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 !

Rendez-vous Galactique : II ZW 96, et Présidentiel

Cette image montre la fusion de galaxies au centre. Les noyaux des galaxies, colorés en bleu, sont au-dessous du centre. Ils sont entourées de flambées d’étoiles en rouge. On reconnaît la forme d’une magnifique spirale dans la galaxie du bas, mais déformée sous l’effet de la gravité de sa voisine avec laquelle elle est en interaction. On peut voir en arrière-plan de nombreuses galaxies minuscules qui sont bien plus éloignées que cette paire de galaxies.

 

L’image prise par le JWST montre une paire de galaxies qui fusionnent, connue par les astronomes sous le nom de II ZW 96. Ces galaxies sont à environ 500 millions d’années-lumière de la Terre et se trouvent dans la direction de la constellation du Dauphin, près de l’équateur céleste. En plus du tourbillon endiablé des galaxies qui fusionnent, on aperçoit sur le fond de cette image un bestiaire d’autres galaxies.

Les deux galaxies sont en train de fusionner et ont donc une forme chaotique et perturbée. Les cœurs brillants des deux galaxies sont reliés par des vrilles brillantes de régions de formation d’étoiles, et les bras spiralés de la galaxie inférieure ont été déformés par la perturbation gravitationnelle de la fusion des galaxies. Ce sont ces régions de formation d’étoiles qui ont fait de II ZW 96 une cible si tentante pour le JWST : la collision a provoqué une flambée d’étoiles d’une si puissante intensité que cette galaxie rayonne autant que 100 milliards de soleils dans le domaine des infrarouges lointains. D’où son appartenance à la classe des galaxies lumineuses infrarouges, connues sous l’acronyme de LIRG pour Luminous InfraRed Galaxies.

Cette observation est tirée d’une collection d’observations de galaxies lumineuses infrarouges et de la classe encore plus lumineuse, les galaxies “ultra-lumineuses” infrarouge (ULIRG).  Le JWST a utilisé deux de ses instruments de pointe : NIRCam  (la caméra infrarouge proche), et MIRI,  (la caméra infrarouge moyen développée en France).

Petite anecdote :  Cette nouvelle image du JWST a été présentée pour la première fois avec toutes les explications à l’appui, à la vice-président des Etats-Unis Kamala Harris et au président français Emmanuel Macron lors d’une visite au siège de la NASA à Washington mercredi 30 novembre 2022. La vice-président Harris et le président Macron ont également prévisualisé une toute nouvelle image composite des piliers de la création.

Une couronne de formation stellaire dans la galaxie NGC 7469

NGC 7469 est une galaxie spirale lumineuse, vue de face depuis la Terre, qui se trouve à environ 220 millions d’années-lumière de la Terre dans la constellation de Pégase. Son diamètre est d’environ 90 000 années-lumière. 

Cette galaxie spirale avait été étudiée récemment dans le cadre du Relevé astronomique des galaxies infrarouges lumineuses dans toutes les régions du ciel (Great Observatories All-sky LIRGs Survey, GOALS), réalisé avec les grands observatoires de la NASA. Il s’agit de quatre télescopes spatiaux lancés entre 1990 et 2003 : le Télescope Spatial Hubble (HST), l’Observatoire Compton des rayons gamma (CGRO), l’Observatoire Chandra pour les rayons-X (CXO), et le télescope Spatial Spitzer pour l’infrarouge (SST).  

Elle vient maintenant d’être observée par le JWST pour un programme « Diffusion Scientifique Anticipée » (Early Release Science, ERS #1328), qui vise à étudier la physique de la formation des étoiles, la croissance du trou noir et ses effets sur la formation d’étoiles (rétroaction) dans quatre galaxies infrarouges lumineuses proches.

NGC 7469 abrite un noyau galactique actif (AGN), qui est une région centrale extrêmement brillante dominée par la lumière émise par la poussière et le gaz lorsqu’il tombe dans le trou noir central de la galaxie. Cette galaxie offre aux astronomes l’occasion unique d’étudier la relation entre les AGN et l’activité de formation d’étoiles, car cet AGN est entouré d’une flambée d’étoiles qui prend la forme d’un anneau à un rayon de 1500 années-lumière autour de lui. Bien que NGC 7469 soit l’un des AGN les mieux étudiés dans le ciel, la nature compacte de ce système et la présence d’une grande quantité de poussière ont rendu difficile pour les scientifiques d’obtenir la résolution et la sensibilité nécessaires pour étudier cette relation dans l’infrarouge. Maintenant, avec le JWST, les astronomes peuvent explorer l’anneau stellaire de la galaxie, l’AGN central, et le gaz et la poussière entre les deux.

En utilisant les instruments MIRI, NIRCam et NIRSpec pour obtenir des images et des spectres de NGC 7469 dans des détails sans précédent, l’équipe de GOALS a découvert un certain nombre d’informations nouvelles sur cet objet. Cela comprend les très jeunes amas de formation d’étoiles jamais vus auparavant, ainsi que des poches de gaz moléculaire très chaud et turbulent, et des preuves directes de la destruction de petits grains de poussière dans un rayon de quelques centaines d’années-lumière autour du noyau. Ceci prouve que l’AGN a un impact sur le milieu interstellaire environnant. De plus, un gaz atomique hautement ionisé et diffus semble sortir du noyau à environ 6,4 millions de kilomètres à l’heure, ce qui fait partie d’un « vent galactique » qui avait déjà été identifié, mais qui est maintenant révélé avec le JWST avec des détails étonnants. Avec l’analyse des riches ensembles de données du JWST toujours en cours, d’autres secrets de ce laboratoire local où l’on peut étudier en détail la relation entre un noyau actif et les flambées d’étoiles (starburst) ne manqueront pas d’être bientôt dévoilés.

