une masse trop faible (inférieure à 20 masse solaire), tout comme le cœur de fer (qui avait aussi une masse inférieure à 2 masse solaire).

Il s’agit là d’une découverte majeure faite grâce aux observations réalisées par les instruments du JWST (voir l’article de Fransson et al.). Elle a d’ailleurs justifié d’un communiqué de presse émis par la Revue Science, et repris par la NASA et de très nombreux instituts.

 

Combinaison d’une image du télescope spatial Hubble de SN 1987A et de la source d’argon compacte. La source bleue faible au centre est l’émission de la source compacte détectée avec l’instrument JWST/NIRSpec. Autour de cette source, on aperçoit les débris stellaires, contenant la plupart de la masse, s’étendant à des milliers de km/seconde. La « chaîne de perles » intérieure brillante est le gaz des couches externes de l’étoile qui a été expulsé environ 20 000 ans avant l’évènement final. Les débris rapides entrent maintenant en collision avec l’anneau, ce qui explique les points lumineux.
En dehors de l’anneau intérieur se trouvent deux anneaux extérieurs, vraisemblablement produits par le même processus que celui qui a formé l’anneau intérieur. Les étoiles brillantes à la droite et à la droite de l’anneau intérieur ne sont pas liées à la supernova.

Note : il est coutume, dans l’immense majorité des articles traitant de supernovae, d’utiliser le terme “explosion” pour marquer l’évènement. Ce terme est impropre et prête à une grave confusion. Le mécanisme en jeu dans une supernova comme SN 1987A (dite de Type II), est le résultat d’un effondrement des couches extérieures sur le cœur de l’étoile, puis le collapse du cœur sur lui-même (composé essentiellement de fer). La matière qui s’effondre rebondit alors sur ce noyau dur. Elle est alors expulsée par une puissante onde de choc. C’est ce qui produit le phénomène observé. Il ne s’agit donc en aucun cas d’une “explosion”, puisqu’il s’agit d’une “implosion” initiale. Par contre, une supernova de Type Ia résulte d’une explosion d’une étoile dans un système multiple.

La Supernova iconique SN 1987A sous le projecteur du JWST

Les supernovae sont des corps célestes fondamentaux dans l’évolution de l’univers, mais elles revêtent toujours d’importants mystères comme, par exemple, leur contribution relative à la production de poussières dans l’univers primordial.

La supernova SN 1987A est apparue le 23 février 1987 dans le Grand Nuage de Magellan, à quelques 165000 années-lumière de nous. C’est la première supernova visible en 400 ans, depuis celle de 1604, dite de Kepler, en l’honneur de Johannes Kepler, qui en fut un de ses observateurs les plus assidus, et qui s’est produite, elle, dans notre Galaxie (plus précisément dans la constellation d’Ophiuchus). Née à l’ère des télescopes, SN 1987A a été depuis sa naissance, et est toujours, observée par les moyens les plus modernes dont disposent les astronomes. Elle est devenue à ce titre une véritable icone, sans être vraiment emblématique de sa classe. Rien d’étonnant, donc, à ce qu’elle soit une des premières cibles du Télescope Spatial James Webb, le JWST, dont il n’est plus nécessaire de souligner l’extrême sensitivité et l’excellente résolution angulaire.

Image de SN 1987A et de son environnement, obtenue en 2022 avec le Télescope Spatial Hubble (HST) à travers un filtre centré sur la longueur d’onde de l’hydrogène à 1.08 micron. Les contours indiquent la région d’où provient l’émission d’argon fortement ionisé observée avec le MRS et NIRSpec, qui marque la présence d’un objet compact (voir le dernier paragraphe de cet article). L’étoile indique le centre de l’anneau équatorial (Fransson et al., 2024).

 

Le domaine spectral qui correspond à l’infrarouge est très important: il complète les autres domaines de longueurs d’onde du spectre électromagnétique d’un corps céleste, ce qui est nécessaire pour comprendre les mécanismes physiques qui sont en jeu; de plus, il permet non seulement d’étudier les poussières mais aussi de voir des sources lumineuses qui peuvent être cachées par ces poussières. 

