La Supernova SN 1987A

Extragalactique

Grand Nuage de Magellan

La Supernova SN 1987A

SN 1987A est une supernova qui a explosé dans le Grand Nuage de Magellan, une galaxie naine proche de la Voie lactée à 51,4 kiloparsecs de la Terre (164500 années-lumière, ou 1,6 milliard de milliards de kilomètres), ce qui en fait la supernova la plus proche observée depuis SN 1604, qui avait eu lieu dans notre Voie lactée elle-même. Le Grand Nuage de Magellan est visible depuis l’hémisphère sud. 


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.

Extragalactique

GRAND NUAGE DE MAGELLAN

La Supernova SN 1987A

SN 1987A est une supernova qui a explosé dans le Grand Nuage de Magellan, une galaxie naine proche de la Voie lactée à 51,4 kiloparsecs de la Terre (164500 années-lumière, ou 1,6 milliard de milliards de kilomètres), ce qui en fait la supernova la plus proche observée depuis SN 1604, qui avait eu lieu dans notre Voie lactée elle-même. Le Grand Nuage de Magellan est visible depuis l’hémisphère sud. 

 

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.

SN 1987A s’avère être la première explosion de supernova observée à l’œil nu durant le XXe siècle, avec des conditions d’observations quasi-optimales.

SN 1987A vue avec le HST

  • Un système de 3 anneaux autour de la supernova fut découvert en 1991 (à gauche); l’onde de choc produite par l’explosion atteignit l’anneau équatorial intérieur en 1993, ce qui forma au fil des années un magnifique collier de perle! (l’image de droite date de 2009). 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. C’est sans doute le résultat d’une destruction, au moins partielle, des poussières.

Les étoiles donnant naissance à des supernovae de type II sont en général des géantes rouges, très différentes de Sanduleak -69° 202, l’étoile progénitrice de SN 1987A. Son évolution 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. Le télescope spatial Hubble a permis de dater l’éjection de matière les constituant à environ 20 000 ans avant l’explosion. 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.

Plusieurs théories de la formation des anneaux sont proposées

  • 1. Lors de la phase de supergéante bleue, les violents vents solaires auraient « sculpté » une géométrie particulière en forme de sablier dans la matière éjectée lors de la phase de supergéante rouge, il y a environ 20000 ans.

2. Si l’anneau central est toujours expliqué par les vents solaires, les deux anneaux extérieurs seraient « illuminés » par le gaz éjecté dans la supernova par un pulsar ou par un trou noir émettant comme un pulsar. Si l’on cherche à déterminer la position de ce pulsar à partir de la morphologie des anneaux extérieurs, on ne tombe pas sur la position de Sanduleak-69°202, mais sur un objet sombre à 0,3 année-lumière de celle-ci.

3. Une explication plus simple fait appel aux propriétés de la sphère de Strömgren : 

l’astre très chaud crée dans un nuage constitué principalement d’hydrogène à très basse pression, une structure en première approximation de symétrie sphérique, dont la température décroît avec la distance 

Après nous avoir gratifié de nombreuses « premières » (émission de neutrinos, étoile progénitrice bleue, détection d’échos, explosion asymétrique, phénomènes de mélanges des éléments chimiques, formation de poussières dans les débris), elle se transforme maintenant, « sous nos yeux », en Reste de Supernova (SNR) dont nous assistons pour la première fois à la naissance. Ceci nous procure aussi une occasion unique de pouvoir étudier le processus mécanique qui a conduit à l’explosion. Nous ne savons pas encore avec précision comment vieillissent les étoiles et comment elles explosent, comment leurs éjecta (débris) forment des poussières et des molécules, et comment l’onde de choc affecte leurs environnement.


En effet, l’onde de choc produite lors de l’explosion nous révèle la complexité du milieu circumstellaire (CSM), et les structures ainsi mises en évidence imposent de nouvelles contraintes sur l’étoile qui a implosé, ainsi que sur le processus d’implosion-explosion lui-même.


Observations

La présence de molécules dans les débris a été mise en évidence très vite après l’explosion (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. 

 

Celle, à partir d’observations réalisées avec le satellite infrarouge Herschel en 2010, puis confirmée par le radio télescope sub-millimétrique ALMA de l’ESO en janvier 2014, de 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.