Cette image montre la galaxie spirale lumineuse NGC 7469, dominée par une région centrale brillante. La galaxie a des teintes bleu-violet avec des régions orange-rouge remplies d’étoiles.  

Beaucoup d’étoiles et de galaxies remplissent la scène de fond. Son compagnon, la galaxie IC 5283, est partiellement visible dans la partie inférieure gauche de cette image.

Une caractéristique marquante de cette image est l’étoile à six branches qui s’aligne parfaitement avec le cœur de NGC 7469. Contrairement à la galaxie, ce n’est pas un véritable objet céleste, mais un artefact d’imagerie connu sous le nom de pic de diffraction, causé par l’AGN brillant non résolu. Les pics de diffraction sont des motifs produits sous forme de courbures de lumière autour des bords tranchants d’un télescope. Le miroir principal du JWST est composé de segments hexagonaux qui contiennent chacun des bords contre lesquels la lumière peut se diffracter, donnant six pointes lumineuses. Il y a aussi deux pics plus courts et plus faibles, qui sont créés par diffraction de la jambe verticale qui aide à soutenir le miroir secondaire.

 

Cela indique que la source de lumière très puissante est ponctuelle, et confirme ainsi qu’il s’agit d’un noyau actif avec en son centre un trou noir supermassif.

Le James Webb

L’atmosphère d’une exoplanète révélée par le JWST (WASP39-b)

Le télescope spatial James Webb de la NASA/ESA/CSA a réalisé un nouveau portrait avec une précision inégalée de l’atmosphère de l’exoplanète WASP-39b, une “Saturne chaude” située à quelque 700 années-lumière. Les nouvelles observations sont si précises que les données fournissent même des signes de chimie active et de nuages, ajoutant le dioxyde de Sulfure au palmarès des gaz détectés dans l’atmosphère de la géante gazeuse.

Des télescopes au sol ainsi que spatiaux, tel que les télescopes Hubble et Spitzer, avaient unis leurs performances afin d’obtenir le spectre le plus complet de l’atmosphère possible avec la technologie de l’époque. De la vapeur d’eau (H20), du monoxyde de carbone (CO), du sodium (Na) et du potassium (K) ont ainsi pu être révélés (voir ici pour plus d’informations.)

Spectre obtenu grâce aux télescopes spatiaux Hubble et Spitzer. La ligne bleue représente le modèle atmosphérique qui ajuste au mieux les données – Crédit : NASA, ESA, G. Bacon and A. Feild (STScI), and H. Wakeford (STScI/Univ. of Exeter)

Avec l’arrivée de JWST, cette étude est rentrée dans une toute nouvelle ère, avec des observations dépassant considérablement les précédents relevés.

WASP-39b était l’une des premières cibles de l’observatoire spatiale. Observé par le puissant spectrographe NIRSpec, le dioxyde de carbone (C02) avait été détecté pour la première fois de manière sans équivoque dans l’atmosphère de la planète gazeuse (voir ici).

Récemment, le JWST a déployé ses autres instruments proche infrarouge permettant d’ajouter le dioxyde de soufre (S02) au palmarès des gaz détectés. Ce composé soufré serait produit dans l’atmosphère grâce à la photochimie, phénomène qui n’avait jusqu’à présent jamais été observé dans une exoplanète. 

Les spectres obtenus par les trois instruments proche infrarouge à bord du JWST, NIRSpec, NIRCam et NIRISS, informent les scientifiques sur la composition chimique de l’atmosphère de la géante gazeuse WASP-39 b – Crédit : NASA, ESA, CSA, J. Olmsted (STScI).

En haut à gauche, sur l’image ci-dessus, les données de NIRISS montrent les empreintes du potassium (K), de l’eau (H2O) et du monoxyde de carbone (CO). En haut à droite, les données de NIRCam montrent une signature d’eau importante. En bas à gauche, les données de NIRSpec indiquent la présence d’eau, de dioxyde de soufre (SO2), de dioxyde de carbone (CO2) et de monoxyde de carbone (CO). En bas à droite, des données supplémentaires de NIRSpec révèlent toutes ces molécules ainsi que du sodium (Na). La ligne bleue représente le modèle atmosphérique qui ajuste au mieux les données, informant sur la quantité des éléments chimiques détectées dans l’atmosphère.

« Le JWST nous permet de confirmer la présence de la vapeur d’eau, de sodium et potassium dans l’atmosphère de WASP39b avec une précision remarquable. Ces nouvelles données nous ont aussi permis de confirmer sans ambiguïté la présence du CO2, précédemment suggérée par nos modèles et des données des télescopes Hubble et Spitzer en 2018; mais aussi de détecter la présence du dioxyde de soufre, inattendue, démontrant pour la première fois que des phénomènes de photochimie sont à l’œuvre dans l’atmosphère d’une exoplanète. Ces résultats ouvrent la voie pour la détection future avec JWST d’autres molécules dans l’atmosphère des exoplanètes. »

affirme Pascal Tremblin, chercheur au CEA/Université Paris, auteur du code ATMO qui modélise les atmosphères des géantes gazeuses.

