Relevé du Champ Ultra Profond de Hubble avec MIRI

Extragalactique

histoire de l’univers

Relevé du Champ Ultra Profond de Hubble avec MIRI

L’univers a “explosé” il y a environ 13,8 milliards d’années. Les détails physiques de son évolution, depuis une minuscule fraction de secondes après le Big Bang jusqu’à la recombinaison de l’hydrogène.


L’univers avait alors environ 380 000 ans et était à une température de 4000 K ce qui permettait la formation d’hydrogène neutre. A ce moment-là, l’univers n’était plus opaque au rayonnement et les photons (qui sont les particules qui véhiculent la lumière) ont pu se déplacer sur de longues distantes avant d’être absorbés ou diffusés par la matière (notons que ces photons de l’époque existent toujours, ce sont eux qui forment le fameux rayonnement fossile). Le terme de recombinaison est évidemment impropre, mais provient sans doute de raisons historiques.

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Relevé du Champ Ultra Profond de Hubble avec MIRI

L’univers a “explosé” il y a environ 13,8 milliards d’années. Les détails physiques de son évolution, depuis une minuscule fraction de secondes après le Big Bang jusqu’à la recombinaison de l’hydrogène.


L’univers avait alors environ 380 000 ans et était à une température de 4000 K ce qui permettait la formation d’hydrogène neutre. A ce moment-là, l’univers n’était plus opaque au rayonnement et les photons (qui sont les particules qui véhiculent la lumière) ont pu se déplacer sur de longues distantes avant d’être absorbés ou diffusés par la matière (notons que ces photons de l’époque existent toujours, ce sont eux qui forment le fameux rayonnement fossile). Le terme de recombinaison est évidemment impropre, mais provient sans doute de raisons historiques.

L’époque de recombinaison marque le début des âges sombres, appelée ainsi car aucune étoile n’existe encore. Les âges sombres prendront fin avec la « renaissance cosmique », qui est l’époque de ré-ionisation (EoR), lorsque un rayonnement dont l’origine n’est pas encore connue avec certitude a commencé à ré-ioniser de façon importante les atomes neutres qui s’étaient formés à la recombinaison. La date précise de la ré-ionisation est sujette à débat, et tout ce qu’on peut dire c’est qu’elle s’est produite entre 100 et 400 millions d’années après le Big Bang.

Une des priorités du projet JWST :

Depuis le tout début du projet JWST une des premières priorités des thèmes scientifiques était la formation des galaxies et leur évolution aux premiers âges de l’Univers observable. Et comme nous venons de le voir, un des problèmes fondamentaux à résoudre dans ce contexte a trait au début de l’EoR. Il est donc nécessaire d’étudier l’évolution de l’univers depuis un décalage vers le rouge Redshift  en anglais) d’environ 1100 (époque supposée du début de la recombinaison), jusqu’à un décalage de 6 (l’univers avait 1 milliard d’années et était à 19 K). 


La grande question est de savoir d’où proviennent les photons responsables de l’ionisation.

 Il est fort probable que les principaux contributeurs sont les galaxies dans lesquelles se formèrent les premières étoiles. Celles-ci sont d’hypothétiques étoiles très massives (dites de population III), qui auraient brillé pendant un bref laps de temps (moins de 1 millions d’années chacune). Il est bien connu que plus une étoile est massive plus elle consomme vite son carburant thermonucléaire. Ces étoiles de population III n’existeraient donc plus depuis bien longtemps (selon certains scientifiques, elles pourraient être à l’origine des sursauts gamma très lointains). 


Les galaxies qui les hébergeaient sont intrinsèquement si peu lumineuses qu’elles ne pouvaient être détectées par aucun instrument existant, avant le JWST.

HUDF 

Hubble Ultra Deep Field

Cette image du HUDF montre des galaxies d’âge, de forme et de couleurs variés. Les galaxies les plus petites et les plus rouges (environ 100) sont les galaxies les plus lointaines ayant été observées par un télescope optique. Elles existaient quand l’Univers avait juste 800 millions d’années. Une région de ce champ, appelée HUDF-JD2 est mise en évidence dans le cercle situé sur les trois agrandissements à droite de l’image (en haut dans la lumière visible, au milieu dans l’infrarouge proche, en bas dans l’infrarouge thermique).