Vue d’artiste de la Supernova SN1987A et son environnement proche après les observations réalisées avec ALMA 

(Crédit: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/Alexandra Angelich (NRAO/AUI/NSF) )

Découverte de Poussières « Chaudes » dans l’éjecta

Dès le lendemain qui suivit l’implosion (suivie immédiatement de l’explosion) de SN 1987A, trois groupes majeurs ont débuté un suivi photométrique de la supernova dans les domaines visible et infrarouge : l’Observatoire Astronomique d’Afrique de Sud (SAAO), l’Observatoire Interaméricain de Cerro Tololo (CTIO), et l’Observatoire Européen pour des Recherches Astronomiques dans l’hémisphère Austral (ESO).


L’équipe de l’ESO annonçait un excès d’émission dans l’infrarouge dès le mois de mars 1987, et rejetait la possibilité que cet excès soit dû à un écho infrarouge (un phénomène lié au fait que des nuages de poussières s’interposent sur la ligne de visée entre un objet céleste et l’observateur), alors qu’elle postulait déjà que cet excès pouvait être attribué à une condensation de poussières dans les débris de la supernova, sans pouvoir toutefois écarter l’hypothèse d’un rayonnement continu de freinage créé par le ralentissement de charges électriques (appelé aussi rayonnement Bremsstrahlung ou free-free). Pourtant, une équipe australienne présentait en 1989 plusieurs arguments en faveur de l’interprétation par un écho.

Celle-ci fut pourtant démentie puis abandonnée après un télégramme UAI de Danziger et ses collaborateurs de l’ESO, qui donnaient des preuves, obtenues par spectroscopie dans le visible, de la formation de poussières dans les débris entre le mois d’août et le mois d’octobre 1988.


Finalement, un modèle théorique sur la condensation de poussières dans les débris fut présenté par l’équipe de l’ESO. Ce modèle, cohérent et convaincant, fut accepté par l’ensemble de la communauté astronomique. Cette condensation de poussières dans l’éjecta d’une supernova, très vite après l’explosion, fut une grande première. En effet, plusieurs scientifiques avaient déjà évoqué le fait que des poussières pouvaient se former dans l’explosion d’une supernova (ce qui pouvait expliquer leur présence dans des galaxies lointaines, donc très jeunes), mais ceci n’avait jamais encore été observé.

Les poussières chaudes dans les débris de SN 1987A. En haut, le modèle de Lucy et ses collaborateurs de l’ESO: des touffes très épaisses de silicates, qui bloquent la lumière visible, baignent dans un environnement beaucoup moins dense de poussières fines. 


Plus tard (en 2001), lorsque l’onde de choc eut atteint l’anneau équatorial, elle réchauffa les poussières qui y préexistaient, ce qui contribua aussi au rayonnement dans l’infrarouge thermique. En bas, les premières images obtenues avec les télescopes de 8 m de diamètre Gemini (Oct. 20, 2003 et Dec. 26, 2006) et VLT (Nov. 2007). 


L’émission infrarouge provenant de l’éjecta est maintenant trop faible pour être détectée avec les télescopes existant, et il faut donc attendre le JWST et MIRI pour pouvoir le faire.

Évolution de la luminosité

de la lumière émise par SN 1987A à différentes longueurs d’onde observée par le télescope spatial infrarouge Spitzer, ainsi que celle détectée dans les rayons-X par le télescope spatial Chandra. Jusqu’à 2009, l’émission infrarouge (provenant essentiellement de l’anneau équatorial) était proportionnelle à l’émission de rayons-X. Ce n’est plus la cas après cette date.

 

L’intensité de l’émission à 3,6 et 4,5 micron décroît à partir de 2012. Il est à noter que le télescope Spitzer ne peut plus observer qu’à ces longueurs d’onde depuis 2010, les ressources en hélium, nécessaire pour refroidir l’instrument qui prendrait des images dans des longueurs d’onde plus grandes, étant épuisées .(Courtoisie de Richard Arendt, Goddard Space Flight Center)

La lumière retransmise par les poussières

L’évolution de la lumière retransmise par les poussières n’a cessé depuis leur découverte. 


Lorsque les premiers détecteurs bidimensionnels furent disponibles pour l’observation astronomique dans l’infrarouge thermique (2003), la première image des poussières fut obtenue avec le télescope de 8 m de diamètre de l’observatoire Gemini-Sud, bientôt suivie par une autre obtenue avec un des VLT (Very Large Telescope) de l’ESO. 