Le fait de disposer d’une liste aussi complète d’ingrédients chimiques dans l’atmosphère d’une exoplanète permet aux scientifiques d’avoir un aperçu de l’abondance des différents éléments les uns par rapport aux autres, comme les rapports carbone/oxygène ou potassium/oxygène. Cela permet de comprendre comment cette planète – et peut-être d’autres – s’est formée à partir du disque de gaz et de poussière entourant l’étoile hôte lors de sa formation.

Ces résultats ont enthousiasmé la communauté scientifique des exoplanètes car en plus d’informer quant à la composition d’une atmosphère d’une exoplanète, les données fournissent même des signes de chimie active et de nuages.

« Webb fonctionne à merveille et donne déjà des résultats super intéressants ; si le CO2 dans l’atmosphère de WASP39b était bien prédit, par exemple par le code ATMO, l’observation du SO2 a été une surprise et a nécessité le développement de modèles prenant en compte la photochimie. Je suis convaincu que Webb va aussi apporter son lot de surprises lors de l’observation de planètes rocheuses et je suis très impatient d’avoir les premières données sur Trappist1 b ! » s’enthousiasme Pierre-Olivier Lagage, astrophysicien au CEA, directeur du département d’Astrophysique au CEA/Irfu.

Le JWST suit les nuages de la plus grande lune de Saturne, Titan

Le JWST continue à surprendre par la qualité de ses observations. En binôme avec le télescope terrestre Keck situé à Hawaï, l’observatoire Webb a scruté l’évolution des nuages de Titan. Ce résultat fascinant mené par une équipe internationale ouvre de nouvelles perspectives quant à l’étude de la composition et de la dynamique complexe des gaz qui régit l’atmosphère de l’astre. Ces nouvelles données donnent des indices cruciaux pour déchiffrer pourquoi Titan est la seule lune du système solaire à posséder une atmosphère dense.

La plus grande lune de Saturne Titan, dont le diamètre est plus grand que la planète Mercure, présente des caractéristiques uniques par rapport aux autres lunes du Système solaire : elle est la seule à posséder une atmosphère dense et elle est le seul corps planétaire, autre que la Terre, à posséder des rivières, des lacs et des mers, non composés d’eau comme sur Terre, mais d’hydrocarbures, notamment de méthane et d’éthane.

L’atmosphère de Titan est si épaisse qu’elle empêche l’observation de sa surface en lumière visible. Il a fallu attendre la mission d’exploration spatiale du système saturnien Cassini (NASA/ESA) pour observer sa surface en 2004 grâce à sa caméra infrarouge, rayonnement capable de percer les épaisses brumes atmosphériques. Puis, en 2005, l’atterrisseur européen Huygens à bord de Cassini s’est posé à la surface de Titan et y a découvert une surface couverte de glace d’eau, de lacs d’hydrocarbures et de dunes de composés organiques (voir ici).
Dès lors, les scientifiques attendent avec impatience de pouvoir utiliser la vision infrarouge du JWST afin d’étudier l’atmosphère de Titan d’une part, en terme de composition chimique et dynamique (météorologique), et sa surface d’autre part, en analysant les caractéristiques de l’albédo (taches claires et sombres).

Le 4 novembre 2022, ce fut chose faite ! Les observations de Titan arrivèrent enfin dans les ordinateurs de chercheurs.

Le planétologue Sébastien Rodriguez de l’Institut de Physique du Globe de Paris à l’Université Paris Cité et co-responsable des observations, a été le premier à voir les images : “Quel réveil ce matin ! Beaucoup d’alertes dans ma boîte aux lettres ! Je suis allé directement à mon ordinateur et j’ai commencé tout de suite à télécharger les données. A première vue, c’est tout simplement extraordinaire ! Je crois que l’on voit un nuage !”

Images de Titan prises par l’instrument NIRCam du JWST le 4 novembre 2022.
L’image de gauche utilise un filtre sensible à la basse atmosphère de Titan. Les points brillants sont des nuages proéminents dans l’hémisphère nord. L’image de droite est une image composite en couleur. Plusieurs caractéristiques importantes de la surface sont marquées : Kraken Mare est considérée comme une mer de méthane ; Belet est composé de dunes de sable de couleur sombre ; Adiri est une région brillante (fort albédo). Crédit image : NASA, ESA, CSA, A. Pagan (STScI). Science : Équipe Webb Titan GTO.

Les images capturées par la caméra NIRCam, qui observe dans le proche infrarouge, montrent la présence de deux nuages dans l’hémisphère nord de Titan. La détection de tels nuages est cruciale pour valider les prédictions de longue date des modèles informatiques sur le climat de Titan, selon lesquelles les nuages se formeraient facilement dans l’hémisphère nord à la fin de l’été, lorsque la surface est réchauffée par le Soleil.

« L’atmosphère de Titan est incroyablement intéressante, non seulement en raison de ses nuages de méthane et de ses tempêtes, mais aussi pour ce qu’elle peut nous apprendre sur le passé et le futur de Titan – notamment s’il a toujours eu une atmosphère. Nous sommes absolument ravis des premiers résultats. » explique Conor Nixon, planétologue au Goddard Space Flight Center de la NASA et responsable de l’équipe Webb Titan.