 

 

Si plusieurs observations de supernovae ont été réalisées dans l’infrarouge proche (entre 1 et 5 micron), SN 1987A est la seule supernova à avoir été observée dans l’infrarouge moyen (entre 5 et 30 micron) pour être la seule connue qui soit suffisamment brillante à ces longueurs d’onde. Ces observations ont démarré depuis son apparition, mais c’était alors depuis le sol, avec tous les inconvénients que produit l’atmosphère à ces longueurs d’onde. Tous les instruments du JWST ont magnifiquement pallié ces inconvénients pour donner aux astronomes une nouvelle vision des mécanismes physiques en cours, du cœur de la supernova à son environnement circumstellaire, et jusqu’au milieu interstellaire. 

Une description de l’environnement de SN 1987A ainsi qu’un compte rendu des premières observations effectuées avec le JWST se trouvent ici. Ces observations se sont poursuivies, et des résultats spectaculaires ont été obtenus. Ils sont décrits dans ce qui suit.

 

 

L’Infrarouge Moyen

 

L’Imageur :

 

MIRI, conçu et construit en grande partie par le CEA, sous l’égide du CNES, est l’instrument du JWST qui observe dans l’infrarouge moyen. Sa composante imageur a permis d’élaborer une carte détaillée des températures en jeu, tout en fournissant des données inédites sur la morphologie de ce que les astronomes appellent « les Restes de la Supernova » (Supernova Remnant).  Une attention particulière a été portée sur les poussières : certaines résultent de l’évolution de l’étoile progénitrice (elles sont donc antérieures à l’évènement) et se trouvent en particulier dans les différents anneaux, tandis que d’autres se sont condensées dans les éjecta pendant l’évènement. A l’aide de l’imageur de MIRI, une destruction des poussières dans certaines zones, et une nouvelle condensation de celles-ci dans d’autres ont pu être observées. Les images obtenues montrent que l’onde de choc initiale, véritable moteur du phénomène, a maintenant atteint les régions extérieures du milieu circumstellaire (voir l’article de Bouchet et al.).

Carte des températures calculées avec un modèle standard de la composition des poussières, sur laquelle sont superposés les contours de l’image obtenue à 5,6 micron (le niveau des contours en mJy/pixel est indiqué sur la figure) (Bouchet et al., 2024).

Images obtenue à 5,6, 10, 18 et 25,5 micron avec l’imageur de MIRI (MIRIm), avec les contours de l’image obtenue avec le MRS à 6,985 micron, qui correspond à la longueur d’onde de l’argon doublement ionisé. Les dimensions du faisceau lumineux pour chaque longueur d’onde sont illustrées en bas à gauche de chaque image (Bouchet et al., 2024).

 

La Spectroscopie :

 

Toujours dans l’infrarouge moyen (ou thermique), le spectrographe à moyenne résolution spectrale de MIRI (appelé MRS, pour Medium Resolution Spectrograph) a permis grâce à son excellent pouvoir de séparation spatial de distinguer en détails les éjecta de la supernova, l’anneau équatorial qui les entoure, et le milieu circumstellaire plus lointain. L’anneau équatorial est situé à une distance de 0,7 année-lumière du centre de la supernova, et résulte d’un épisode de l’évolution de son progéniteur il y a quelques 20000 ans. Le milieu circumstellaire plus lointain consiste en particulier en deux anneaux qui formerait un sablier s’il était vu perpendiculairement à son grand axe (voir figure dans l’actualité précitée). Lorsque du gaz en expansion heurte des régions denses, il se refroidit. Les spectres de la lumière émise dans ces différentes régions permettent de mettre en évidence certaines propriétés de ce gaz lorsqu’il rentre en contact avec l’anneau équatorial, et après le choc. Ils ont aussi conduit à l’identification d’éléments chimiques dans les milieux les moins denses, dont la forte ionisation pourrait avoir été produite par la progression d’une succession d’onde de chocs à travers l’anneau, ou par le rayonnement UV associé à l’origine de l’évènement. Le MRS a aussi montré que les grains de poussières les plus petits sont plus facilement détruits que ceux de dimensions supérieures, et a mis en lumière les principaux éléments qui composent les éjecta (voir l’article de Jones et al.)

 

Images des émissions produites par divers éléments chimiques dans l’environnement de SN 1987A obtenues avec le MRS. Les ellipses indiquent la position des anneaux. Les barres colorées indiquent les intensités mesurées en MJy/sr (Jones et al., 2023).

