James Webb Space Telescope, données : 2023 juillet / décembre
Webb capture une image infrarouge détaillée d’étoiles en formation active
ESA 2023 07 26
Description de l’image : Au centre se trouve un mince nuage orange horizontal incliné du bas à gauche vers le haut à droite. Il occupe environ les deux tiers de la longueur de cet angle, mais est mince à l’angle opposé. En son centre se trouve un ensemble de très grands pics de diffraction rouges et roses dans le motif à huit pointes, familier de Webb. Il a une tache centrale jaune-blanche, qui cache deux étoiles en orbite serrée. L’arrière-plan est rempli d’étoiles et de galaxies. En bas à gauche se trouvent des flèches de boussole indiquant l’orientation de l’image sur le ciel. La flèche est pointe vers une heure. La flèche nord pointe dans la direction de cinq heures. En haut à droite se trouve une barre d’échelle étiquetée 1 minute d’arc. La longueur de la barre d’échelle est d’environ un dixième de l’image totale. Sous l’image se trouve une clé de couleur indiquant quels filtres NIRCam ont été utilisés pour créer l’image et quelle couleur de lumière visible est attribuée à chaque filtre. De gauche à droite : F115W est bleu ; F187N est bleu clair; F200W est vert ; F335M est jaune ; F444W est orange ; et F470N est rouge.
Le télescope spatial NASA/ESA/CSA James Webb a capturé les “bouffonneries” d’une paire de jeunes étoiles en formation active, connues sous le nom de Herbig-Haro 46/47, dans une image haute résolution en lumière proche infrarouge. Il s’agit du portrait le plus détaillé de ces étoiles, qui résident à seulement 1470 années-lumière dans la constellation des Voiles (Vela), à ce jour.
Pour trouver la paire de jeunes étoiles, tracez les pointes de diffraction rose vif et rouge dans l’image jusqu’à ce que vous atteigniez le centre : les étoiles se trouvent dans la tache orange-blanche. Ils sont enfouis profondément dans un disque de gaz et de poussière qui alimente leur croissance au fur et à mesure qu’ils gagnent en masse. Le disque n’est pas visible, mais son ombre est visible dans les deux régions sombres et coniques entourant les étoiles centrales.
La paire d’étoiles en formation active a envoyé des jets dans deux directions pendant des milliers d’années. Bien que Herbig-Haro 46/47 ait été étudié par de nombreux télescopes, tant au sol que dans l’espace, depuis les années 1950, Webb est le premier à les capturer à haute résolution dans le proche infrarouge. Avec Webb, nous pouvons désormais mieux comprendre l’activité des étoiles – passées et présentes – et regarder à travers la nébuleuse bleue poussiéreuse, qui apparaît en noir sur les images en lumière visible, qui les entoure. Au fil du temps, les chercheurs pourront glaner de nouveaux détails sur la formation des étoiles.
Le télescope spatial NASA/ESA/CSA James Webb a capturé une image haute résolution d’une paire étroitement liée d’étoiles en formation active, connue sous le nom de Herbig-Haro 46/47, en lumière proche infrarouge. Cherchez-les au centre des pointes de diffraction rouges. Les étoiles sont enfouies profondément, apparaissant comme une tache orange-blanche. Ils sont entourés d’un disque de gaz et de poussière qui continue d’augmenter leur masse.
Six images dans le proche infrarouge de NIRCam (la caméra dans le proche infrarouge) à bord du télescope spatial James Webb composent ce composite de Herbig-Haro 46/47. Les flèches nord et est de la boussole indiquent l’orientation de l’image sur le ciel. Notez que la relation entre le nord et l’est sur le ciel (vue d’en bas) est inversée par rapport aux flèches de direction sur une carte du sol (vue d’en haut)
Cette image montre des longueurs d’onde de lumière invisibles dans le proche infrarouge qui ont été traduites en couleurs de lumière visible. La clé de couleur montre quels filtres NIRCam ont été utilisés lors de la collecte de la lumière. La couleur de chaque nom de filtre est la couleur de la lumière visible utilisée pour représenter la lumière infrarouge qui traverse ce filtre.
La barre d’échelle est étiquetée en minutes d’arc, qui est une mesure de la distance angulaire sur le ciel. Une minute d’arc correspond à 1/60 de degré. (La pleine Lune a un diamètre angulaire d’environ 30 minutes d’arc.) La taille réelle d’un objet qui couvre une minute d’arc dans le ciel dépend de sa distance au télescope.
Herbig-Haro 46/47 est un objet important à étudier car il est relativement jeune – seulement quelques milliers d’années. Les étoiles mettent des millions d’années à se former. Des cibles comme celle-ci donnent également aux chercheurs un aperçu de la façon dont les étoiles accumulent de la masse au fil du temps, leur permettant potentiellement de modéliser la formation de notre propre Soleil, une étoile de faible masse.
Les lobes orange à deux côtés ont été créés par des éjections antérieures de ces étoiles. Les éjections les plus récentes des étoiles apparaissent sous la forme de caractéristiques bleues en forme de fil, courant le long du pic de diffraction angulaire qui recouvre les lobes orange. Les étoiles en formation active ingèrent le gaz et la poussière qui les entourent immédiatement dans un disque (imaginez un cercle les enveloppant). Lorsque les étoiles “mangent” trop de matière en trop peu de temps, elles réagissent en envoyant des jets bilatéraux le long de l’axe opposé, en stabilisant la rotation de l’étoile et en retirant de la masse de la zone. Au cours des millénaires, ces éjections régulent la quantité de masse que les étoiles conservent.
Ne manquez pas le délicat nuage bleu semi-transparent. C’est une région de poussière dense et de gaz, connue sous le nom de nébuleuse. L’image nette dans le proche infrarouge de Webb nous permet de voir à travers ses couches vaporeuses, montrant beaucoup plus de Herbig-Haro 46/47, tout en révélant également un large éventail d’étoiles et de galaxies qui se trouvent bien au-delà. Les bords de la nébuleuse se transforment en un contour orange doux, comme un L en arrière le long de la droite et du bas de l’image.
La nébuleuse bleue influence les formes des jets orange projetés par les étoiles centrales. Au fur et à mesure que le matériau éjecté pénètre dans la nébuleuse en bas à gauche, il prend des formes plus larges, car il y a plus de possibilités pour les jets d’interagir avec les molécules à l’intérieur de la nébuleuse. Son matériau provoque également l’illumination des éjections d’étoiles. Au cours de millions d’années, les étoiles d’Herbig-Haro 46/47 se formeront pleinement, vidant la scène.
Prenez un moment pour vous attarder sur le fond. Une profusion de galaxies extrêmement éloignées parsèment la vision de Webb. Son image composite NIRCam (Near-Infrared Camera) est composée de plusieurs poses, mettant en évidence des galaxies et des étoiles lointaines. Les objets bleus avec des pics de diffraction sont des étoiles, et plus ils sont proches, plus ils paraissent gros. Les galaxies spirales blanches et roses semblent parfois plus grandes que ces étoiles, mais sont nettement plus éloignées. Les plus petits points rouges, la spécialité infrarouge de Webb, sont souvent les galaxies les plus anciennes et les plus éloignées.