Les dernières images dans l’infrarouge thermique (à 10 micron) furent obtenues en janvier 2011. La température des poussières, de 1250 K lors de leur formation, était lors des dernières observations d’environ 160 K, pour une masse de quelques dix-millièmes de masse solaire. Cette masse ne suffisait pas à expliquer le rayonnement de poussières dans des galaxies lointaines, mais une masse beaucoup plus importante, mais à une température beaucoup plus froide, fut découverte près de 30 ans plus tard à de plus grande longueurs d’onde (voir plus loin). 


L’émission dans l’infrarouge thermique des poussières présentes dans les débris de SN 1987A (s’il en reste encore !) est maintenant trop faible pour pouvoir être observée avec l’instrumentation et les télescopes disponibles, et c’est donc avec impatience que la communauté attend l’avènement du JWST et MIRI pour pouvoir le faire.


Suivi bi-annuel

Un suivi bi-annuel de SN 1987A, commencé en 2003, est toujours en cours (11500 jours après l’explosion) avec le télescope spatial SPITZER à 3,6 et 4.5 micron.


Les dernières observations montrent clairement que l’intensité de la lumière émise dans l’infrarouge a atteint un pic vers 2011-2012, et qu’elle diminue depuis. Ce rayonnement infrarouge provient essentiellement de l’anneau équatorial. Alors que l’onde de choc a traversé l’anneau équatorial (vers 2015), le taux auquel de nouvelles poussières sont graduellement balayées (ou refroidies) devrait se rapprocher de zéro, et l’émission devrait continuer à diminuer. Les scientifiques pensent que les poussières que l’on voit à ces longueurs d’onde (3,6 et 4,5 micron) sont chauffées par collision avec l’onde de choc, ce qui produit aussi une émission de rayons-X dans l’anneau. Des observations réalisées beaucoup plus tôt montraient que l’émission dans l’infrarouge thermique (à 24 micron) était corrélée avec celle détectée dans les rayons-X. Ce n’est plus le cas en 2018, du moins aux longueurs d’onde mentionnées. Ceci pourrait être dû à diverses causes, y compris un mécanisme de pulvérisation des poussières, ou des changements dans la morphologie de l’anneau. 


La combinaison d’observations dans les rayons-X et dans l’infrarouge est fondamentale pour pouvoir étudier la distribution spatiale, la nature, et l’évolution de ces poussières relativement chaudes, en comparaison avec celles, beaucoup plus froides découvertes par la mission Herschel et confirmée par ALMA.


De plus, il ne serait pas surprenant qu’une nouvelle émission provenant des débris de la supernova ne soit découverte, alors que ces débris (ie. l’éjecta) interagissent avec l’onde de choc inverse.

Découverte de Poussières « Froides » dans l’éjecta

Les débris de la supernova SN 1987A

  • Observés avec ALMA. La colonne du haut montre les images après soustraction de l’anneau équatorial (indiqué par l’ellipse en pointillé). Ces images ne laissent aucun doute sur le fait que les poussières froides qui ont été détectées par le satellite Herschel sont localisées dans l’éjecta. La colonne du bas montre l’émission de monoxyde de carbone et de monoxyde de silicium, et une image prise par le télescope spatial Hubble (HST) dans le visible. On voit que l’émission observée à 450 micron a la même élongation que celle observée dans le visible et dans le proche infrarouge ; la position du choc inverse est indiquée par l’ellipse en traits (de Indebetouw et al., 2014).

Les débris de la supernova SN 1987A

  • Observés avec ALMA. La colonne du haut montre les images après soustraction de l’anneau équatorial (indiqué par l’ellipse en pointillé). Ces images ne laissent aucun doute sur le fait que les poussières froides qui ont été détectées par le satellite Herschel sont localisées dans l’éjecta. La colonne du bas montre l’émission de monoxyde de carbone et de monoxyde de silicium, et une image prise par le télescope spatial Hubble (HST) dans le visible. On voit que l’émission observée à 450 micron a la même élongation que celle observée dans le visible et dans le proche infrarouge ; la position du choc inverse est indiquée par l’ellipse en traits (de Indebetouw et al., 2014).

Parallèlement, le radiotélescope submillimétrique ALMA continue à observer SN 1987A. Ces observations ont permis non seulement de confirmer et préciser la présence d’une énorme quantité de poussières (environ un quart de masse solaire) très froides (environ 26 K, soit -250 °C) dans les débris, qui avait été mise en évidence par le satellite infrarouge Herschel, mais aussi de découvrir du formylium (HCO+) dans les débris de la supernova, en quantité surprenante: il y en a énormément plus (plusieurs ordres de magnitude) que le prédisaient les modèles théoriques. Des observations sont en cours pour localiser cette molécule. L’image canonique d’une étoile en fin de vie est celle d’un oignon dont les couches sont constituées par les restes des combustions nucléaires successives qui ont eu lieu au cours de sa vie. 