L’Infrarouge Proche

 

L’Imageur :

 

L’extraordinaire résolution angulaire de la caméra NIRCam (Near Infrared Camera) , avec un pouvoir de séparation de 0,05 seconde d’arc dans l’infrarouge proche a permis d’identifier pour la première fois trois régions bien distinctes : (1) de faibles croissants d’hydrogène moléculaire, situés entre les éjecta et l’anneau équatorial, (2) une barre qui est une substructure des éjecta, et (3) une émission continue brillante à l’extérieur de l’anneau. Dans les courtes longueurs d’onde (de 1 à 2,3 micron), les images de NIRCam montrent que le rayonnement provient d’une émission de raies qui révèlent la présence des éléments chimiques qui se trouvent dans les éjecta et dans certaines régions de l’anneau équatorial (que les astronomes appellent les points chauds). Par contre, dans la fenêtre spectrale comprise entre 3 et 5 micron, il s’agit d’une émission continue provenant de poussières dans les éjecta (poussières qui, par ailleurs, pourraient masquer le centre de la supernova), et d’une émission synchrotron dans l’anneau équatorial et son extérieur. Ces observations montrent que le refroidissement et la destruction des poussières sont plus rapides que le refroidissement du rayonnement synchrotron, qui est lui-même plus rapide que la recombinaison de l’hydrogène dans l’anneau. Un sous-produit très important de ces observations réalisées avec NIRCam, est que celles-ci ouvrent une nouvelle fenêtre dans l’étude de l’accélération des particules et de la physique des chocs dans des détails sans précédent, lorsqu’ils sont explorés par l’émission synchrotron dans le proche infrarouge. Ceci permet d’établir une image très précise de la façon dont une supernova évolue (voir l’article de Matsuura et al.).

Image composée à partir de cinq filtres de NIRCam (1,5 et 1.6 micron en bleu ; 2 micron en jaune ; 4 micron en orange; 4,4 micron en rouge). L’intérieur des éjecta est composé essentiellement de fer qui rayonne à 1.6 micron. A l’intérieur des éjecta, on aperçoit une barre alignée approximativement sur la direction Est – Ouest, et 2 croissants apparaissent entre les éjecta et l’anneau équatorial. Des points chauds sont aussi visibles dans l’anneau équatorial délimité par les 2 ellipses, mais on en trouve aussi à l’extérieur de cet anneau. La position des 2 anneaux extérieurs est indiquée par les ellipses en pointillés (Nord vers le haut, Est vers la droite). (Matsuura et al., 2024)

 

La Spectroscopie :

 

Pour clore cette série d’observations, le spectrographe NIRSpec (Near Infrared Spectrograph) a fourni la première spectroscopie spatialement résolue de l’éjecta et de l’anneau équatorial entre 1 et 5 micron. Pour la première fois aussi, des cartes en 3-D des émissions du fer à l’intérieur des éjecta ont pu être construites, ainsi que de celles de l’hélium dans le choc inverse (tout choc qui se propage dans une région dense génère un choc inverse) : la première sonde la géométrie de l’évènement et la seconde trace la composition du milieu circumstellaire. La carte 3-D du fer, prépondérant dans les éjecta, révèle une morphologie fortement asymétrique qui ressemble à un dipôle brisé dominé par deux gros amas animés de vitesses élevées (environ 2300 km/s). Ces observations prouvent également que l’intérieur de ces éjecta a commencé à interagir avec le choc inverse. NIRSpec a observé aussi de très nombreuses raies d’hydrogène moléculaire : celui-ci est très probablement excité par un rayonnement ultraviolet extrême, mais pourrait aussi résulter d’une combinaison de collisions et recombinaisons dans les couches des éjecta de basse température. Enfin, plusieurs raies coronales très fortement ionisées ont été identifiées dans l’anneau équatorial : leur existence requiert une température supérieure à 2 millions de degrés qui serait associée au rayonnement observé dans les hautes énergies, en particulier dans les rayons-X (voir l’article de Larsson et al.)