Traduction. : Olivier Sabbagh
La vie et les temps de la poussière
ESA 2023 07 31
Cette image montre la galaxie irrégulière NGC 6822, qui a été observée par la caméra proche infrarouge (NIRCam) et l’instrument moyen infrarouge (MIRI) montés sur le télescope spatial NASA/ESA/CSA James Webb. Comme leurs noms l’indiquent, NIRCam et MIRI sondent différentes parties du spectre électromagnétique. Cela permet aux instruments d’observer différents composants de la même galaxie, avec MIRI particulièrement sensible à ses régions riches en gaz (les tourbillons jaunes sur cette image) et NIRCam adapté à l’observation de son champ d’étoiles dense.
NGC 6822 se trouve à environ 1,5 million d’années-lumière et est le voisin galactique le plus proche de la Voie lactée qui ne fait pas partie de ses satellites. Il a une très faible métallicité, c’est-à-dire qu’il contient de très faibles proportions d’éléments autres que l’hydrogène et l’hélium. La métallicité est un concept absolument clé en astronomie, en partie parce que des éléments autres que l’hydrogène et l’hélium sont en grande partie produits par les étoiles au cours de leur vie. Par conséquent, au tout début de l’Univers (avant que la première génération d’étoiles ne naisse, ne vive et ne meure), tout avait une métallicité très faible. Cela fait des objets contemporains à faible métallicité (comme NGC 6822) des objets d’intérêt pour comprendre comment des processus tels que l’évolution des étoiles et le cycle de vie de la poussière interstellaire se sont probablement produits dans l’Univers primordial. C’était la motivation de ces observations de NGC 6822 avec Webb : mieux comprendre comment se forment les étoiles et comment les poussières évoluent dans des environnements à faible métallicité.
L’étude de NGC 6822 a une histoire intéressante qui est bien antérieure aux enquêtes modernes avec Webb. Il a été découvert pour la première fois par E. E. Barnard, qui a présenté sa découverte dans un article très bref en 1884 dans The Sidereal Messenger : un journal astronomique mensuel américain de courte durée mais important qui a été publié entre 1882 et 1891. Comme pour de nombreux objets astronomiques qui semblaient diffus avec les télescopes de l’époque, NGC 6822 a été classée à tort comme une “nébuleuse extrêmement faible”.
Au cours des années suivantes, une série de confusions ont surgi autour de NGC 6822 concernant sa taille apparente, sa luminosité et même le type d’objet dont il s’agissait, car les astronomes de l’époque n’avaient pas correctement pris en compte à quel point le même objet pouvait être différent avec différents télescopes. Edwin Hubble, homonyme du télescope spatial Hubble de la NASA/ESA, a ensuite étudié NGC 6822 en profondeur et a publié son propre article beaucoup plus détaillé en 1925. Ce travail était exceptionnellement important pour l’évolution de la compréhension de l’Univers par l’humanité, car, en Les propres mots de Hubble : « NGC 6822, [était] le premier objet définitivement assigné à une région en dehors du système galactique ». Cet article a contribué à résoudre le débat qui faisait rage parmi les astronomes sur l’étendue de l’Univers à l’époque en démontrant qu’il y avait des objets astronomiques qui se trouvaient au-delà de la Voie lactée. L’étude de cette galaxie a notamment été poursuivie par Susan Keyser, qui fut la première femme à recevoir un doctorat en astronomie de Caltech. Sa thèse de 1966 est restée l’investigation la plus approfondie de cette galaxie jusque dans les années 2000. Maintenant, l’étude de cette galaxie locale clé est poursuivie par Webb.
En savoir plus
Description de l’image : un champ dense d’étoiles avec des nuages de gaz et de poussière qui s’y accumulent. Les nuages sont inégaux et vaporeux, des parties denses et brillantes obscurcissant le centre de l’image. Des galaxies lumineuses de différentes formes et tailles brillent à travers le gaz et les étoiles. Certaines des images d’étoiles sont un peu plus grandes que les autres, avec des pics de diffraction visibles ; deux étoiles de premier plan sont brillantes dans le coin inférieur droit.
Cette image montre la galaxie irrégulière NGC 6822, qui a été observée par la caméra proche infrarouge (NIRCam) et l’instrument moyen infrarouge (MIRI) montés sur le télescope spatial NASA/ESA/CSA James Webb. Comme leurs noms l’indiquent, NIRCam et MIRI sondent différentes parties du spectre électromagnétique. Cela permet aux instruments d’observer différents composants de la même galaxie, avec MIRI particulièrement sensible à ses régions riches en gaz et NIRCam adapté à l’observation de son champ d’étoiles dense.
Sur la gauche, l’image NIRCam proche infrarouge de Webb montre les innombrables étoiles de la galaxie avec des détails incroyables. Ici, la poussière et le gaz qui envahissent la galaxie sont réduits à des traînées rouges translucides, mettant les étoiles à nu pour une étude astronomique. La puissance des instruments infrarouges glacés de Webb et l’incroyable résolution de son miroir primaire sont nécessaires pour examiner les étoiles cachées dans des environnements poussiéreux, et les résultats présentés ici sont spectaculaires.
Les étoiles les plus brillantes apparaissent dans des couleurs bleu pâle et cyan sur cette image, des couleurs qui sont attribuées aux longueurs d’onde de lumière les plus courtes que NIRCam peut détecter : le rouge et le proche infrarouge. La quantité de lumière émise par n’importe quelle étoile diminue à des longueurs d’onde de plus en plus longues, vers l’infrarouge moyen, de sorte que les étoiles qui sont plus faibles pour NIRCam apparaissent également plus chaudement colorées ici. Un orbe bleu vif en bas à gauche du gaz est particulièrement proéminent : il s’agit d’un amas globulaire rempli d’étoiles.
À droite, les longueurs d’onde de l’infrarouge moyen sont montrées dans l’image MIRI de Webb. L’émission de la poussière galactique est beaucoup plus importante ici, obscurcissant une fois de plus les étoiles, qui sont elles-mêmes plus faibles à ces longueurs d’onde infrarouges plus longues. Le gaz bleu brillant indique la lumière émise par des composés organiques appelés hydrocarbures aromatiques polycycliques, qui jouent un rôle essentiel dans la formation des étoiles et des planètes. Le cyan marque les taches de poussière plus froides, tandis que la poussière plus chaude est plus orange.
Les galaxies lointaines bien au-delà de NGC 6822 sont affichées en orange. Les quelques galaxies relativement plus proches, quant à elles, sont marquées en vert par leur propre poussière émettrice de lumière, que MIRI peut détecter. Les couleurs rouge vif et magenta indiquent les zones actives de formation d’étoiles dans la galaxie. Avec autant d’étoiles, les explosions de supernova sont monnaie courante, et un exemple étonnant de résidu de supernova est visible sur cette image : un anneau rouge juste en dessous du centre.
Traduction : Olivier Sabbagh
Webb met en lumière des arcs gravitationnels dans l’amas de galaxies « El Gordo »
ESA 2023 08 02
Description de l’image : Un fond noir est parsemé de centaines de petites galaxies de formes différentes, dont la couleur varie du blanc au jaune en passant par le rouge. Certaines galaxies sont déformées, semblant être allongées ou reflétées dans un miroir. Près du centre, une ligne particulièrement longue et fine s’étend de dix heures à quatre heures. En haut à droite, une boucle rouge s’étend sur environ les trois quarts du chemin autour d’une paire de galaxies. Une poignée d’étoiles de premier plan affichent huit pointes de diffraction.