 

Si une supernova conservait cette structure (mais pourquoi le ferait-elle?) après l’explosion, le formyle ne pourrait se former puisque les atomes d’hydrogène résident dans l’enveloppe, alors que le carbone et l’oxygène se trouve en dessous de l’enveloppe d’hélium. Ce qui signifie qu’il y aurait eu un brassage des différentes couches avant ou immédiatement après l’explosion. Il est alors envisageable qu’il y aurait davantage de HCO+ que de monoxyde de silicium (SiO), pourtant détecté en quantité appréciable dans les premiers jours après l’explosion. Il y en aurait tout autant, voir un peu plus) que de monoxyde de carbone et d’hélium neutre, et tout autant (voir localisé dans une zone plus compacte) que d’hydrogène. Il est donc très important de savoir quelle est la distribution de formylium dans les débris, car ceci pourrait avoir des conséquences fondamentales sur les mécanismes hydrodynamiques et de brassage des éléments qui ont lieu lors de l’explosion.

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 l’onde de choc inverse ? Que reste-t-il au cœur de l’explosion ? 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 CSM et de comprendre les mécanismes en jeu. 

 

L’excellente résolution angulaire et l’extrême sensitivité de les instruments du JWST, en font le seul instrument capable d’observer la distribution des poussières dans le milieu circumstellaire et dans l’éjecta. 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.

 

Ces observations seront grandement complémentées et enrichies par un programme GTO (1232) qui sera conduit avec MIRINIRSpec et NIRCam.

Flambée de formation d’étoiles

Formation des étoiles

obtenir le premier spectre

Flambée de formation d’étoiles

La plus jeune flambée de formation d’étoiles dans l’Univers : une étude particulièrement adaptée à MIRI au JWST

MIRI sera le seul instrument embarqué sur le JWST qui sera capable de détecter la raie H alpha de l’hydrogène dans la série de Balmer, à des décalages vers le rouge redshifts supérieurs à 6,7. Or, l’intensité de cette raie permet d’établir un diagnostic clef dans les processus de formation d’étoiles. MIRI sera aussi le seul instrument capable d’obtenir des spectres dans le domaine visible (dans le cadre de référence) des premiers objets de l’Univers qui ont formé des étoiles, c’est-à-dire situés à un décalage vers le rouge (redshift) supérieur à 9.

Formation des étoiles

OBTENIR LE PREMIER SPECTRE

Flambée de formation d’étoiles

La plus jeune flambée de formation d’étoiles dans l’Univers : une étude particulièrement adaptée à MIRI au JWST

MIRI sera le seul instrument embarqué sur le JWST qui sera capable de détecter la raie H alpha de l’hydrogène dans la série de Balmer, à des décalages vers le rouge redshifts supérieurs à 6,7. Or, l’intensité de cette raie permet d’établir un diagnostic clef dans les processus de formation d’étoiles. MIRI sera aussi le seul instrument capable d’obtenir des spectres dans le domaine visible (dans le cadre de référence) des premiers objets de l’Univers qui ont formé des étoiles, c’est-à-dire situés à un décalage vers le rouge (redshift) supérieur à 9.

RCW 108

  • Image composée à partir des données du télescope à rayon X Chandra (en bleu) et des données du télescope à infrarouge Spitzer (en rouge et orange). A environ 4 000 années-lumière de la Terre, se trouve RCW 108, une région de la Voie lactée où la formation d’étoiles est active d’où la présence d’amas de jeunes étoiles en bleu sur l’image. Celle que l’on voit naitre, en jaune au centre de l’image est profondément ancrée dans un nuage d’hydrogène moléculaire. D’après les données provenant de différents télescopes, les astronomes ont déterminé que la naissance des étoiles dans cette région est déclenchée par l’effet de proximité des jeunes étoiles massives.

Ce programme d’observation avec le JWST a l’ambition d’obtenir le premier spectre qui mettra en évidence une flambée de formation d’étoiles quand l’Univers était âgé d’environ 500 millions d’années.