Les scientifiques de l’équipe ont alors réalisé l’importance de suivre l’évolution de ces nuages dans le temps, vérifier s’ils se déplaçaient ou changeaient de forme, ce qui révélerait des informations sur la circulation de l’air dans l’atmosphère de Titan. Le soir même de la réception des données Webb, l’équipe a demandé du temps d’observation avec le télescope Keck, à Hawaï. Bien que déplacer des observations programmées de longue date ne soit jamais chose facile, les arguments d’un suivi rapide du Keck ont su convaincre les responsables du télescope.

« Les observations ont été un succès ! Nous craignions que les nuages aient disparu lorsque nous avons regardé Titan deux jours plus tard avec Keck, mais à notre grande joie, il y avait des nuages aux mêmes positions, semblant avoir changé de forme.”, commente Imke de Pater

 

Images de l’atmosphère et de la surface de Titan. A gauche, image capturée le 4 novembre 2022 par l’imageur NIRCam de Webb : Deux nuages (points brillants) sont remarqués dans l’hémisphère nord (notés A et B) ainsi qu’une tache sombre au milieu (notée « Belet »). A droite, image du télescope au sol Keck, avec l’instrument NIRC-2 capturée deux jours plus tard. Les trois caractéristiques sont dans les mêmes positions les uns par rapport aux autres, mais semblent s’être déplacés ou avoir tourné légèrement vers la droite. Le nuage A semble un peu plus grand que sur l’image Webb 30 heures auparavant, tandis que le nuage B semble se dissiper ou se déplacer derrière le limbe de Titan. Le « Belet » est maintenant plus proche du bord est de l’hémisphère visible. Crédit image : NASA, ESA, CSA, Observatoire W. M. Keck, A. Pagan (STScI). Science : Équipe Webb Titan GTO.

Comme sur Terre, les nuages ne durent pas longtemps sur Titan. Donc ceux vus le 4 novembre ne sont pas forcément les mêmes que ceux vus le 6 novembre. Juan Lora, expert en modélisation atmosphérique de l’université de Yale, remarque:

« Je suis heureux de voir cela, car nous avions prévu une bonne dose d’activité nuageuse pour cette saison ! Nous ne pouvons pas être sûrs que les nuages des 4 et 6 novembre sont les mêmes, mais ils confirment les modèles météorologiques saisonniers. »

Le plus excitant reste toutefois à venir. En effet, l’équipe de scientifique a également recueilli des spectres avec le spectrographe NIRSpec de Webb actuellement en cours d’analyse, et en mai ou juin 2023, Titan sera de nouveau observé avec NIRCam et NIRSpec, ainsi que MIRI. Ces données révéleront une partie encore plus grande du spectre de Titan, inaccessibles aux télescopes terrestres à cause de l’atmosphère terrestre qui est opaque à ces longueurs d’onde, et avec une telle précision que même la sonde Cassini n’a pas pu réaliser.  En outre, ces observations permettront de préparer la future mission de la NASA :

« Suivre l’évolution de l’atmosphère de Titan au cours du temps est également très important pour préparer la mission Dragonfly de la NASA. Ce drone ultra sophistiqué se posera à la surface de Titan, un an saturnien après son prédécesseur Huygens, soit en 2034. Sa mission sera d’explorer la surface, notamment sa chimie organique complexe et le cycle du méthane. » précise Léa Bonnefoy, chercheuse à l’Observatoire de Paris (LERMA) spécialiste des lunes de Saturne.

Le JWST découvre un nœud cosmique dense dans l’univers primitif

Ces dernières années, les observations depuis le sol dans les domaines visible et proche infrarouge utilisant des IFU (spectrographe à intégrale de champ, qui combine spectroscopie et imagerie de façon à obtenir des spectres résolus spatialement, chaque pixel produisant un spectre ; voir : Spectrographe à intégrale de champ — Wikipédia (wikipedia.org) ) ont révolutionné l’astronomie extragalactique. La sensibilité infrarouge sans précédent, la résolution spatiale et la couverture spectrale de cette nouvelle technique d’observation, font que les IFU embarqués sur le JWST (NIRSpec et MIRI) nous laissent présager de résultats scientifiques inespérés, pour un large éventail de phénomènes extragalactiques (p. ex., quasars, sursauts de formation d’étoile, supernovae, sursauts de rayons gamma) et en-deçà (p. ex., nébuleuses, disques de débris autour d’étoiles brillantes).

Un quasar, un type spécial de noyau galactique actif (AGN), est une région compacte avec un trou noir supermassif au centre d’une galaxie. Le gaz qui tombe dans un trou noir supermassif rend le quasar assez brillant pour éclipser toutes les étoiles de la galaxie.

Les quasars sont d’un grand intérêt scientifique car ils sont considérés comme le principal moteur de la régulation de la croissance massive des galaxies. Ainsi, il nous est permis d’augurer que le JWST va révolutionner notre compréhension de la co-évolution trou noir-galaxie en nous permettant de sonder les composants stellaires, gazeux et poussiéreux des galaxies proches et lointaines, spatialement et spectralement.