 

Image obtenue avec NIRSpec dans la région spectrale autour de 1,44 micron : c’est la longueur d’onde du fer que l’on voit dans les ejecta, alors que le fer et l’hydrogène qui sont présents dans l’anneau équatorial rayonnent à 1,427 et 1,460 respectivement. La courbe indiquée en pointillés délimite approximativement la région où le choc inverse est détecté (un seul composant du continuum est présent à cette longueur d’onde). L’anneau équatorial est incliné de 43°, et le Nord est dirigé vers l’observateur (Larsson et al., 2024).

Visualisation 3D de l’hélium présent dans le choc inverse. La position des anneaux extérieurs est indiquée par les ellipses bleu et rouge. L’anneau équatorial est connecté aux anneaux extérieurs par les lignes en pointillés pour aider à la visualisation. (Larsson et al., 2024).

 

Un Mystère Finalement élucidé

 

Finalement, pour couronner magistralement cette moisson de résultats, le JWST a permis d’élucider un mystère de longue date. Les neutrinos sont des particules élémentaires, de masse pratiquement nulle, qui sont engendrées par des réactions nucléaires. Tandis que le Soleil produit des neutrinos de basse énergie, les neutrinos de haute énergie sont produits par des cataclysmes cosmiques extrêmement violents tels que les supernovae. L’implosion d’une supernova génère en effet une émission de neutrinos, puisque lors de l’effondrement gravitationnel du cœur de l’étoile, les électrons fusionnent avec les protons, produisant des neutrons et des neutrinos. Ces neutrinos sont hautement énergétiques (99% de l’énergie émise par les supernovae l’est sous forme de neutrinos) : une telle émission a été observée quelques heures avant l’apparition de l’évènement lumineux visible par les observatoires de Kamiokande II, IMB et Baksan (Kamiokande détecta 11 neutrinos, IMB 8 neutrinos et Baksan 5 neutrinos), le temps d’un éclair qui dura moins de 13 secondes.

 

Les observations de neutrinos constituent une preuve irréfutable que l’évènement a donné naissance à une étoile à neutron (ou à un trou noir), mais où est-elle?

 

Les neutrinos n’interagissant que très faiblement avec la matière, ils sont immédiatement libérés, c’est pourquoi le pic de neutrinos a été détecté 3 heures avant la contrepartie optique. Une étoile à neutrons peut présenter différents aspects : si elle tourne rapidement sur elle-même et qu’elle possède un puissant champ magnétique, elle projette alors le long de son axe magnétique un mince pinceau de radiations, et un observateur placé approximativement dans la direction de cet axe observera une émission pulsée par un effet de phare, appelée pour cette raison pulsar. Par contre, si elle n’est ni associée à un compagnon, ni entourée de matière circumstellaire, ou qu’elle n’a pas développé une émission pulsée, une étoile à neutrons est extrêmement difficile à détecter car seule l’émission thermique de sa surface est éventuellement décelable. De plus une étoile à neutron a un diamètre d’une dizaine de kilomètres seulement (pour une masse d’environ 3 milliard de tonnes !), ce qui en fait un des astres les plus petits de l’univers (hormis les trous noirs).

Très vite, de nombreuses recherches de cet astre résiduel ont été entreprises. Elles se sont toutes avérées négatives, que ce soit par des calculs de bilan énergétiques basés sur les observations, par la quête de pulses en utilisant des techniques de photométrie rapide, ou par de l’imagerie directe à toutes les longueurs d’onde. Pour expliquer ce manque de détection, les astronomes ont émis plusieurs hypothèses : les poussières environnantes masqueraient l’étoile à neutron ; la force du champ magnétique ne serait pas suffisante pour avoir formé un pulsar ; il y aurait bien un pulsar, mais le faisceau énergétique n’est pas dirigé dans notre direction…

Le JWST a enfin levé le voile :  la théorie indiquant que les photons ionisants émis par une étoile à neutron doivent exciter les raies d’émission des éléments lourds qui sont dans l’éjecta, il s’agit donc de rechercher ces émissions. Pour cela, l’équipe qui conduit cette recherche a analysé les données du MRS et de NIRSpec. La présence de raies fortement ionisées a été identifiée grâce à ces deux instruments. Elles sont dues en particulier à la présence d’argon et de souffre, qui sont justement des éléments produits par la combustion nucléaire de l’oxygène et du silicium. Ces raies en émission avaient déjà été détecté mais avec des résolutions (angulaire et spectrale) trop insuffisantes pour permettre de savoir si l’émission provenait des éjecta ou de l’anneau équatorial. Les observations du JWST ont prouvé sans ambigüité possible que l’émission provient d’une source centrale séparée de l’anneau, et qu’il ne s’agit pas d’une lumière diffusée par celui-ci.