Avec une sensibilité unique pour des longueurs d’onde supérieures à 5 micron, l’instrument MIRI embarqué sur le JWST jouera un rôle prépondérant dans l’étude des différentes phases de l’EoR, et des toutes premières époques à laquelle se formèrent les galaxies. Avec MIRI, il sera possible pour la première fois:

Programme GTO 1283 de 60 heures

Ce programme photométrique et statistique a deux objectifs : réaliser un relevé profond d’une région précise du Champ Ultra Profond du télescope de Hubble (HUDF) avec un filtre à 5,6 micron, et obtenir des images à 10 micron des champs cosmologiques autour des galaxies sélectionnées pour une étude spectroscopique à très grand décalage vers le rouge qui fait l’objet d’un second volet de ce programme GTO.


Ce relevé effectué à une longueur d’onde de 5,6 micron permettra d’étendre la Fonction de Masse Stellaire dans les Galaxies (GSMF, pour Galaxy Stellar Mass Function) d’un autre ordre de grandeur dans la masse des étoiles en comparaison avec les études actuelles, jusqu’à des limites exhaustives de 300 millions de masse solaire à z= 3, et d’un milliard de masse solaire à z=6 – 7, ainsi que de trouver plusieurs dizaines de galaxies de plus petite masse à ces grands décalages vers le rouge. De plus, il fournira aux chercheurs la possibilité de contraindre d’une manière significative la GSMF pour des décalages vers le rouge 7 6) et était donc en pleine époque de ré-ionisation seront résolues (ie. le détail qu’il est possible de discerner sur une image dépend de la résolution spatiale du capteur utilisé. 


Elle est fonction de la dimension du plus petit élément qu’il est possible de détecter ; un objet résolu, en astronomie, c’est un objet dans laquelle on peut dissocier, distinguer ses composants, en l’observant à l’aide d’un instrument d’optique suffisamment puissant.

HUDF : Hubble Ultra Deep Field

Cette image du HUDF montre des galaxies d’âge, de forme et de couleurs variés. Les galaxies les plus petites et les plus rouges (environ 100) sont les galaxies les plus lointaines ayant été observées par un télescope optique. Elles existaient quand l’Univers avait juste 800 millions d’années. Une région de ce champ, appelée HUDF-JD2 est mise en évidence dans le cercle situé sur les trois agrandissements à droite de l’image (en haut dans la lumière visible, au milieu dans l’infrarouge proche, en bas dans l’infrarouge thermique).

Avec une sensibilité unique pour des longueurs d’onde supérieures à 5 micron, l’instrument MIRI embarqué sur le JWST jouera un rôle prépondérant dans l’étude des différentes phases de l’EoR, et des toutes premières époques à laquelle se formèrent les galaxies. Avec MIRI, il sera possible pour la première fois:

Programme GTO 1283 de 60 heures

Ce programme photométrique et statistique a deux objectifs : réaliser un relevé profond d’une région précise du Champ Ultra Profond du télescope de Hubble (HUDF) avec un filtre à 5,6 micron, et obtenir des images à 10 micron des champs cosmologiques autour des galaxies sélectionnées pour une étude spectroscopique à très grand décalage vers le rouge qui fait l’objet d’un second volet de ce programme GTO.


Ce relevé effectué à une longueur d’onde de 5,6 micron permettra d’étendre la Fonction de Masse Stellaire dans les Galaxies (GSMF, pour Galaxy Stellar Mass Function) d’un autre ordre de grandeur dans la masse des étoiles en comparaison avec les études actuelles, jusqu’à des limites exhaustives de 300 millions de masse solaire à z= 3, et d’un milliard de masse solaire à z=6 – 7, ainsi que de trouver plusieurs dizaines de galaxies de plus petite masse à ces grands décalages vers le rouge. De plus, il fournira aux chercheurs la possibilité de contraindre d’une manière significative la GSMF pour des décalages vers le rouge 7 6) et était donc en pleine époque de ré-ionisation seront résolues (ie. le détail qu’il est possible de discerner sur une image dépend de la résolution spatiale du capteur utilisé. 


Elle est fonction de la dimension du plus petit élément qu’il est possible de détecter ; un objet résolu, en astronomie, c’est un objet dans laquelle on peut dissocier, distinguer ses composants, en l’observant à l’aide d’un instrument d’optique suffisamment puissant.