Grâce aux performances extraordinaire du JWST, les astronomes qui étudient l’univers primitif ont fait une découverte surprenante : un amas de galaxies massives en train de se former autour d’un quasar extrêmement rouge. Ce résultat élargira notre compréhension de la façon dont les amas de galaxies dans l’univers primitif se sont réunis et ont formé le réseau cosmique que nous voyons aujourd’hui.

Le JWST a en effet permis de découvrir un nœud cosmique dense dans l’univers primitif. Le quasar exploré, appelé SDSS J165202.64+172852.3, existait il y a 11,5 milliards d’années. Il est exceptionnellement rouge non seulement en raison de sa couleur rouge intrinsèque, mais aussi parce que la lumière de la galaxie a été décalée vers le rouge de par sa grande distance, ce qui fait que le JWST est parfaitement adapté pour examiner la galaxie en détail.

À gauche, le quasar SDSS J165202.64+172852.3 est mis en évidence dans une image du télescope spatial Hubble prise en lumière visible et infrarouge proche. Les images de droite et de bas présentent de nouvelles observations du JWST en plusieurs longueurs d’onde. Ils montrent la distribution et les mouvements du gaz dans un amas de galaxies nouvellement observé autour du quasar central. Sources : NASA, ESA, CSA, STScI, D. Wylezalek (Université de Heidelberg), A. Vayner et N. Zakamska (Université Johns Hopkins) et l’équipe Q-3D

Ce quasar est l’un des plus puissants noyaux galactiques connus qui a été vu à une telle distance. Les astronomes avaient émis l’hypothèse que l’émission extrême du quasar pouvait provoquer un « vent galactique », poussant le gaz libre hors de sa galaxie hôte et pouvant influencer grandement la formation future d’étoiles.

Pour étudier le mouvement du gaz, de la poussière et de la matière stellaire dans la galaxie, l’équipe Q-3D a utilisé le spectrographe NIRSpec du JWST. Cet instrument permet d’observer le mouvement des courants et des vents qui entourent le quasar. NIRSpec peut simultanément rassembler des spectres à travers tout le champ de vision du télescope, au lieu de simplement un point à la fois, permettant d’examiner simultanément le quasar, sa galaxie et l’environnement plus large.

Des études antérieures menées par le télescope spatial Hubble et d’autres observatoires au sol avaient attiré l’attention sur des jets de gaz intenses émis par le quasar, et les astronomes avaient émis l’hypothèse que la galaxie hôte pourrait fusionner avec un partenaire invisible. Mais l’équipe ne s’attendait pas à ce que les données NIRSpec indiquent clairement qu’il ne s’agissait pas d’une seule galaxie, mais d’au moins trois autres autour. Grâce aux spectres sur une vaste zone, les mouvements de tout ce matériel environnant ont pu être cartographiés, ce qui a permis de conclure que le quasar rouge faisait en fait partie d’un nœud dense de formation de galaxie.

Le quasar SDSS J165202.64+172852.3 vu par le JWST (NASA/ESA/CSA) : cette image illustre  la distribution du gaz autour de l’objet.

 

Les trois galaxies confirmées tournent l’une autour de l’autre à des vitesses incroyablement élevées, ce qui indique qu’une grande quantité de masse est présente. Lorsqu’on les combine à la proximité de la région autour de ce quasar, l’équipe croit que cela marque l’une des zones de formation de galaxies les plus denses connues dans l’univers primitif.

Dominika Wylezalek, de l’université de Heidelberg en Allemagne, qui dirige cette étude nous explique:

“Même un nœud dense de matière noire ne suffit pas à l’expliquer. Nous pensions que nous pourrions voir une région où deux halos massifs de matière noire fusionnent. La matière noire est un composant invisible de l’univers qui maintient les galaxies et les amas de galaxies ensemble, et on pense qu’elle forme un « halo » qui s’étend au-delà des étoiles dans ces structures. Il y a peu de protoamas de galaxies connus à ce stade précoce. Il est difficile de les trouver, et très peu ont eu le temps de se former depuis le big bang. Cela pourrait nous aider à comprendre comment évoluent les galaxies dans les environnements denses. C’est un résultat passionnant”

Partie prenante et très active dans cette collaboration Q-3D, une chercheuse française, Nicole Nesvadba de l’Observatoire de la Côte d’Azur nous fait part, elle aussi de ses réactions :

Ces données montrent très bien la puissance de la spectro-imagerie que nous offre le JWST. C’est la combinaison de la très haute resolution spatiale, qui nous permet de bien localiser les différentes composantes de cette source, et de leur mouvement relatif, qui étaient essentielles pour comprendre de quel type d’objet il s’agissait. Seulement la spectro-imagerie est capable de nous donner toutes ces informations à la fois. Nous attendons maintenant avec impatience le deuxième jeu de données de spectro-imagerie de cet objet, qui sera observé avec MIRI. En ce qui concerne l’argument sur le proto-ama, nous avons à la fois plusieurs galaxies autour du QSO (nous savons qu’il s’agit des galaxies puisqu’il y a du continu stellaire, et donc des masses stellaires considérables), et aussi des grands décalages de vitesse entre ces galaxies. Le nombre de sources nous montre qu’il ne peut pas s’agir d’une superposition des galaxies qui ne sont pas reliées gravitationnellement (ce serait trop improbable de trouver plusieurs galaxies par hasard aussi proche d’une seule ligne de visée). La grande dispersion de vitesse entre les spectres que nous observons avec des décalages vers le rouge (“redshifts” en Anglais, terme communément adopté par la communauté scientifique) des différentes galaxies est le signe d’un halo de matière noire très massif (sinon, les vitesses seraient moindres), ce qui est typique pour des proto-amas en formation à ces grands décalages vers le rouge de la lumière du fait de l’expansion de l’univers. On connaît quelques autres structures aussi massives pendant la même époque, mais ils sont en effet très, très rares. Bien entendu, comme Dominika l’a dit, il s’agit vraiment d’une surprise, parce que nous avions uniquement voulu observer le QSO, sans trop nous poser des questions sur son environnement.