Ce qui permettra, en particulier, d’identifier clairement la présence éventuelle d’une galaxie à noyau actif (AGN). Selon la théorie, à cette époque, l’Univers se ré-ionisait, ce qui fait l’objet d’un autre programme d’observation qui se propose de détecter des sources extrêmement lointaines (voir « Le Grand Relevé de MIRI »). La question clef sera de pouvoir, parmi toutes les sources lointaines détectées, identifier les étoiles de toute première génération (dites de Population III), confirmer la nature de la source principale de l’ionisation, mettre en évidence une présence éventuelle d’un noyau actif, et estimer la teneur en métaux des objets observés. A des décalages vers le rouge supérieur à 9,2 c’est la raie Beta de la série de Balmer de l’hydrogène qui se trouve dans le domaine spectral du spectrographe à basse résolution inclus dans MIRI : il sera alors aussi possible de poser des contraintes sur la quantité de poussières qui pourraient se trouver dans ces très jeunes objets.

 

Nuage moléculaire

  • Cette image composite, créée en utilisant les données du Chandra X-ray Observatory et du télescope spatial Spitzer, montre le nuage moléculaire Céphée B, situé dans notre galaxie à environ 2 400 années-lumière de notre système solaire. 
  • Crédit: X-ray: NASA/CXC/PSU/K. Getman et al.; IRL NASA/JPL-Caltech/CfA/J. Wang et al.

Nuage moléculaire

  • Cette image composite, créée en utilisant les données du Chandra X-ray Observatory et du télescope spatial Spitzer, montre le nuage moléculaire Céphée B, situé dans notre galaxie à environ 2 400 années-lumière de notre système solaire. 
  • Crédit: X-ray: NASA/CXC/PSU/K. Getman et al.; IRL NASA/JPL-Caltech/CfA/J. Wang et al.

RCW 108

  • Image composée à partir des données du télescope à rayon X Chandra (en bleu) et des données du télescope à infrarouge Spitzer (en rouge et orange). A environ 4 000 années-lumière de la Terre, se trouve RCW 108, une région de la Voie lactée où la formation d’étoiles est active d’où la présence d’amas de jeunes étoiles en bleu sur l’image. Celle que l’on voit naitre, en jaune au centre de l’image est profondément ancrée dans un nuage d’hydrogène moléculaire. D’après les données provenant de différents télescopes, les astronomes ont déterminé que la naissance des étoiles dans cette région est déclenchée par l’effet de proximité des jeunes étoiles massives.

Ce programme d’observation avec le JWST a l’ambition d’obtenir le premier spectre qui mettra en évidence une flambée de formation d’étoiles quand l’Univers était âgé d’environ 500 millions d’années.

Ce qui permettra, en particulier, d’identifier clairement la présence éventuelle d’une galaxie à noyau actif (AGN). Selon la théorie, à cette époque, l’Univers se ré-ionisait, ce qui fait l’objet d’un autre programme d’observation qui se propose de détecter des sources extrêmement lointaines (voir « Le Grand Relevé de MIRI »). La question clef sera de pouvoir, parmi toutes les sources lointaines détectées, identifier les étoiles de toute première génération (dites de Population III), confirmer la nature de la source principale de l’ionisation, mettre en évidence une présence éventuelle d’un noyau actif, et estimer la teneur en métaux des objets observés. A des décalages vers le rouge supérieur à 9,2 c’est la raie Beta de la série de Balmer de l’hydrogène qui se trouve dans le domaine spectral du spectrographe à basse résolution inclus dans MIRI : il sera alors aussi possible de poser des contraintes sur la quantité de poussières qui pourraient se trouver dans ces très jeunes objets.

 

Nuage moléculaire

  • Cette image composite, créée en utilisant les données du Chandra X-ray Observatory et du télescope spatial Spitzer, montre le nuage moléculaire Céphée B, situé dans notre galaxie à environ 2 400 années-lumière de notre système solaire. 
  • Crédit: X-ray: NASA/CXC/PSU/K. Getman et al.; IRL NASA/JPL-Caltech/CfA/J. Wang et al.

Nuage moléculaire

  • Cette image composite, créée en utilisant les données du Chandra X-ray Observatory et du télescope spatial Spitzer, montre le nuage moléculaire Céphée B, situé dans notre galaxie à environ 2 400 années-lumière de notre système solaire. 
  • Crédit: X-ray: NASA/CXC/PSU/K. Getman et al.; IRL NASA/JPL-Caltech/CfA/J. Wang et al.

Vie des poussières

Cette nébuleuse par réflexion s’appelle NGC 1999. Elle n’émet pas de lumière elle-même, mais reflète la lumière de l’étoile brillante en son sein. La tache noire devant NGC 1999 est un nuage froid de gaz et de poussière qui bloque la lumière de la nébuleuse et apparaît donc sombre. (Crédit : NASA/STScI)

Formation des étoiles

Etude avec MIRI

Vie des poussières

La Vie des Poussières dans des Galaxies de Faible Teneur en Métaux: une Etude avec MIRI de la production de Poussières dans l’Univers Primordial.