(1911, p. 269)

Si nous ne pouvons pas « résoudre » ces nébuleuses, ce serait à cause de la petitesse extrême des composantes, et non pas parce que ces objets célestes sont excessivement éloignées.
H.Poincaré
Hyp. cosmogon

Par exemple, les taches blanchâtres et en apparence continues de la voie lactée se résolvent dans un puissant télescope, en un amas de points lumineux distincts). 


Si une galaxie n’est pas résolue, du moins MIRI pourra fixer des limites supérieures étroites sur leurs dimensions. Ainsi, cet instrument permettra d’examiner l’emplacement de la plus grande partie des étoiles issues de l’épisode initial de la formation d’étoiles. Ce relevé jouera aussi un rôle important pour sélectionner des Noyaux Actifs de Galaxies (AGN Active Galaxy Nuclei obscurcis par les poussières, pour étudier l’assemblage des galaxies, et leur évolution morphologique.


Ce programme s’inscrit dans le cadre d’une coordination des instruments NIRCam, NIRSpec et MIRI consacrée à l’étude photométrique et spectroscopique du HUDF et des champs environnants.

NEP: un Champ Profond Observé par le JWST

Extragalactique

North Ecliptic Pole

NEP: un Champ Profond Observé par le JWST

Observations du champ de domaine temporel du Pôle Écliptique Nord à l’usage de la communauté.

Le pôle écliptique nord NEP, pour North Ecliptic Pole est l’un des deux points d’intersection de la sphère céleste avec une ligne perpendiculaire au plan de l’écliptique et passant par le centre de la sphère céleste (l’écliptique est le grand cercle tracé par le mouvement apparent annuel du centre du soleil sur la sphère céleste). Il fera l’objet de 2 programmes GTO: GTO 1176 (110 heures d’observation) et GTO 1255 (2.2 heures). Il est situé dans la zone nord que le JWST peut observer tout le temps (CVZ, pour Continuous Viewing Zone).

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North Ecliptic Pole

NEP: un Champ Profond Observé par le JWST

Observations du champ de domaine temporel du Pôle Écliptique Nord à l’usage de la communauté.

Le pôle écliptique nord NEP, pour North Ecliptic Pole est l’un des deux points d’intersection de la sphère céleste avec une ligne perpendiculaire au plan de l’écliptique et passant par le centre de la sphère céleste (l’écliptique est le grand cercle tracé par le mouvement apparent annuel du centre du soleil sur la sphère céleste). Il fera l’objet de 2 programmes GTO: GTO 1176 (110 heures d’observation) et GTO 1255 (2.2 heures). Il est situé dans la zone nord que le JWST peut observer tout le temps (CVZ, pour Continuous Viewing Zone).

Carte des observations

Elles seront effectuées avec tramage, c’est à dire un très faible déplacement de chaque image, pour corriger les artefacts du détecteur. Lors des réductions des données, les images d’une même région sont superposées après recentrage. Ce qui en améliore considérablement la qualité. Les 4 époques auxquelles seront réalisées ces observations sont illustrées par trois champs alignés. Les régions en bleu foncé sont celles qui feront l’objet d’observations spectroscopiques.

La région qui sera observée par le JWST avec l’instrument NIRCam est pratiquement circulaire, avec un diamètre de 14 minutes d’arc, et les observations seront focalisées dans 4 positions (« le moulin à vent » du JWST, comme l’appellent ironiquement les investigateurs du programme, illustré par la figure ci-dessus!).

C’est la seule région du ciel où le JWST peut obtenir un relevé profond non contaminé (c’est-à-dire qu’il n’y a pas d’étoiles en arrière-plan et que l’extinction par les poussières est faible), à une cadence et une orientation arbitraire. Elle ne contient d’autre part aucun objet céleste qui pourrait éblouir les détecteurs et a déjà fait l’objet de relevés profonds dans les domaines UV, visible et rouge lointain avec le télescope spatial Hubble (HST). Il est essentiel pour mener à bien ce programme de le conduire entièrement pendant le premier cycle des observations du JWST.

Le champ NEP

Le champ NEP de domaine temporel (TDF, pour Temporal-Domain Field) est une région du ciel qui contient beaucoup d’objets dont la luminosité varie avec le temps – les objets transitoires : supernovae, système solaire, étoiles éruptives, étoiles variables, etc… Ce qui en fait un champ de première importance c’est qu’il est propre, et qu’il peut être observé à n’importe quelle époque avec le JWST. 