L’étude menée par cette équipe est partie intégrante des investigations prioritaires du JWST sur l’univers primitif. Avec sa capacité sans précédent à remonter le temps, le télescope est déjà utilisé pour étudier comment les premières galaxies se sont formées et ont évolué, et comment les trous noirs se sont formés et ont influencé la structure de l’univers. L’équipe planifie des observations de suivi dans ce proto-amas inattendu de galaxies, et espère l’utiliser pour comprendre comment les amas de galaxies denses et chaotiques comme celui-ci se forment, et comment il est affecté par le trou noir actif et supermassif en son cœur.

Le JWST dresse un magnifique portrait étoilé des piliers de la création

Beaucoup l’attendaient! La voilà maintenant. Le JWST a révélé, mercredi 19 octobre, son premier cliché des « Piliers de la création », plus détaillé que jamais auparavant.

Ces impressionnantes structures de gaz et de poussière, regorgeant d’étoiles en formation, sont situées à 6 500 années-lumière avaient été imagées pour la première fois en 1995 par le HST (Hubble Space Telescope), dans la grande nébuleuse de l’Aigle. Leur photographie est l’une des plus connues de toutes celles fournies par ce télescope et a parcouru des milliers de page sur la toile. 

La vision de ces fameux piliers est totalement différente selon que l’on la regarde dans la lumière visible ou infrarouge (d’où l’intérêt extraordinaire du JWST).  Dans la lumière visible (à droite), toutes les étoiles en gestation sont enfouies dans une enveloppe de poussières. Elles apparaisent lorsque l’on observe dans l’infrarouge (voir image ci-dessous: à gauche image dans les longueurs d’onde du domaine visible obtenue avec le HST, à droite celle obtenue avec l’instrument NIRCam au JWST.

Le JWST a en effet capturé un paysage luxuriant et très détaillé des emblématiques piliers de la création, où de nouvelles étoiles se forment dans des nuages denses de gaz et de poussière. Les piliers tridimensionnels ressemblent à de majestueuses formations rocheuses, mais sont beaucoup plus perméables. Ces colonnes sont constituées de gaz interstellaires frais et de poussière qui apparaissent parfois semi-transparents dans le proche infrarouge.
Cette nouvelle vision des Piliers de la Création, extrêmement célèbre par les images obtenues par le HST, aidera les chercheurs à repenser leurs modèles de formation stellaire en identifiant des comptages d’étoiles nouvellement formées, en fonction de la production de gaz et de poussières dans la région. Au fil du temps, ils commenceront à mieux comprendre comment les étoiles se forment lorsque leurs embryons soudainement émergent au sein d’un nuage moléculaire (Gaz et poussières confondus), avant de prendre naissance au sein de ces nuages poussiéreux pendant des millions d’années. 

Le JWST parvient à voir à travers l’opacité des piliers et révèle ainsi de nombreuses étoiles en formation. Il s’agit, sur l’image ci-dessous, des “boules” rouges à l’extrémité de plusieurs piliers. Ces « jeunes étoiles projettent périodiquement des jets supersoniques qui entrent en collision avec les nuages de matière, comme ces épais piliers ».

Quand des nœuds avec une masse suffisante se forment dans les piliers, ils commencent à s’effondrer sous leur propre gravité, se réchauffent lentement, et finalement commencent à fortement briller. Le long des bords des piliers nous découvrons des lignes ondulées qui ressemblent à de la lave. Ce sont des éjections d’étoiles qui sont encore en formation. Les jeunes étoiles projettent périodiquement des jets qui peuvent interagir dans les nuages de matière, comme ces épais piliers de gaz et de poussière. Il en résulte parfois des chocs “d’étrave”, qui peuvent former des motifs ondulés comme le fait un bateau lorsqu’il se déplace dans l’eau. On estime que ces jeunes étoiles n’ont que quelques centaines de milliers d’années et continueront de se former pendant des millions d’années. Bien qu’il puisse sembler que la lumière proche infrarouge ait permis au JWST de “percer” le fond pour révéler de grandes distances cosmiques au-delà des piliers, le milieu interstellaire se dresse sur le chemin, comme un rideau tiré. C’est aussi la raison pour laquelle il n’y a pas de galaxies lointaines dans cette vue. Cette couche translucide de gaz bloque notre vision de l’univers plus profond. De plus, la poussière est illuminée par la lumière collective de la « fête » remplie d’étoiles qui se sont libérées des piliers. C’est comme se tenir dans une pièce bien éclairée et regarder par une fenêtre – la lumière intérieure se reflète sur la vitre, obscurcissant la scène à l’extérieur et, à son tour, éclairant l’activité de la fête à l’intérieur. Cette nouvelle vision des piliers de la création aidera les chercheurs à repenser les modèles de formation stellaire.