Les raies étroites qui ont été observées ne peuvent être excitées que par une source de photons ionisants ou par une onde de choc. Les sources potentielles pourraient être : (1) des photons d’une nébuleuse de vent de pulsar (PWN, pour Pulsar Wind Nebula) générée par une étoile à neutron, (2) des photons qui proviennent directement d’une étoile à neutron qui se refroidit, (3) une accrétion sur un objet compact, ou (4) des chocs dans une nébuleuse de vent de pulsar. D’autres possibilités ont été envisagées, mais ont été écartées pour diverses raisons.

Quoiqu’il en soit, toutes les explications envisageables impliquent la présence d’une jeune étoile à neutron, ou d’un trou noir, au centre des éjectas. L’hypothèse du trou noir a été écartée parce que le progéniteur de SN 1987A avait une masse trop faible (inférieure à 20 masse solaire), tout comme le cœur de fer (qui avait aussi une masse inférieure à 2 masse solaire).

Il s’agit là d’une découverte majeure faite grâce aux observations réalisées par les instruments du JWST (voir l’article de Fransson et al.). Elle a d’ailleurs justifié d’un communiqué de presse émis par la Revue Science, et repris par la NASA et de très nombreux instituts.

Combinaison d’une image du télescope spatial Hubble de SN 1987A et de la source d’argon compacte. La source bleue faible au centre est l’émission de la source compacte détectée avec l’instrument JWST/NIRSpec. Autour de cette source, on aperçoit les débris stellaires, contenant la plupart de la masse, s’étendant à des milliers de km/seconde. La « chaîne de perles » intérieure brillante est le gaz des couches externes de l’étoile qui a été expulsé environ 20 000 ans avant l’évènement final. Les débris rapides entrent maintenant en collision avec l’anneau, ce qui explique les points lumineux.
En dehors de l’anneau intérieur se trouvent deux anneaux extérieurs, vraisemblablement produits par le même processus que celui qui a formé l’anneau intérieur. Les étoiles brillantes à la droite et à la droite de l’anneau intérieur ne sont pas liées à la supernova.

Note : il est coutume, dans l’immense majorité des articles traitant de supernovae, d’utiliser le terme “explosion” pour marquer l’évènement. Ce terme est impropre et prête à une grave confusion. Le mécanisme en jeu dans une supernova comme SN 1987A (dite de Type II), est le résultat d’un effondrement des couches extérieures sur le cœur de l’étoile, puis le collapse du cœur sur lui-même (composé essentiellement de fer). La matière qui s’effondre rebondit alors sur ce noyau dur. Elle est alors expulsée par une puissante onde de choc. C’est ce qui produit le phénomène observé. Il ne s’agit donc en aucun cas d’une “explosion”, puisqu’il s’agit d’une “implosion” initiale. Par contre, une supernova de Type Ia résulte d’une explosion d’une étoile dans un système multiple.

SN 1987A, Première Star des observations du JWST

SN 1987A est une supernova qui a explosé dans le Grand Nuage de Magellan, une galaxie naine proche de la Voie lactée à environ 164500 années-lumière (1,6 milliard de milliards de kilomètres), ce qui en fait la supernova la plus proche observée depuis la supernova dite de Kepler en 1604 (lequel, pour des raisons météo n’a pu l’observer que bien après son apparition – il pleuvait sur Prague !), qui avait eu lieu dans notre Voie lactée, peu après la supernova de Tycho Brahe, qui lui était sur place à l’abbaye de Herrevad, ce qui lui a permis de l’observer en novembre 1572. L’objet n’est pas dans cet article de revenir sur ces évènements historiques, tellement passionnants, mais de souligner le fait qu’il a fallu attendre près de 400 ans pour qu’un terrien puisse observer un tel évènement. J’ai eu moi-même, l’incroyable (inespérée !) chance de voir de mes yeux nus cette supernova, depuis la Cordillère des Andes.