 

Il est bien connu que les poussières sont des composantes importantes du milieu interstellaire. Mais nombre de questions restent encore à être élucidées. En particulier, d’où viennent ces poussières que l’on observe dans l’Univers primordial ? Et dans des galaxies si différentes entre-elles ?

Formation des étoiles

Cette nébuleuse par réflexion s’appelle NGC 1999. Elle n’émet pas de lumière elle-même, mais reflète la lumière de l’étoile brillante en son sein. La tache noire devant NGC 1999 est un nuage froid de gaz et de poussière qui bloque la lumière de la nébuleuse et apparaît donc sombre. (Crédit : NASA/STScI)

ETUDE AVEC MIRI

Vie des poussières

La Vie des Poussières dans des Galaxies de Faible Teneur en Métaux: une Etude avec MIRI de la production de Poussières dans l’Univers Primordial.

 

Il est bien connu que les poussières sont des composantes importantes du milieu interstellaire. Mais nombre de questions restent encore à être élucidées. En particulier, d’où viennent ces poussières que l’on observe dans l’Univers primordial ? Et dans des galaxies si différentes entre-elles ?

Barnard 68

  • Un petit nuage de gaz et de poussières appelé Barnard 68. Les observations ont montré que le nuage risque de s’effondrer à tout moment sur lui-même pour donner naissance à une étoile et peut-être à des planètes. Les étoiles derrière le nuage ne se voient pas dans le visible (gauche) mais uniquement que dans l’infragoue (droite). 
  • (Crédit : ESO/VLT)

Les mécanismes physico-chimiques qui conduisent à la formation des poussières restent encore énigmatiques. La proportion entre les étoiles riches en oxygène et celles dites carbonées est très mal connue. Grâce aux récents observatoires spatiaux (Spitzer en particulier) de plus en plus de ces dernières sont détectées, surtout dans le Groupe Local. Des silicates cristallins ont été identifiés dans des galaxies à forte formation d’étoiles, et dans des galaxies dont le rayonnement infrarouge est extrêmement important. Cette émission provient de la présence de grains de poussières. Il est intriguant de constater que de gigantesques quantités de poussières sont observées dans des galaxies très lointaines, et donc très jeunes. Celles-ci ayant une très grande influence sur l’évolution chimique et dynamique de leur galaxie, il est fondamental de connaître leurs origines et leurs compositions. Les galaxies à faible teneur en métaux, donc intrinsèquement très jeunes, sont des laboratoires idéaux pour étudier la formation de poussières dans l’Univers jeune.

  • © Bill Saxton, NRAO, AUI, NSF 
  •  

Green Bank

  • Certaines des molécules organiques découvertes dans les nuages moléculaires. On détecte leurs traces dans le rayonnement radio du milieu interstellaire avec des radiotélescopes comme celui de Green Bank, que l’on voit en arrière-plan
  •  
  • Crédit: ESO

Barnard 59

  • Un élément de la nébuleuse de la Pipe, prise par le télescope de 2,2 mètres de l’ESO/Société Max Planck à La Silla au Chili. Il s’agit d’une nébuleuse sombre, c’est-à-dire d’un nuage de poussière qui bloque la lumière des étoiles plus lointaines et apparait donc comme une empreinte noire sur un fond étoilé. Elle se trouve à environ 600 années-lumière de nous dans la partie de la constellation Ophiuchus qui enjambe la Voie Lactée. 

Il est connu que les étoiles en fin de vie, de masse moyenne, produisent beaucoup de ces poussières avant d’atteindre le stade de nébuleuses planétaires. Mais cela prend du temps ! Compte tenu de l’échelle de temps, la présence de poussières dans les galaxies lointaines ne peut être expliquée que par des mécanismes qui accompagneraient la fin de vie d’étoiles massives, qui explosent en supernovae.

 

Un programme est proposé pour sélectionner avec le JWST un échantillon de galaxies proches qui auraient les caractéristiques de l’Univers primordial (pauvres en métaux), pour étudier par spectroscopie et imagerie leurs étoiles vieilles, de manière à déterminer leur rôle dans l’excès d’émission infrarouge dû aux poussières observé dans ces galaxies, et leur composition chimique.

JWST - James Webb Space Telescope

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