Une nouvelle image de l’amas de galaxies connu sous le nom « d’El Gordo » révèle des objets lointains et poussiéreux jamais vus auparavant, et fournit une abondance de nouveautés scientifiquee. L’image infrarouge, prise par le télescope spatial NASA/ESA/CSA James Webb, affiche une variété de galaxies de fond inhabituelles et déformées qui n’étaient évoquées que dans les images précédentes du télescope spatial Hubble de la NASA/ESA.
El Gordo est un amas de centaines de galaxies qui existait lorsque l’univers avait 6,2 milliards d’années, ce qui en fait un « adolescent cosmique ». C’est l’amas le plus massif connu à l’époque. (« El Gordo », en espagnol veut dire le « Le Gros »).
El Gordo agit comme une lentille gravitationnelle, déformant et grossissant la lumière des galaxies d’arrière-plan éloignées. Deux des caractéristiques les plus importantes de l’image sont cette fine trace oblique, située juste en dessous et à gauche du centre de l’image, et la boucle ou crochet rouge en haut à droite. Les deux sont des galaxies d’arrière-plan à lentilles.
Traduction : Olivier Sabbagh
NDT1 : Article de Space Telescope Science Institute : L’équipe a ciblé El Gordo parce qu’il agit comme une loupe cosmique naturelle à travers un phénomène connu sous le nom de lentille gravitationnelle. Sa puissante gravité déforme et déforme la lumière des objets se trouvant derrière elle, un peu comme un verre de lunettes.
« La lentille d’El Gordo augmente la luminosité et agrandit la taille des galaxies lointaines. Cet effet de lentille offre une fenêtre unique sur l’univers lointain », a déclaré Brenda Frye de l’Université de l’Arizona. Frye est co-responsable de la branche PEARLS-Clusters de l’équipe PEARLS (Prime Extragalactic Areas for Reionization and Lensing Science) et auteur principal de l’un des quatre articles analysant les observations d’El Gordo.
L’hameçon ou la boucle
Dans l’image d’El Gordo, l’une des caractéristiques les plus frappantes est un arc lumineux représenté en rouge en haut à droite. Surnommée « El Anzuelo » (L’hameçon) par l’un des étudiants de Frye, la lumière de cette galaxie a mis 10,6 milliards d’années pour atteindre la Terre. Sa couleur rouge distinctive est due à une combinaison de rougissement dû à la poussière dans la galaxie elle-même et à un redshift cosmologique dû à sa distance extrême.
En corrigeant les distorsions créées par la lentille, l’équipe a pu déterminer que la galaxie d’arrière-plan est en forme de disque mais seulement 26 000 années-lumière de diamètre, soit environ un quart de la taille de la Voie Lactée. Ils ont également pu étudier l’histoire de la formation d’étoiles de la galaxie, constatant que la formation d’étoiles déclinait déjà rapidement au centre de la galaxie, un processus connu sous le nom d’extinction.
« Nous avons pu disséquer soigneusement le linceul de poussière qui enveloppe le centre de la galaxie où les étoiles se forment activement », a déclaré Patrick Kamieneski de l’Arizona State University, auteur principal d’un deuxième article. « Maintenant, avec Webb, nous pouvons facilement voir à travers cet épais rideau de poussière, ce qui nous permet de voir de visu l’assemblage des galaxies de l’intérieur ».
Le Mince ou fine ligne oblique
Une autre caractéristique importante de l’image Webb est une longue ligne fine comme un crayon à gauche du centre. Connue sous le nom de « La Flaca » (la Mince), c’est une autre galaxie d’arrière-plan à lentilles dont la lumière a également mis près de 11 milliards d’années pour atteindre la Terre.
Non loin de La Flaca se trouve une autre galaxie à lentilles. Lorsque les chercheurs ont examiné de près cette galaxie, ils ont trouvé trois images d’une seule étoile géante rouge qu’ils ont surnommée Quyllur, qui est le terme quechua pour étoile.
Auparavant, Hubble avait trouvé d’autres étoiles à lentilles (comme Earendel), mais elles étaient toutes des supergéantes bleues. Quyllur est la première étoile géante rouge individuelle observée au-delà d’un milliard d’années-lumière de la Terre. De telles étoiles à décalage vers le rouge élevé ne sont détectables qu’en utilisant les filtres infrarouges et la sensibilité de Webb.
« Il est presque impossible de voir des étoiles géantes rouges à lentilles à moins d’aller dans l’infrarouge. C’est la première que nous ayons trouvée avec Webb, mais nous nous attendons à ce qu’il y en ait beaucoup d’autres à venir », a déclaré Jose Diego de l’Instituto de Física de Cantabrie en Espagne, auteur principal d’un troisième article sur El Gordo.
L’image infrarouge de Webb de l’amas de galaxies El Gordo (“le gros”) révèle des centaines de galaxies, dont certaines jamais vues auparavant à ce niveau de détail. El Gordo agit comme une lentille gravitationnelle, déformant et grossissant la lumière des galaxies d’arrière-plan éloignées. Deux des caractéristiques les plus importantes de l’image sont le Thin One (le Mince), mis en évidence dans la case A, et le Fishhook (l’hameçon ou la boucle), un swoosh rouge mis en évidence dans la case B. Les deux sont des galaxies d’arrière-plan à lentilles. Les encarts à droite montrent des vues agrandies des deux objets. Crédit : Image : NASA, ESA, CSA, Science : Jose M. Diego (IFCA), Brenda Frye (Université de l’Arizona), Patrick Kamieneski (ASU), Tim Carleton (ASU), Rogier Windhorst (ASU), Traitement d’image : Alyssa Pagan (STScI), Jake Summers (ASU), Jordan CJ D’Silva (UWA), Anton M. Koekemoer (STScI), Aaron Robotham (UWA), Rogier Windhorst (ASU)
Groupe de galaxies et taches
D’autres objets de l’image Webb, bien que moins importants, sont tout aussi intéressants sur le plan scientifique. Par exemple, Frye et son équipe (qui comprend neuf étudiants du secondaire aux étudiants diplômés) ont identifié cinq galaxies à lentilles multiples qui semblent être un bébé amas de galaxies formé il y a environ 12,1 milliards d’années. Il existe une autre douzaine de galaxies candidates qui pourraient également faire partie de cet amas lointain.
En juillet 2022, le télescope spatial James Webb de la NASA a observé El Gordo, un amas de galaxies qui existait 6,2 milliards d’années après le big bang. Il a été sélectionné comme l’amas de galaxies le plus massif connu à cette époque dans l’histoire cosmique. L’image résultante révèle une variété de galaxies à lentille gravitationnelle, y compris des objets frappants surnommés le Fishhook et le Thin One. Venez avec nous pour une visite vidéo de cette nouvelle image infrarouge de Webb. Crédit : NASA, ESA, ASC.
« Alors que des données supplémentaires sont nécessaires pour confirmer qu’il y a 17 membres de cet amas, nous assistons peut-être à la formation d’un nouvel amas de galaxies sous nos yeux, un peu plus d’un milliard d’années après le big bang », a déclaré Frye.
Un dernier article examine des galaxies très faibles, semblables à des taches, appelées galaxies ultra-diffuses. Comme leur nom l’indique, ces objets, dispersés dans tout l’amas d’El Gordo, ont leurs étoiles largement réparties dans l’espace. L’équipe a identifié certaines des galaxies ultra-diffuses les plus éloignées jamais observées, dont la lumière a parcouru 7,2 milliards d’années pour nous atteindre.