En effet, le Grand Nuage de Magellan n’est visible que depuis l’hémisphère sud. Pour le lecteur qui s’y intéresserait, il convient de souligner que le nom des Petit et Grand Nuage de Magellan ont pris ces appellations car contrairement à ce que l’on peut observer dans l’hémisphère Nord ou le pôle est fléché par une étoile, rien de tel dans l’hémisphère austral. A l’époque où le GPS n’existait pas, les navigateurs utilisaient un sextant pendant la journée (il fallait voir l’horizon) mais gardaient leur route la nuit en fonction des étoiles. Il y avait deux nuages dans le ciel. On ne parlait pas encore de galaxie, on n’en connaissait pas même le concept ! Magellan fut le premier à se rendre compte que pour savoir où était le pôle sud, il suffisait de construire un triangle équilatéral dont deux points seraient le centre de ces nuages et le troisième le pôle. C’était remarquablement ingénieux. Et précis !

Vue d’artiste de la Supernova SN1987A et son environnement proche après les observations réalisées avec ALMA (Crédits ESO/NAOJ/NRAO/ Alexandra Angelich)

Figure 1 – Vue d’artiste de la Supernova SN 1987A et son environnement proche après les observations réalisées avec ALMA (Crédits ESO/NOAO/NRAO/Alexandra Angelich)

 

Après cette diversion, revenons à la supernova SN 1987A.  Les premières observations du phénomène ont été faites quelques heures à peine après que son éclat eut atteint la Terre, dans la nuit du 23 février 1987 par plusieurs astronomes amateurs et professionnels d’Amérique du Sud, d’Australie et de Nouvelle-Zélande. Très tôt, les premiers neutrinos furent détectés, ce qui fut une première, et confirmait d’une manière spectaculaire les théories en vigueur qui prévoyaient la formation d’une étoile à neutrons. De plus, ces détections laissaient augurer qu’une nouvelle ère de l’astrophysique allait commencer. Force est de constater que nous devrons attendre pour cela de détecter plus de neutrinos naissants de phénomènes astrophysiques.

Nous nous attendions à ce que cette supernova devienne très brillante, mais il faut reconnaître que nos espoirs ont été quelque peu déçus. Très vite les théoriciens ont réalisé que ceci était dû au fait que l’étoile qui s’effondrait était une géante bleue. On nous avait inculqué à l’école que ce genre d’implosion (et non pas d’explosion) ne pouvait provenir que de la fin de vie d’une super-géante rouge. Première anomalie, vite expliquée par les mêmes théoriciens.  Mais aussi première découverte. L’évolution de super géante bleue en supernova s’explique par une perte de masse avant son explosion, ce qui peut se traduire par un passage de supergéante rouge à supergéante bleue. Cette théorie a été confirmée par la présence de trois anneaux de gaz autour de SN 1987A.


La seconde découverte, de toute importance, fut d’observer que de la poussière avait pu se condenser dans cet environnement extrêmement violent, 400 jours après l’implosion. La présence de molécules dans les débris a été mise en évidence très vite après l’évènement (100 jours après, environ). S’en est suivie, en août 1988, la découverte d’une condensation de poussières grâce aux observations conduites dans l’infrarouge à l’ESO (l’Observatoire Européen Austral, situé au Chili). Mais plus tard, à partir d’observations réalisées avec le satellite infrarouge Herschel en 2010, puis confirmée par le radio télescope submillimétrique ALMA de l’ESO en janvier 2014, la présence d’une énorme quantité de poussières froides dans les débris (0,25 masse solaire!) a non seulement surpris la communauté astronomique mais a aussi ravivé le débat sur l’origine des poussières dans l’Univers primordial. Mais nous ignorons encore la composition de ces poussières froides. Une des grandes questions de l’astrophysique actuelle avait-elle trouvé une réponse ? D’où proviennent les premières poussières, puisque nous savions que celles libérées par des étoiles cacochymes n’étaient arrivées que fort tard (l’évolution des étoiles prend un certain temps). La quantité de poussières détectées semblait pourtant bien inférieure à celle qui pourrait répondre à la question : ces poussières résultaient-elles de celles détectées en 1988, ou avait-elles une autre origine ? Nous n’en savions rien !