 

Cela permettra à la communauté de réaliser une vaste gamme de programmes scientifiques innovants et passionnants, y compris des recherches et des suivis d’objets transitoires à grands décalages vers le rouge en particulier les supernovae; des études de variabilité de sources allant des noyaux de galaxies actives (AGN, pour Active Galactique Nuclei de faible luminosité aux atmosphères de naines brunes, en passant par des objets très lointains qui subissent un effet de lentille gravitationnelle causé par des amas de galaxies qui s’interposent entre eux et notre ligne de visée, et la mesure de parallaxes d’objets extrêmement dispersés de la ceinture de Kuiper et du Nuage de Oort, ou encore les mouvements propres de naines brunes proches, d’étoiles de faible masse, et des naines blanches super-froides.

Le but de ce programme est de couvrir une large région pour en obtenir des images avec l’instrument NIRCam et des spectrogrammes avec l’instrument NIRISS, en plus de créer un champ de domaine temporel qui sera observé tout au long de la durée de vie du JWST.


En effet tout suivi des observations sera bienvenu, que ce soit dans le cadre de programmes ERS ou de programmes généraux «classiques». C’est pourquoi les résultats de ces observations seront immédiatement mis à la disposition de tous les chercheurs intéressés. C’est ainsi que seront atteints le but et le potentiel de ces programmes GTO qui sont de pouvoir être complétés et affinés ultérieurement par l’ensemble de la communauté astronomique.

Les Galaxies Elliptiques Massives

Extragalactique

Submillimétriques à z ~ 4

Les Galaxies Elliptiques Massives

Les Galaxies Submillimétriques à z ~ 4 : un regard de près sur la formation des galaxies elliptiques massives

Les scenari de formation des galaxies prédisent l’existence de galaxies qui traversent des périodes de flambées de formation d’étoiles, courtes et extrêmement productives (avec un taux de formation de plus de 1000 étoiles par an) à des décalages vers le rouge redshifts plus grands que 2. Les galaxies à fort rayonnement submillimétrique (SMGs) observées à z ~ 3 paraissent être des candidats naturels pour jouer ce rôle.

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SUBMILLIMÉTRIQUES À Z ~ 4

Les Galaxies Elliptiques Massives

Les Galaxies Submillimétriques à z ~ 4 : un regard de près sur la formation des galaxies elliptiques massives

Les scenari de formation des galaxies prédisent l’existence de galaxies qui traversent des périodes de flambées de formation d’étoiles, courtes et extrêmement productives (avec un taux de formation de plus de 1000 étoiles par an) à des décalages vers le rouge redshifts plus grands que 2. Les galaxies à fort rayonnement submillimétrique (SMGs) observées à z ~ 3 paraissent être des candidats naturels pour jouer ce rôle.

IC 2006

  • est une galaxie elliptique plutôt passive de l’univers local. Elle est ici photographiée dans le visible et l’infrarouge par Hubble. À l’instar de ses congénères, cette galaxie massive appartenant à un type désigné aussi comme « sphéroïde », a progressivement cessé de produire des étoiles au sein de sa partie centrale pour délocaliser les naissances sur les bordures, il y a plusieurs milliards d’années. 
  • © Esa, Hubble, Nasa, Judy Schmidt, J. Blakeslee (Dominion Astrophysical Observatory)

IC 2006

  • © Esa, Hubble, Nasa, Judy Schmidt, J. Blakeslee (Dominion Astrophysical Observatory)
  • est une galaxie elliptique plutôt passive de l’univers local. Elle est ici photographiée dans le visible et l’infrarouge par Hubble. À l’instar de ses congénères, cette galaxie massive appartenant à un type désigné aussi comme « sphéroïde », a progressivement cessé de produire des étoiles au sein de sa partie centrale pour délocaliser les naissances sur les bordures, il y a plusieurs milliards d’années. 