« Nous avons examiné si les propriétés de ces galaxies sont différentes de celles des galaxies ultra-diffuses que nous voyons dans l’univers local, et nous voyons effectivement quelques différences. En particulier, elles sont plus bleues, plus jeunes, plus étendues et plus uniformément réparties dans tout l’amas. Cela suggère que vivre dans l’environnement de l’amas au cours des 6 derniers milliards d’années a eu un effet significatif sur ces galaxies », a expliqué Timothy Carleton de l’Arizona State University, auteur principal du quatrième article.
« La lentille gravitationnelle a été prédite par Albert Einstein il y a plus de 100 ans. Dans l’amas d’El Gordo, nous voyons la puissance de la lentille gravitationnelle en action », a conclu Rogier Windhorst de l’Arizona State University, chercheur principal du programme PEARLS. « Les images PEARLS d’El Gordo sont d’une beauté hors du commun. Et elles nous ont montré comment Webb peut déverrouiller le coffre au trésor d’Einstein ».
L’article de Frye et al. a été publié dans Astrophysical Journal. L’article de Kamieneski et al. a été accepté pour publication dans Astrophysical Journal. L’article de Diego et al. a été publié dans Astronomy & Astrophysics. L’article de Carleton et al. a été accepté pour publication dans Astrophysical Journal.
Traduction : Olivier Sabbagh
NDT2 : Wikipedia : El Gordo (« Le Gros » en espagnol) est le plus grand amas de galaxies de l’univers lointain connu. Il a été étudié par les télescopes VLT, le télescope spatial Chandra et le télescope cosmologique d’Atacama. Cet amas, officiellement désigné ACT-CL J0102-4915, est situé à plus de 7 milliards d’années-lumière vers la constellation du Phénix.
ESO/SOAR/NASA — http://www.eso.org/public/images/eso1203a/Cette image de l’amas de galaxies ACT-CL J0102−4915 combine des images prises avec le Very Large Telescope de l’ESO avec des images du télescope SOAR et des observations de rayons X de l’observatoire de rayons X Chandra de la NASA. L’image radiographique montre le gaz chaud dans le cluster et est représentée en bleu. Cet amas de galaxies récemment découvert a été surnommé El Gordo – le “gros” en espagnol. Il se compose de deux sous-amas de galaxies distincts entrant en collision à plusieurs millions de kilomètres à l’heure, et est si éloigné que sa lumière a voyagé pendant sept milliards d’années pour atteindre la Terre.
La nébuleuse de la Lyre par Webb
APOD 2023 08 14
La nébuleuse de l’Anneau (M57) est plus compliquée qu’elle n’y paraît à travers un petit télescope. L’anneau central facilement visible mesure environ une année-lumière de diamètre, mais cette exposition remarquable du télescope spatial James Webb explore cette nébuleuse populaire avec une exposition profonde à la lumière infrarouge. Des cordes de gaz, comme des cils autour d’un œil cosmique, deviennent évidentes autour de l’Anneau dans cette image en vedette améliorée numériquement dans des couleurs assignées. Ces longs filaments peuvent être causés par l’ombrage des nœuds de gaz dense dans l’anneau à partir de la lumière énergétique émise à l’intérieur. La nébuleuse de l’Anneau est une nébuleuse planétaire allongée, un type de nuage de gaz créé lorsqu’une étoile semblable au Soleil évolue pour se débarrasser de son atmosphère extérieure pour devenir une étoile naine blanche. L’ovale central de la nébuleuse de l’anneau se trouve à environ 2.500 années-lumière vers la constellation de la Lyre.
Traduction : Olivier Sabbagh
NDT : En France on l’appelle plutôt la nébuleuse de la Lyre, ce qui est géographiquement plus précis (il existe aussi une nébuleuse de l’anneau dans l’hémisphère sud, photographié d’ailleurs également par le JWST) : ci-dessous :
La nébuleuse australe de l’anneau (NGC 3132), dans la constellation des Voiles
NDT 2 : APOD 2023 04 02 – M57 : La nébuleuse de l’anneau par Hubble
Il a été remarqué il y a des centaines d’années par des astronomes qui ne pouvaient pas comprendre sa forme inhabituelle. Cela ressemblait à un anneau dans le ciel. À l’exception des anneaux de Saturne, la nébuleuse de l’anneau (M57) est peut-être le cercle céleste le plus célèbre. Nous savons maintenant ce que c’est et que sa forme emblématique est due à notre point de vue chanceux. La cartographie récente de la structure 3D de la nébuleuse en expansion, basée en partie sur cette image claire de Hubble, indique que la nébuleuse est un anneau relativement dense en forme de beignet enroulé autour du milieu d’un nuage de gaz incandescent en forme de ballon de rugby. Notre vue depuis la planète Terre pointe dans l’axe du ballon, face à l’anneau. Bien entendu, dans cet excellent exemple de nébuleuse planétaire, la matière incandescente ne provient pas des planètes. Au lieu de cela, le linceul gazeux représente les couches externes expulsées de l’étoile mourante, autrefois semblable au Soleil, qui n’est plus maintenant qu’un minuscule point de lumière visible au centre de la nébuleuse. La lumière ultraviolette intense de la chaude étoile centrale ionise les atomes du gaz. La nébuleuse de l’Anneau mesure environ une année-lumière de diamètre et se situe à environ 2.500 années-lumière de distance.
M57 vue par Hubble (1er octobre 1998)
NDT 3 : NGC 6720 est une nébuleuse planétaire située dans la constellation de la Lyre. NGC 6720 a été découverte par l’astronome français Charles Messier en 1779.
Histoire des observations
M57 a été la deuxième nébuleuse planétaire découverte par Messier après la nébuleuse de l’Haltère (M27). Messier était à la recherche de comètes, lorsqu’il a découvert la nébuleuse planétaire le 31 janvie Le rapport de Messier sur sa découverte indépendante de la comète C/1779 A1 (Bode) est parvenu à l’astronome français Antoine Darquier de Pellepoix deux semaines plus tard et il a alors en cherchant cette comète découvert indépendamment M57. Darquier écrivit plus tard qu’elle était « aussi grande que Jupiter et ressemblait à une planète qui s’estompe », ce qui a sans doute contribué ensuite à l’utilisation de la terminologie persistante de nébuleuse planétaire.
L’astronome allemand Johann Elert Bode a observé M57 dans la nuit du 27 au 28 aout. Il rapporta qu’il a clairement vu cette nébuleuse entre les étoiles Beta et Gamma de la Lyre avec un télescope de Dollond de 3 pieds (de focale).
William Herschel a observé à plusieurs reprises M57 qu’il a d’abord décrite comme une nébuleuse possédant une tache régulière, concentrique et sombre au milieu, probablement entouré d’un anneau d’étoiles. Dans toutes ses autres observations, Herschel émet l’hypothèse que l’anneau est constitué d’étoiles. Herschel trouvait que les nébuleuses planétaires alors connues ressemblaient à la planète Uranus qu’il avait découverte en 1781. C’est lui qui imagina l’appellation nébuleuse planétaire. L’étoile centrale de M57 a été découverte en 1800 par l’astronome allemand Friedrich von Hahn.
Dessin de la nébuleuse de la Lyre réalisé en 1874 par Étienne Léopold Trouvelot
John Herschel a observé M57 à de nombreuses reprises entre en 1828 et 1829. Dans son catalogue, sous la désignation GC 4447, il l’a décrite comme « une magnifique nébuleuse de forme annulaire, brillante, assez grande et considérablement étendue ».