La morphologie particulière de ces anneaux est une des principales caractéristiques de SN 1987A. Les deux anneaux extérieurs et l’anneau intérieur (plus petit) forment une sorte de « sablier », l’anneau intérieur formant le col. Le télescope spatial Hubble a permis de dater l’éjection de matière les constituant à environ 20 000 ans avant l’explosion. Deux étoiles brillantes se trouvent près des anneaux extérieurs, sans aucun lien avec le système ; les éjectas observés apparaissent en vert. SNR signifie « Restes de la Supernova » (SuperNova Remnant, en anglais).

Figure 2 – La morphologie particulière de ces anneaux est une des principales caractéristiques de SN 1987A. Les deux anneaux extérieurs et l’anneau intérieur (plus petit) forment une sorte de « sablier », l’anneau intérieur formant le col. Le télescope spatial Hubble a permis de dater l’éjection de matière les constituant à environ 20 000 ans avant l’explosion. Deux étoiles brillantes se trouvent près des anneaux extérieurs, sans aucun lien avec le système ; les éjectas observés apparaissent en vert. SNR signifie « Restes de la Supernova » (SuperNova Remnant, en anglais).

Des études montrent que la poussière interstellaire est née très tôt dans l’histoire de l’univers, avant même que ne s’enclenchent les processus classiques de formation de la poussière interstellaire, les nébuleuses planétaires. Tous les regards sont tournés vers l’explosion des étoiles massives dont on sait qu’elles ont eu lieu rapidement et SN1987A nous offre un laboratoire idéal pour aborder cette question. Avec MIRI nous espérons enfin savoir si la poussière résiste à l’onde de choc de l’explosion, si de la poussière naît dans une supernova, où et comment.

Quel type de poussière nait dans une supernova ? La question peut sembler anecdotique, mais quand on sait que les molécules naissent à la surface des grains de poussière, c’est l’origine de la complexité dans l’univers qui se joue ici.

En 1991, le télescope Spatial Hubble nous fit découvrir un système de 3 anneaux autour de la supernova (voir figures 2 et 3). L’anneau intérieur (formé de poussières mais surtout de gaz) reste encore très brillant alors que tous les modèles prédisaient qu’à l’heure des observations du JWST (le « James Webb Space Telescope »), il aurait cessé d’être aussi lumineux. C’est sans doute que la destruction des poussières n’a pas été aussi efficace que ce que prévoyait la théorie, et que l’onde de choc n’a pas affecté le gaz. De toutes manières, pour étudier les poussières, il faut observer en infrarouge ! C’est un peu pour cela qu’a été conçu le JWST.

Les étoiles massives donnent naissance à des supernovae lorsque leurs enveloppes et leurs cœurs collapsent, par manque de combustion centrale, et que le fer, dernier élément à avoir été synthétisé, ne peut plus être consumé. L’implosion est suivie d’un rebond des couches externes de leurs atmosphères sur ce cœur de fer. Il en résulte une étoile à neutron, un pulsar, voire un trou noir. Un autre type de supernovae, totalement différent, celles qui sont utilisées pour calculer des distances cosmologiques, et qui nous ont permis de constater que l’expansion de l’univers s’était accélérée 7 milliards d’années après le Big Bang, sont le résultat d’une déflagration. D’elles, il n’en reste plus rien.

Figure 3 – L’onde de choc produite par l’explosion en atteignant l’anneau équatorial intérieur (formé par des poussières – et de gaz- quelques 20000 ans avant l’implosion) a formé au fil des années un magnifique collier de perle! L’intensité lumineuse de ce collier a commencé à décroître à partir de 2014, lorsque l’onde de choc passait au-delà de l’anneau (images HST ; crédit NASA)

L’excellente résolution angulaire et l’extrême sensitivité des instruments du JWST, en particulier MIRI, en font le seul observatoire capable d’observer la distribution des poussières dans le milieu circumstellaire autour de SN1987A et dans les éjectas. D’autre part, l’étoile à neutron (ou le pulsar ?) qui s’est formée au moment de l’implosion de la supernova n’a toujours pas été détectée. Des modèles théoriques prévoient qu’elle pourrait l’être avec des observations effectuées dans l’infrarouge thermique. Si tel est le cas, seul MIRI pourrait nous offrir le luxe de cette découverte !