Ces SMGs, qui font partie des objets les plus lumineux de l’Univers, seraient les précurseurs des galaxies sphéroïdes massives (100 000 millions de masses solaires), compactes (de dimensions inférieures à 2 kiloparsec), que nous observons à des décalages vers le rouge redshifts de 1,5 à 2. Celles-ci contiennent des étoiles vieilles (de l’ordre de 1 à 2 milliards d’années) et ne montrent aucun signe de formation stellaire active. Il existe deux théories en concurrence concernant les mécanismes de formation d’étoiles. Celles-ci invoquent soit des blocs compacts de gaz qui fusionnent, soit des disques gazeux massifs qui se fragmentent. Un projet soumis pour observation avec le JWST propose une étude détaillée avec MIRI (complémentée par des observations à réaliser avec NIRSPEC) des propriétés et des processus physiques qui ont cours dans 2 SMGs à z ≈ 4. 

 

C’est un programme pionnier, en préparation d’un suivant plus ambitieux qui étudiera un échantillon beaucoup plus grand de galaxies massives à très grands z, depuis la fin de l’époque de ré-ionisation jusqu’au pic de formation d’étoiles dans l’Univers.

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NGC 1132

  • La galaxie elliptique NGC 1132 à 300 millions d’années-lumière de nous photographiée par le télescope spatial.
  • Crédit : NASA/ESA/Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

ESO 325-G004

  • La galaxie elliptique géante ESO 325-G004 au centre de l’amas Abell S0740, observée par le télescope spatial. La galaxie se trouve à 450 millions d’années-lumière de nous et domine l’amas par sa présence. 

NGC 1132

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  • La galaxie elliptique NGC 1132 à 300 millions d’années-lumière de nous photographiée par le télescope spatial.

ESO 325-G004

  • Crédit : NASA/ESA/Hubble Heritage Team (STScI/AURA)
  • La galaxie elliptique géante ESO 325-G004 au centre de l’amas Abell S0740, observée par le télescope spatial. La galaxie se trouve à 450 millions d’années-lumière de nous et domine l’amas par sa présence. 

Ré-ionisation de l’Univers

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 l’évolution de l’Univers

Ré-ionisation de l’Univers

Encore maintenant, nous connaissons très mal l’évolution de l’Univers quand il avait moins d’un milliard d’années. En particulier, nous ne savons pas grand-chose sur le mécanisme de ré-ionisation. En cosmologie, la ré-ionisation représente l’époque où un grand nombre d’atomes existant dans l’Univers ont été ionisés par le rayonnement intense de la probable toute première génération d’étoiles à avoir illuminé l’Univers, les étoiles de population III. 


Ces étoiles, non observées aujourd’hui, sont considérées comme ayant été très massives, et de ce fait, eurent une durée de vie relativement courte. Leur masse importante leur a permis de rayonner à une température suffisamment élevée pour ioniser le milieu interstellaire environnant, ce qui a fait que l’Univers, complètement neutre et donc opaque quand il n’avait qu’environ 380 000 ans, est devenu transparent entre 150 millions et 1 milliard d’années plus tard. L’existence d’une telle phase semble confirmée par l’observation directe en 2011 de galaxies lointaines par le Very Large Telescope de l’ESO. Des galaxies primordiales observées lorsque l’âge de l’univers était de moins de 780 millions à 1 milliard d’années4 aurait une émission plus faible dans l’ultraviolet que les galaxies observées plus tard. Cela peut s’interpréter par une phase de ré-ionisation, 780 millions à 1 milliard d’années après le Big Bang, qui aurait rendu l’Univers transparent aux radiations ultraviolettes.

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 L’ÉVOLUTION DE L’UNIVERS

Ré-ionisation de l’Univers

Encore maintenant, nous connaissons très mal l’évolution de l’Univers quand il avait moins d’un milliard d’années. En particulier, nous ne savons pas grand-chose sur le mécanisme de ré-ionisation. En cosmologie, la ré-ionisation représente l’époque où un grand nombre d’atomes existant dans l’Univers ont été ionisés par le rayonnement intense de la probable toute première génération d’étoiles à avoir illuminé l’Univers, les étoiles de population III. 