William Henry Smyth et William Parsons (lord Rosse) l’ont aussi observée en 1835 et en 1844. En 1850, alors qu’il avait observé M57 à sept reprises, Lord Rosse souligne que les sept nébuleuses planétaires alors connues ne peuvent être considérées comme des agrégations semblables à notre Soleil ou aux étoiles fixes. Il soutient qu’il ne s’agit pas d’un corps solide ou liquide émettant de la lumière, mais que c’est de la matière à l’état gazeux émettant de la lumière.
Dans un article de William Huggins et William Allen Miller publié en 1864 par la Royal Society, M57 est décrit comme une nébuleuse annulaire, brillante, assez grande et considérablement allongée. Son spectre est faible indiquant que la luminosité de M57 est plus faible que les autres nébuleuses examinées. Les auteurs soulignent qu’il est probable que la matière occupant la partie centrale de M57 soit de constitution similaire à celle de l’anneau en raison de ses caractéristiques spectrales. John Dreyer a repris les termes déjà employés pour décrire M57 et l’a inscrite dans le New General Catalogue sous la désignation NGC 6720. Heber Doust Curtis a réalisé une photographie et un dessin de M57 qui ont été publiés en 1918 dans le livre «Descriptions of 762 Nebulae and Clusters Photographed with the Crossley Reflector».
Observation
Cette nébuleuse est présente dans le ciel de l’hémisphère nord et observable toute l’année, dans les meilleures conditions entre mai et septembre. Elle se situe dans la Lyre, l’un des sommets du Triangle d’été, ce qui facilite sa recherche (surtout quand elle occupe le zénith, pendant les mois d’été).
M57 est relativement facile à localiser. On trouve d’abord l’astérisme du Triangle d’été constitué des trois étoiles les plus brillantes des constellations de l’Aigle (Altaïr), du Cygne (Deneb) et de la Lyre (Véga). M57 est situé entre les étoiles Beta et Gamma Lyrae à environ un tiers de la distance à partir de Beta.
Sa magnitude n’est que de 8,8, elle est donc invisible à l’œil nu. Son diamètre apparent est assez faible, ce qui diminue sa visibilité. Pour l’observer (et distinguer l’anneau), il faut utiliser un petit télescope ou une lunette astronomique, car son apparence dans des jumelles est semblable à un objet presque stellaire. Dans un petit instrument d’amateur avec un grossissement de 100 , l’anneau commence à apparaître ainsi que le centre sombre. Une étoile de 12ème magnitude se trouve à une minute à l’Est du centre. Si la couleur peut être décelée, elle sera légèrement verte, ce qui est prévisible puisque presque toute sa lumière est émise dans seulement quelques raies spectrales vertes. Même avec de petits instruments il est possible de remarquer une légère ellipticité suivant un angle de position 60° pour le grand axe. De plus en plus de détails deviennent visibles si l’on utilise de plus grandes ouvertures et dans de bonnes conditions d’observation. Mais, même avec de grands instruments, l’étoile centrale ne sera visible que si les conditions sont exceptionnellement favorables, ou avec l’aide de filtres. Toujours avec de grands instruments, quelques petites étoiles peuvent être aperçues en premier plan ou en arrière-plan à l’intérieur de la partie en extension.
Caractéristiques
Distance, taille et vitesse
Deux distances basées sur les récents relevés du satellite Gaia sont indiquées sur la base de données astronomique Simbad : 787,650 ± 27,173 2 pc (∼2 570 a.l.) et 786,968 ± 36,787 5 pc (∼2 570 a.l.). Une valeur de 787 ± 37 pc peut représenter ces deux mesures. Puisque sa taille apparente est de 3,0′, un calcul rapide montre que son envergure est égale à 2,24 ± 0,11 al. Une publication de l’année 1995 rapporte une vitesse de −19,1 km/s.
Dans un article publié en 2007, on évalue les dimensions de son ellipsoïde à 0,10 pc x 0,13 pc x 0,20 pc’ (0,33 x 0,62 x 0,65 al). Ces valeurs sont passablement plus petites de celles que l’on trouve ailleurs.
Âge de la nébuleuse
La durée de vie d’une nébuleuse planétaire est très brève, seulement une dizaine de milliers d’années. L’estimation de l’âge d’une nébuleuse est passablement difficile à faire et il est surtout calculé par une méthode approximative basée sur sa taille et son taux d’expansion. L’évaluation de l’âge de M57 varie énormément d’une source à l’autre. De 6.000 à 8.000 ans, de 2.500 à ± 5600 ans selon une publication parue en 2003 et finalement 7000 ans selon une publication du même auteur principal parue en 2007.
Étoile centrale
L’étoile centrale est une naine blanche de la taille d’une planète comme la Terre. Sa température de surface est de 120.000 K et sa luminosité est environ 200 fois plus grande (Log10 ≈ 2,3) que celle du Soleil. Sa masse se situe entre 0,61 et 0,62 masse solaire.
Luminosité
Comme la plupart des nébuleuses planétaires, M57 est beaucoup plus brillante visuellement avec une magnitude de 8,8 que photographiquement avec une valeur de 9,7. Cela est dû au fait que la plus grande partie de leur lumière est émise dans très peu de raies spectrales.
Toutes les parties intérieures de cette nébuleuse ont une teinte bleu-vert causée par les raies d’émission d’oxygène doublement ionisé à 495,7 et 500,7 nm. Les raies spectrales dites interdites se produisent seulement dans des conditions de très basse densité, quelques atomes seulement par centimètre cube. Dans la région externe de l’anneau, une partie de la teinte rougeâtre provient de l’émission à 656,3 nm de l’hydrogène, une des raies de la série de Balmer. Les raies interdites de l’azote contribue à la teinte rougeâtre à des longueurs d’onde de 654,8 et 658,3 nm.
Webb capture un tourbillon cosmique
ESA 2023 08 29
Description de l’image : Une grande galaxie spirale occupe la totalité de l’image. Le noyau est principalement d’un blanc éclatant, mais il existe également des structures tourbillonnantes et détaillées qui ressemblent à de l’eau entourant un drain. Il y a une lumière blanche et bleu pâle qui émane des étoiles et de la poussière au centre du noyau, mais elle est étroitement limitée au noyau. Les anneaux présentent des couleurs rouge foncé et orange et mettent en évidence des filaments de poussière autour de bulles noires caverneuses.
Les bras gracieux et sinueux de la grande galaxie spirale M51 s’étendent sur cette image prise par le télescope spatial James Webb de la NASA/ESA/CSA. Contrairement à la ménagerie de galaxies spirales étranges et merveilleuses avec des bras spiraux déchiquetés ou perturbés, les galaxies spirales de grande conception possèdent des bras spiraux proéminents et bien développés comme ceux présentés sur cette image. Ce portrait galactique est une image composite qui intègre les données de la caméra proche infrarouge de Webb (NIRCam) et de l’innovant instrument infrarouge moyen (MIRI), dont la moitié a été fournie par l’Europe.
Sur cette image, les régions rouge foncé tracent la poussière chaude et filamenteuse qui imprègne le milieu de la galaxie. Les régions rouges montrent la lumière retraitée des molécules complexes se formant sur les grains de poussière, tandis que les couleurs orange et jaune révèlent les régions de gaz ionisé par les amas d’étoiles récemment formés. La rétroaction stellaire a un effet dramatique sur le milieu de la galaxie et crée un réseau complexe de nœuds brillants ainsi que de bulles noires caverneuses.