L’instrument NIRCam a été construit par une équipe de l’Université de l’Arizona et le Centre de Technologie Avancée de Lockheed Martin.

Credits:

SCIENCE: NASA, ESA, CSA, STScI
IMAGE PROCESSING: Joseph DePasquale (STScI), Anton M. Koekemoer (STScI), Alyssa Pagan (STScI)

MIRI nous délivre une nouvelle image saisissante d’une paire d’étoiles WR.

Une nouvelle image du JWST révèle une vision cosmique remarquable : au moins 17 anneaux de poussière concentriques éjectés d’une paire d’étoiles. Situé à un peu plus de 5000 années-lumière de la Terre, le duo est collectivement connu sous le nom de Wolf-Rayet 140. Chaque anneau a été créé lorsque les deux étoiles se sont rapprochées et leurs vents stellaires (courants de gaz qu’ils soufflent dans l’espace) se sont rencontrés, comprimant le gaz et formant de la poussière. Les orbites des étoiles les rassemblent environ tous les 7,93 ans ; comme les anneaux du tronc d’un arbre, les boucles de poussière marquent le passage du temps.

Une étoile Wolf-Rayet est une étoile de type O (donc très chaude en sa superficie) née avec une masse d’au moins 25 fois plus que notre Soleil qui approche de la fin de sa vie. Elle s’effondrera d’après les théories en vigueur et communément acceptées, et explosera en supernova, donnant naissance à un trou noir. Ces retards entre les périodes de production de poussières créent un schéma circulaire unique. Certaines binaires Wolf-Rayet dans lesquelles les étoiles sont suffisamment rapprochées produisent de la poussière en continu, formant souvent un motif de roue d’épingle.

En plus de la sensibilité globale du JWST, il convient de souligner que l’instrument MIRI (à forte connotation Française à travers le CEA sous l’égide du CNES) est particulièrement qualifié pour étudier les anneaux de poussière. Ces anneaux sont également appelés coquilles par les astronomes parce qu’ils sont plus épais et plus large qu’ils apparaissent dans l’image.

Le spectromètre de MIRI a révélé la composition de la poussière. Une étoile de Wolf-Rayet génère des vents puissants qui poussent d’énormes quantités de gaz dans l’espace. L’étoile Wolf-Rayet dans cette paire particulière peut avoir perdu plus de la moitié de sa masse originale par ce processus.

Transformer le gaz en poussière, c’est un peu comme transformer la farine en pain. Cela nécessite des conditions et des ingrédients spécifiques. L’hydrogène, l’élément le plus commun dans les étoiles, ne peut pas former de poussière par lui-même. Mais parce que les étoiles Wolf-Rayet perdent tellement de masse, elles éjectent aussi des éléments plus complexes généralement trouvés profondément dans l’intérieur d’une étoile, y compris le carbone. Les éléments lourds dans le vent refroidissent en voyageant dans l’espace et sont ensuite compressés où les vents des deux étoiles se rencontrent, comme lorsque deux mains pétrissent la pâte.

Certains autres systèmes Wolf-Rayet forment de la poussière, mais aucun n’est connu pour faire des anneaux comme Wolf-Rayet 140. Le motif d’anneau unique se forme parce que l’orbite de l’étoile Wolf-Rayet 140 est allongée, et non pas circulaire. Ce n’est que lorsque les étoiles se rapprochent – à peu près à la même distance entre la Terre et le Soleil – et que leurs vents entrent en collision que le gaz sous une pression suffisante forme des poussières. Avec des orbites circulaires, les binaires Wolf-Rayet peuvent produire de la poussière en continu.

L’arrière-plan de cette image de l’étoile Wolf-Rayet 140 est noir. Une paire d’étoiles brillantes domine le centre de l’image, avec au moins 17 anneaux de poussière concentriques rose-orange. Tout au long de la scène nous pouvons apercevoir une gamme de galaxies lointaines, dont la majorité sont très minuscules et rouges, qui apparaissent comme des taches sur le fond du ciel.

L’élément le plus commun trouvé dans les étoiles, l’hydrogène, ne peut pas former de poussière par lui-même. Mais les étoiles Wolf-Rayet dans leurs derniers stades ont emporté tout leur hydrogène. Elles peuvent donc éjecter des éléments typiquement trouvés profondément dans l’intérieur de l’étoile, comme le carbone, l’oxygène, le silicium etc.. qui peuvent former de la poussière. Les données du spectromètre à moyenne résolution (MRS) de MIRI montrent que la poussière produite par WR 140 est probablement constituée d’une classe de molécules appelées hydrocarbures aromatiques polycycliques (PAH), qui sont un type de carbone organique , en fait des composés riches qui sont pensés enrichir la teneur en carbone dans tout l’Univers.

Le traitement initial des données de WR 140 comprenait huit “pointes” lumineuses de lumière émanant du centre de l’image. Ce ne sont pas des caractéristiques du système, mais des artefacts du télescope lui-même. Elles ont été supprimées de l’image, afin de produire une vue spectaculaire de la scène digne des meilleurs scénarios de science-fiction. .

Crédit NASA/ESA/CSA/STScI/JPL-Caltech

Il est toujours bon de souligner que plusieurs chercheurs français font non seulement partie de l’équipe qui a soumis ce programme d’observation, mais qui ont été partie prenante dans les analyses et les publications.