 

Ces étoiles, non observées aujourd’hui, sont considérées comme ayant été très massives, et de ce fait, eurent une durée de vie relativement courte. Leur masse importante leur a permis de rayonner à une température suffisamment élevée pour ioniser le milieu interstellaire environnant, ce qui a fait que l’Univers, complètement neutre et donc opaque quand il n’avait qu’environ 380 000 ans, est devenu transparent entre 150 millions et 1 milliard d’années plus tard. L’existence d’une telle phase semble confirmée par l’observation directe en 2011 de galaxies lointaines par le Very Large Telescope de l’ESO. Des galaxies primordiales observées lorsque l’âge de l’univers était de moins de 780 millions à 1 milliard d’années4 aurait une émission plus faible dans l’ultraviolet que les galaxies observées plus tard. Cela peut s’interpréter par une phase de ré-ionisation, 780 millions à 1 milliard d’années après le Big Bang, qui aurait rendu l’Univers transparent aux radiations ultraviolettes.

L’ image ci-dessus de haute résolution du Champ Ultra Profond de Hubble (Hubble Ultra Deep Field, HUDF) montre des galaxies d’âge, de forme et de couleurs variés. Les galaxies les plus petites et les plus rouges (environ 100) sont les galaxies les plus lointaines ayant été observées par un télescope optique. Sur cette version 2014 du champ ultra profond d’Hubble, les galaxies les moins brillantes sont 10 milliards de fois moins lumineuses que les plus faibles étoiles visibles à l’œil nu, et nous montrent l’Univers tel qu’il se présentait dans un lointain passé, quelques centaines de millions d’années après le Big Bang. L’image a pu être réalisée par l’addition significative de données dans l’ultraviolet au célèbre champ profond d’Hubble réalisé dans la constellation du Fourneau. Ce champ ultra profond couvre à présent toute la gamme spectrale des caméras d’Hubble, depuis l’ultraviolet jusqu’à l’infrarouge proche en passant par le visible. Les données en ultraviolet offrent la possibilité cruciale d’étudier les processus de formation stellaire dans les galaxies situées à une distance comprise entre 5 et 10 milliards d’années-lumière.

L’origine des photons responsables de cette ré-ionisation n’a pas encore été identifiée. Le rôle qu’auraient pu jouer les galaxies de faibles luminosités est souvent invoqué.

Rôle du JWST et MIRI

Avec une surface collectrice de lumière presque dix fois supérieure à celle du HST et des instruments sensibles au rayonnement infrarouge, le JWST sera capable de capter des rayonnements émis il y a des milliards d’années. Cela permettra de sonder l’univers très jeune et d’observer les premiers objets « lumineux » qui ont éclairé l’univers, il y a environ 13 milliards d’années. Ainsi, en combinant l’extrême sensitivité du JWST avec les télescopes « naturels » que sont les amas de galaxies qui forment des lentilles gravitationnelles qui permettront de détecter ces galaxies intrinsèquement peu lumineuses, il sera possible de les étudier en détail. L’instrument MIRI, dont le CEA sous l’égide du CNES a assuré la conception et la réalisation de la partie imageur, est le seul instrument qui pourra non seulement nous fournir des informations cruciales sur les vieilles étoiles qui peuplent ces galaxies et nous renseigner sur leur contribution au processus de ré-ionisation, mais aussi nous éclairer sur les mécanismes de ré-ionisation à des époques antérieures. L’exploration de cette période par le JWST va donc apporter de précieuses informations sur les premières sources de lumière (quand sont-elles apparues ? quelle est leur nature ? …) et leur rôle dans la ré-ionisation de la matière, dont dépend la formation des astres suivants. En permettant des observations dans l’infrarouge thermique (longueurs d’ondes de 5 à 27 microns), MIRI sera l’instrument clef pour s’assurer que ce sont bien des objets de l’Univers très jeune qui sont observés.

Ainsi, le JWST, et MIRI en particulier, permettra aux astrophysiciens de faire un pas en avant dans l’identification des premières sources lumineuses de l’Univers et dans la caractérisation des galaxies de faible luminosité qui pourraient être responsables de sa réionisation.
  • Place de l’âge de ré-ionisation dans la chronologie de l’univers, de 400 millions à 1 milliard d’années après le Big Bang. 
  •  
  • Le JWST sera capable de regarder en arrière à une époque quand les premiers objets lumineux (les étoiles et les galaxies) se formaient.
  • Place de l’âge de ré-ionisation dans la chronologie de l’univers, de 400 millions à 1 milliard d’années après le Big Bang. 
  •  
  • Le JWST sera capable de regarder en arrière à une époque quand les premiers objets lumineux (les étoiles et les galaxies) se formaient.
JWST - James Webb Space Telescope

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