M51 – également connue sous le nom de NGC 5194 ou Galaxie du Tourbillon – se trouve à environ 27 millions d’années-lumière de la Terre dans la constellation de Canes Venatici et est piégée dans une relation tumultueuse avec sa voisine proche, la galaxie naine NGC 5195. L’interaction entre ces deux galaxies a fait de ces voisines galactiques l’une des paires de galaxies les mieux étudiées dans le ciel nocturne. On pense que l’influence gravitationnelle du plus petit compagnon de M51 est en partie responsable de la nature majestueuse des bras spiraux proéminents et distincts de la galaxie. Si vous souhaitez en savoir plus sur ces deux voisins galactiques qui se chamaillent, vous pouvez explorer les observations antérieures de M51 par le télescope spatial Hubble de la NASA/ESA ici.
Cette observation Webb de M51 fait partie d’une série d’observations intitulées collectivement Feedback in Emerging extrAgalactic Star amasTers, ou FEAST. Les observations FEAST ont été conçues pour mettre en lumière l’interaction entre la rétroaction stellaire et la formation d’étoiles dans des environnements extérieurs à notre propre galaxie, la Voie Lactée. La rétroaction stellaire est le terme utilisé pour décrire l’effusion d’énergie des étoiles vers les environnements qui les forment, et constitue un processus crucial pour déterminer la vitesse à laquelle les étoiles se forment. Comprendre la rétroaction stellaire est essentiel pour construire des modèles universels précis de formation d’étoiles.
L’objectif des observations FEAST est de découvrir et d’étudier des pépinières d’étoiles dans des galaxies situées au-delà de notre propre Voie Lactée. Avant que Webb ne devienne opérationnel, d’autres observatoires tels que le Large Millimeter Array d’Atacama dans le désert chilien et Hubble nous ont donné un aperçu de la formation des étoiles soit au début (en suivant les nuages denses de gaz et de poussière où les étoiles se formeront) soit après la formation des étoiles qui ont détruit avec leur énergie leurs nuages de gaz et de poussière natals. Webb ouvre une nouvelle fenêtre sur les premiers stades de la formation des étoiles et de la lumière stellaire, ainsi que sur le retraitement énergétique des gaz et des poussières. Les scientifiques voient pour la première fois des amas d’étoiles émerger de leur nuage natal dans des galaxies situées au-delà de notre groupe local. Ils pourront également mesurer le temps nécessaire à ces étoiles pour polluer avec les métaux nouvellement formés et pour nettoyer le gaz (ces échelles de temps sont différentes d’une galaxie à l’autre). En étudiant ces processus, nous comprendrons mieux comment le cycle de formation des étoiles et l’enrichissement en métaux sont régulés au sein des galaxies ainsi que les délais de formation des planètes et des naines brunes. Une fois la poussière et les gaz retirés des étoiles nouvellement formées, il ne reste plus de matière pour former des planètes.
Traduction : Olivier Sabbagh
Webb découvre du méthane et du dioxyde de carbone dans l’atmosphère de K2-18 b
ESA 2023 09 11
Une nouvelle enquête menée par une équipe internationale d’astronomes utilisant les données du télescope spatial James Webb NASA/ESA/CSA sur K2-18 b, une exoplanète 8,6 fois plus massive que la Terre, a révélé la présence de molécules contenant du carbone, notamment du méthane et du dioxyde de carbone. Cette découverte s’ajoute à des études récentes suggérant que K2-18 b pourrait être une exoplanète hycéenne*, susceptible de posséder une atmosphère riche en hydrogène et une surface recouverte d’eau et d’océan.
Description de l’image : Illustration d’une planète exoplanète et de son étoile naine froide et rouge sur fond noir parsemée de quelques petites étoiles. La planète est grande, au premier plan à droite et l’étoile est plus petite, en arrière-plan en bas à gauche. La planète est composée de différentes nuances de bleu, avec des mèches de blanc dispersées un peu partout. Le bord gauche de la planète (le côté faisant face à l’étoile) est éclairé, tandis que le reste est dans l’ombre. L’étoile a une lueur rouge vif.
Le concept de cet artiste montre à quoi pourrait ressembler l’exoplanète K2-18 b sur la base de données scientifiques. K2-18 b, une exoplanète 8,6 fois plus massive que la Terre, orbite autour de l’étoile naine froide K2-18 dans la zone habitable et se trouve à 120 années-lumière de la Terre. Une nouvelle enquête menée avec le télescope spatial James Webb NASA/ESA/CSA sur K2-18 b a révélé la présence de molécules carbonées, notamment de méthane et de dioxyde de carbone. L’abondance de méthane et de dioxyde de carbone, ainsi que la pénurie d’ammoniac, confortent l’hypothèse selon laquelle il pourrait y avoir un océan sous une atmosphère riche en hydrogène dans K2-18 b.
Le premier aperçu des propriétés atmosphériques de cette exoplanète de zone habitable [1] est venu d’observations avec le télescope spatial NASA/ESA Hubble, qui a donné lieu à d’autres études qui ont depuis modifié notre compréhension du système. De nouvelles observations ont été faites avec l’instrument NIRISS, une contribution canadienne, et un instrument NIRSpec, une contribution européenne, à bord du télescope spatial James Webb NASA/ESA/CSA.
K2-18 b orbite autour de l’étoile naine froide K2-18 dans la zone habitable et se trouve à 120 années-lumière de la Terre dans la constellation du Lion. Les exoplanètes telles que K2-18 b, dont la taille se situe entre celles de la Terre et de Neptune, ne ressemblent à rien de ce qui existe dans notre système solaire. Ce manque de planètes analogues à proximité signifie que ces « sous-Neptunes » sont mal comprises et que la nature de leurs atmosphères fait l’objet d’un débat actif entre les astronomes. La suggestion selon laquelle le sous-Neptune K2-18 b pourrait être une exoplanète hycéenne est intrigante, car certains astronomes pensent que ces mondes sont des environnements prometteurs pour rechercher des preuves de la vie sur les exoplanètes.
« Nos résultats soulignent l’importance de prendre en compte la diversité des environnements habitables dans la recherche de la vie ailleurs », a expliqué Nikku Madhusudhan, astronome à l’Université de Cambridge et auteur principal de l’article annonçant ces résultats. « Traditionnellement, la recherche de vie sur les exoplanètes s’est concentrée principalement sur les planètes rocheuses plus petites, mais les mondes hycéens plus grands sont nettement plus propices aux observations atmosphériques ».
L’abondance de méthane et de dioxyde de carbone, ainsi que la pénurie d’ammoniac, confortent l’hypothèse selon laquelle il pourrait y avoir un océan sous une atmosphère riche en hydrogène sur K2-18 b. Ces premières observations de Webb ont également permis de détecter une molécule appelée sulfure de diméthyle (DMS). Sur Terre, cela n’est produit que par la vie. La majeure partie du DMS présent dans l’atmosphère terrestre est émise par le phytoplancton des environnements marins.
L’inférence du DMS est moins robuste et nécessite une validation plus approfondie. « Les prochaines observations de Webb devraient pouvoir confirmer si le DMS est effectivement présent dans l’atmosphère de K2-18 b à des niveaux significatifs », a expliqué Madhusudhan.