Ainsi, Anthony Soulain, de l’Université de Grenoble, co-auteur de l’article, et moteur de cette recherche nous exprime son sentiment avec des détails aussi précieux que rares (que nul lecteur français ou autres ne trouveront sur les sites de la NASA). 

“L’arrivée du JWST ouvre des portes jusque là insoupçonnées. Je travaille sur ces objets depuis maintenant 6 ans, et j’avoue que personne  ne croyait pouvoir voir à l’image aux 17 anneaux. Pour ma part, j’ai travaillé sur le modèle géométrique de cet objet lorsque j’étais à Sydney, et nous avions prédit une telle signature à partir de données obtenues à travers le monde sur les 20 dernières années. Donc lorsqu’on a « collé » le modèle sur les données JWST, c’était juste WOW!!!

Sur les aspects MIRI et l’infrarouge moyen, la sensibilité offerte par le JWST permet d’imaginer des projets beaucoup plus ambitieux. Dans l’idée, on voudrait observer l’ensemble des Wolf-Rayet productrice de poussières, en dresser le portait chimique et comprendre comment ces dernières enrichissent les Galaxies. On est au début de quelque chose, et l’ensemble des instruments actuels et futurs nous aideront pour retracer l’origine des briques élémentaires nécessaires pour forger les planètes, et tout ce qui en découle. Car c’est là l’élément phare de ces étoiles monstres Wolf-Rayet:  elles pourraient être  responsables d’une part non négligeable de la poussière (petit agrégat de matière mesurant quelque dizaine de nanomètres jusqu’à plusieurs microns) dans les galaxies, et oui rien que ça.
 
Ensuite, dans le cadre du projet Wolf-Rayet Dusters, qui a permis d’explorer les premieres données JWST, nous avons également accès à un petit sous-système nommé SAM (Sparse Aperture Masking) sur l’instrument canadien NIRISS. Ce mode nous offre en fait le premier accès scientifique à l’interférométrie spatiale. On connait l’interférométrie depuis longtemps, où l’on peut combiner plusieurs télescopes et obtenir l’information correspondante à la plus grande separation entre ces télescopes: un super télescope en quelque sorte. C’est d’ailleurs la seule et unique technique qui permet d’obtenir des images à très haute résolution angulaire. Même le JWST ou le future ELT de l’Observatoire Européen (ESO) fait moins bien. C’est cette technique qui a permis (dans le domaine des ondes radio) d’obtenir la fameuse image du trou noir au centre de la Voie Lactée.
 
Bref, avec SAM (oui c’est un nom plutôt AMIcal** 🙂) , on a ajouté une petite plaquette trouée (7 petites ouvertures pour être précis) sur le chemin de lumière du JWST pour recréer artificiellement un mini interféromètre. Et ce petit mode est réellement prometteur, on travail actuellement sur des données SAM concernant un système similaire à WR140 (WR137), et la précision, la sensibilité et la robustesse est sans commune mesures avec ce qu’on peut faire depuis le sol. En étant en charge du logiciel de réduction de données de ce « petit »  mode, je pense qu’on va avoir beaucoup de travail dans les années à venir et beaucoup de jolies choses à découvrir: des petites planètes très proches de leurs étoiles, des coeurs actifs de Galaxie, des disques et autre spirale de poussière autour d’étoiles, et bien d’autres. La France à une histoire toute particulière avec interférométrie, c’est quand même l’illustre français Antoine Labeyrie qui a mis au point cette technique dans le sud de la France dans les années 70. Et depuis, la France a fait perdurer cet heritage en construisant ou participant aux instruments interférométriques les plus performants du globe (MIDI, AMBER, PIONIER, GRAVITY, MATISSE…). Avec l’interférométrie dans l’espace et le JWST, c’est une nouvelle page qui s’ouvre et j’espère que la communauté française et moi-même y prendront part entièrement.
 
**AMI est l’abréviation anglaise pour Aperture Masking Interferometry, ou en bon français: interférométrie à masque d’ouverture.”

Astrid Lambers, de l’observatoire de la Côte d’Azur, participe aussi de ce programme. Elle renchérit:

Ca fait tellement longtemps qu’on a attendu ces images! Je suis co-I de ces observations parce que j’ai participé à la proposition (en 2017!) quand Ryan Lau et moi-même étions tous les deux postdocs à Caltech. L’attente  a été très longue entre l’acceptation de la proposition (en 2018 je crois) et ces images fabuleuses. 

D’autres observations de binaires WR ont déjà eu lieu, et à terme on veut vraiment comprendre comment ces objects contribuent au bilan global de la poussière dans l’Univers. Les WR produisent la poussière très rapidement après leur formation, en comparaison avec les étoiles AGB, donc ça peut avoir un impact important sur l’Univers jeune. 

L’image MIRI est bluffante. On a construit la proposition avec l’idée d’observer quelques arcs de poussière, et on en observe 17! Ca veut dire qu’on remonte 130 ans en arriere quand on regarde le dernier arc. Et pendant 130 ans la poussière se forme de façon repetitive et se propage sans être perturbée par les vents déjà présents et le milieu interstellaire. Je ne m’attendais pas à quelquechose d’aussi “propre”, mais plus turbulent.

Moralité: nos chercheurs français sont à la pointe dans tous les domaines! Cocoricooo! 

JWST