Le milieu déjà perturbé par le passage de l’onde de choc est maintenant affecté par une onde de choc inverse qui s’approche des régions externes de l’éjecta. S’il est vrai que l’étude de SN 1987A nous a en général permis de confirmer, voire affiner, la théorie, des inconnues demeurent : par exemple, quelle est l’origine des structures circumstellaires observées ? Que pouvons-nous apprendre sur le milieu interstellaire avant même que l’étoile qui a implosé se soit formée ? Quel est le mécanisme responsable de l’émission observée dans l’infrarouge thermique, attribuée à la présence de poussières? Celles qui s’étaient condensées dans l’éjecta peu après l’explosion sont-elles maintenant détruites par cette onde de choc inverse ? Que reste-t-il au cœur de l’explosion ? Pouvons-nous détecter l’étoile à neutrons, le pulsar, qui résulte de l’évènement ? Les réponses dépendent fortement de celle que nous donnerons à une question fondamentale qui, 30 ans après l’explosion, reste toujours très débattue: l’étoile qui a donné naissance à SN 1987A faisait-elle partie d’un système binaire ?

Seule la combinaison d’observations multi longueurs d’onde, des rayons-X aux ondes radio, peut nous permettre de dresser un état des lieux du milieu circumstellaire et de comprendre les mécanismes actuellement en jeu. Le JWST fait partie de cet ensemble avec NIRCam et NIRSpec dans le proche infrarouge, et MIRI dans l’infrarouge thermique. Le HST (Télescope de Hubble) continue à observer la supernova dans les longueurs d’onde visibles, comme le complexe ALMA le fait dans les ondes submillimétriques. Quelques questions se posent : Y aura-t-il des signatures spectrales de NIRSpec sur la dynamique du choc, sur des raies atomiques ? NIRCam va-elle nous révéler de nouvelles structures, et nous permettra-t-elle de quantifier des variations de température ? L’enquête est ouverte et va sans aucun doute poursuivre son cours pendant plusieurs années.

Il reste que le JWST fait donc le pont entre la vision que nous dans le domaine visible le HST et les découvertes extraordinaires réalisées par ALMA aux très grandes longueurs d’onde : en ce sens il est absolument essentiel pour l’étude des phénomènes physiques qui régissent maintenant les restes de SN 1987A !

Du temps d’observation GTO (« Guaranteed Time Observations ») a été attribué aux équipes qui ont construits des instruments, délivré des composants électroniques, des logiciels, ou on fait profiter le projet de leurs compétences techniques ou interdisciplinaires. Dans ce cadre préétabli, SN 1987A a été l’une des cibles prioritaires pour les observations effectuées par MIRI, le seul instrument (conçu et fabriqué au CEA) des quatre embarqués sur l’observatoire qui observe dans des grandes longueurs d’onde (infrarouge thermique). Les premières données sont extraordinaires du point de vue esthétique, mais elles nécessitent un traitement spécifique qui sera fait prochainement fait au CEA, ce qui permettra d’ajouter de la physique à la beauté.  

La figure 4 nous montre les premières données obtenues avec le JWST à quatre longueurs d’onde (5.6, 10, 18, et 25.5 micron). Au vu de ces premières images, rien de très nouveau, apparemment, que nous ne connaissions déjà. Sinon le fait que l’émission dans la région Nord-Est de l’anneau domine toujours et encore la luminosité globale, alors que les modèles théoriques prévoyaient qu’elle aurait dû disparaître).  Ces premières images, non encore traitées, mais déjà spectaculaires, nous disent surtout qu’une plus profonde analyse devrait nous permettre de rajouter à l’esthétique une étude scientifique appropriée. Le département d’Astrophysique du CEA, auquel appartient le Centre d’Expertise JWST/MIRI (MICE) au sein de l’IRFU a déjà commencé à s’atteler à la tâche.


Figure 4 – Ces premières images de MIRI obtenues le 18 juillet 2022 aux longueurs d’onde de 5,6, 10, 18, et 25,5 micron n’ont pas encore été traitées. Le Département d’Astrophysique du CEA s’y emploie activement !

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