Même si K2-18 b se situe dans la zone habitable et est désormais connu pour héberger des molécules carbonées, cela ne signifie pas nécessairement que la planète peut abriter la vie. La grande taille de la planète – avec un rayon 2,6 fois supérieur à celui de la Terre – signifie que l’intérieur de la planète contient probablement un vaste manteau de glace à haute pression, comme Neptune, mais avec une atmosphère plus fine, riche en hydrogène et une surface océanique. Les mondes hycéens devraient avoir des océans d’eau. Cependant, il est également possible que l’océan soit trop chaud pour être habitable ou être liquide. « Bien que ce type de planète n’existe pas dans notre système solaire, les planètes sub-Neptunes sont le type de planète le plus courant connu jusqu’à présent dans la galaxie », a expliqué Subhajit Sarkar, membre de l’équipe de l’Université de Cardiff. « Nous avons obtenu à ce jour le spectre le plus détaillé d’une zone habitable sous-Neptune, ce qui nous a permis de déterminer les molécules qui existent dans son atmosphère ».
Description de l’image : Le graphique montre les spectres de l’exoplanète K2-18 b de NIRISS et NIRSpec sous la forme d’un graphique, avec l’axe Y vertical étiqueté Quantité de lumière bloquée et l’axe horizontal étiqueté Longueur d’onde de la lumière (microns). Les spectres sont tracés sous forme de points avec de courtes lignes verticales verticales à travers le tracé, le modèle le mieux adapté étant une ligne blanche bleue et irrégulière. Il y a des colonnes verticales vertes, jaunes et bleu clair d’épaisseurs variables dispersées sur le tracé indiquant où les variations du la ligne représente respectivement la présence de méthane, de dioxyde de carbone et de sulfure de diméthyle. Derrière le graphique se trouve une illustration de la planète et de l’étoile.
Le spectre de K2-18 b, obtenu avec le NIRISS (Near-Infrared Imager and Slitless Spectrograph) et le NIRSpec (Near-Infrared Spectrograph) de Webb, montre une abondance de méthane et de dioxyde de carbone dans l’atmosphère de l’exoplanète, ainsi qu’une possible détection d’un molécule appelée sulfure de diméthyle (DMS). La détection de méthane et de dioxyde de carbone, ainsi que la pénurie d’ammoniac, concordent avec la présence d’un océan sous une atmosphère riche en hydrogène dans K2-18 b. K2-18 b, 8,6 fois plus massive que la Terre, orbite autour de l’étoile naine froide K2-18 dans la zone habitable et se trouve à 120 années-lumière de la Terre.
Caractériser les atmosphères des exoplanètes comme K2-18 b – c’est-à-dire identifier leurs gaz et leurs conditions physiques – est un domaine très actif en astronomie. Cependant, ces planètes sont littéralement éclipsées par l’éclat de leurs étoiles mères beaucoup plus grandes, ce qui rend l’exploration des atmosphères des exoplanètes particulièrement difficile.
L’équipe a contourné ce défi en analysant la lumière de l’étoile mère de K2-18 b alors qu’elle traversait l’atmosphère de l’exoplanète. K2-18 b est une exoplanète en transit, ce qui signifie que nous pouvons détecter une baisse de luminosité lors de son passage devant la face de son étoile hôte. C’est ainsi que l’exoplanète a été découverte pour la première fois. Cela signifie que lors des transits, une infime fraction de la lumière des étoiles traversera l’atmosphère de l’exoplanète avant d’atteindre des télescopes comme Webb. Le passage de la lumière des étoiles à travers l’atmosphère de l’exoplanète laisse des traces que les astronomes peuvent reconstituer pour déterminer les gaz de l’atmosphère de l’exoplanète.
« Ce résultat n’a été possible que grâce à la gamme de longueurs d’onde étendue et à la sensibilité sans précédent de Webb, qui ont permis une détection robuste des caractéristiques spectrales avec seulement deux transits », a poursuivi Madhusudhan. « À titre de comparaison, une observation de transit avec Webb a fourni une précision comparable à huit observations avec Hubble réalisées sur quelques années et dans une plage de longueurs d’onde relativement étroite ».
« Ces résultats sont le produit de seulement deux observations de K2-18b, et bien d’autres sont en cours », a expliqué Savvas Constantinou, membre de l’équipe de l’Université de Cambridge. « Cela signifie que notre travail ici n’est qu’une première démonstration de ce que Webb peut observer dans les exoplanètes en zone habitable ».
L’équipe a maintenant l’intention de mener des recherches de suivi avec le spectrographe MIRI (Mid-InfraRed Instrument) du télescope qui, espère-t-elle, valideront davantage leurs résultats et fourniront de nouvelles informations sur les conditions environnementales sur K2-18 b.
« Notre objectif ultime est l’identification de la vie sur une exoplanète habitable, ce qui transformerait notre compréhension de notre place dans l’Univers », a conclu Madhusudhan. « Nos découvertes constituent une étape prometteuse vers une compréhension plus profonde des mondes hycéens dans cette quête ».
Les résultats de l’équipe sont acceptés pour publication dans The Astrophysical Journal Letters.
Remarques [1]
La zone habitable est la région autour d’une étoile où les conditions pourraient potentiellement être propices au maintien de la vie sur une planète au sein de cette région, permettant par exemple la présence d’eau liquide à sa surface.
Hycéenne*
Ce terme désigne une nouvelle catégorie d’exoplanètes dont la taille se situe entre deux fois et quatre fois celle de la Terre. Elle se situent entre des “super-Terres” et des “mini-Neptunes”. En outre, une planète « hycéenne » serait recouverte d’eau, dotée d’une atmosphère gorgée d’hydrogène et la température sur sa surface « serait dans la limite de ce qui est considéré comme acceptable sur Terre pour des formes de vie ».
Traduction : Olivier Sabbagh
Vue de la galaxie NGC 6822 par la caméra NIRCam de webb
ESA 2023 09 30
Description de l’image : Un champ immense et dense entièrement rempli de petites étoiles. Quelques images d’étoiles sont un peu plus grandes que les autres, avec des pointes de diffraction visibles ; deux étoiles au premier plan sont grandes et brillantes sur le côté droit. De nombreuses petites galaxies de formes et de tailles diverses peuvent être vues cachées derrière les étoiles. Au centre, un léger gaz rouge foncé apparaît.
Cette image montre la galaxie irrégulière NGC 6822, observée par la caméra proche infrarouge (NIRCam) montée sur le télescope spatial James Webb NASA/ESA/CSA. NIRCam sonde le proche infrarouge, ce qui dans ce cas le rend approprié pour l’observation du champ d’étoiles densément peuplé.
L’image NIRCam dans le proche infrarouge de Webb montre les innombrables étoiles de la galaxie avec des détails incroyables. Ici, la poussière et les gaz qui imprègnent la galaxie sont réduits à des traînées rouges translucides, mettant les étoiles à nu pour les études astronomiques. La puissance des instruments infrarouges glacials de Webb et l’incroyable résolution de son miroir principal sont nécessaires pour examiner les étoiles cachées dans des environnements poussiéreux, et les résultats présentés ici sont spectaculaires.
Les étoiles les plus brillantes apparaissent dans des couleurs bleu pâle et cyan sur cette image, couleurs attribuées aux longueurs d’onde de lumière les plus courtes que NIRCam peut détecter : le rouge et l’infrarouge le plus proche. La quantité de lumière émise par n’importe quelle étoile diminue à des longueurs d’onde de plus en plus longues, vers l’infrarouge moyen, de sorte que les étoiles les plus faibles pour NIRCam apparaissent également ici avec des couleurs plus chaudes. Un orbe bleu vif en bas à gauche du gaz est particulièrement visible : il s’agit d’un amas globulaire rempli d’étoiles.
Une image composite de NGC 6822 présentant des données de NIRCam et de l’instrument Mid-InfraRed de Webb (MIRI) a été publiée pour la série ESA/Webb Picture of the Month en juillet 2023.
NDT : Wikipedia : NGC 6822, également appelée la galaxie de Barnard, est une galaxie irrégulière barrée, magellanique et naine. Elle est située dans la constellation du Sagittaire. NGC 6822 a été découverte par l’astronome américain Edward Emerson Barnard en 1881. Cette galaxie a aussi été observée par l’astronome allemand Max Wolf le 16 juillet 1906 et elle a été inscrite à l’Index Catalogue sous la désignation IC 4895. NGC 6822 a été utilisé par Gérard de Vaucouleurs comme une galaxie de type morphologique IB(s)m dans son atlas des galaxies.
Vue de la galaxie de Barnard depuis l’ESO
Vitesse et distance de NGC 6822
La base de données astronomique Simbad indique une vitesse provenant d’une publication parue en 2017 égale à −58 km/s, valeur très semblable à celle de la base de données NASA/IPAC qui est de −54,8 ± 2,1 km/s. Cette galaxie s’approche donc de la Voie lactée.
La base de données NASA/IPAC indique que 127 valeurs de la distance de NGC 6822 non basées sur le décalage vers le rouge (redshift) ont été publiées entre les années 1980 et 2016. La valeur moyenne et l’écart-type donnent une distance de 0,521 ± 0,176 Mpc (∼1,7 million d’a.l.). Cependant, Simbad rapporte huit valeurs de publications plus récentes et le résultat donne une distance plus précise, 488 ± 23 kpc (∼1,59 million d’a.l.).
Histoire des observations
L’étude de NGC 6822 a une histoire intéressante qui est bien antérieure aux études modernes avec nos télescopes spatiaux. Edwom Barnard a découvert NGC 6822 avec une lunette astronomique à l’observatoire Vanderbilt à Nashville. Il a présenté sa découverte dans un très bref article publié en 1884 dans « The Sidereal Messenger », un journal astronomique mensuel américain de courte durée, mais important qui a existé entre 1882 et 1891. Comme pour de nombreux objets astronomiques qui semblaient diffus dans les télescopes de l’époque, NGC 6822 a été mal catégorisée comme une « nébuleuse extrêmement faible ».
Au cours des années suivantes, une série de confusions est apparue autour de NGC 6822 sur sa taille apparente, sa luminosité et même sur le type d’objet dont il s’agissait, car les astronomes de l’époque ne présentaient pas uniformément leurs observations en raison des différences entre les divers télescopes de l’époque. En raison de cette confusion, l’observation de Max Wolf n’a pas été reconnue comme la même galaxie par John Dreyer qui, après avoir publié le New General Catalogue, l’a inclus dans l’Index Catalogue sous la désignation IC 4895.
Edwin Hubble a ensuite étudié NGC 6822 en profondeur et a publié un article en 1925. Il a identifié 15 étoiles variables dans cet objet, dont 11 céphéides qui, par application de la relation période-luminosité découverte par Henrietta Swan Leavitt, permirent d’évaluer le module de distance de cette structure et d’en déduire un éloignement supérieur à environ 214 kpc (∼698 000 a.l.) à l’époque, c’est-à-dire bien au-delà des Nuages de Magellan, et bien au-delà également de la taille de l’Univers de 300 000 années-lumière proposée alors par Harlow Shapley dans le Grand Débat. Cette découverte ouvrit la voie à la compréhension de la nature extragalactique de ce qu’on appelait alors les « nébuleuses spirales » telles que la galaxie d’Andromède et la galaxie du Triangle, et par là même fit prendre conscience de la taille réelle de l’Univers.
L’étude de cette galaxie a notamment été poursuivie par Susan Kayser, qui a été la première femme à recevoir un doctorat en astronomie du Caltech. Sa thèse de 1966 est restée l’enquête la plus approfondie de cette galaxie jusqu’aux années 2000 alors que le télescope spatial Hubble a été mis à contribution ainsi que certains des grands télescopes optiques basés au sol. Maintenant, l’étude dans le domaine de l’infrarouge de cette galaxie du Groupe local est poursuivie par le télescope spatial James Webb.
Images du télescope James Webb
Image captée par l’instrume MIRI (Mid-InfraRed Instrument) du télescope spatial James Webb
L’instrument MIRI du télescope James Webb capte les données dans l’infrarouge moyen. À ces longueurs d’onde, l’émission de lumière par la poussière galactique est importante alors que celle des étoiles est plus faible. Sur l’image de James Web, les émissions des régions gazeuses bleues proviennent de composés organiques appelés hydrocarbures aromatiques polycycliques (HAP). Ces composés jouent un rôle essentiel dans la formation des étoiles et de leurs planètes. Les régions poussiéreuses plus froides sont colorées en cyan, alors que la poussière plus chaude est en orange. Quelques galaxies relativement plus rapprochées sont aussi visibles sur l’image, elles arborent une couleur verte, alors que les plus lointaines sont orange. Les couleurs rouge vif et magenta indiquent les zones actives de formation d’étoiles de NGC 6822. Avec autant d’étoiles, les explosions de supernova sont nombreuses, et un exemple d’un rémanent de supernova est visible sur cette image : un anneau rouge juste en dessous du centre. Le cyan marque les taches de poussière plus froide, tandis que la poussière plus chaude est orange.
Image captée par l’instrument NIRCam (Near-InfraRed Camera) du télescope spatial James Webb
L’image NIRCam proche infrarouge de Webb montre les nombreuses étoiles de la galaxie avec des détails très précis. Ici, la poussière et le gaz qui imprègnent la galaxie sont réduits à des mèches rouges translucides, mettant les étoiles à nu pour une étude astronomique. La puissance des instruments infrarouges glacés de Webb et l’incroyable résolution de son miroir primaire sont nécessaires pour examiner les étoiles cachées dans des environnements poussiéreux, et les résultats, comme indiqué ici, sont spectaculaires.
Les étoiles les plus brillantes apparaissent en bleu pâle et en cyan dans cette image, couleurs qui sont attribuées aux longueurs d’onde de lumière les plus courtes que NIRCam peut détecter, le rouge et l’infrarouge proche. La quantité de lumière émise par n’importe quelle étoile diminue à des longueurs d’onde de plus en plus longues, vers l’infrarouge moyen, de sorte que les étoiles qui sont plus faibles apparaissent plus chaudement colorées ici. Un orbe bleu vif en bas à gauche du gaz est particulièrement proéminent : il s’agit d’un amas globulaire, rempli d’étoiles.
Caractéristiques
Apparence générale et cinématique
NGC 6822 renferme diverses populations, dont la cinétique et la distribution spatiale sont différentes. En lumière visible, sa structure est dominée par une barre d’une longueur de 8′, environ 1,1 kpc (∼3 590 a.l.), orienté presque nord-sud et par un immense disque d’hydrogène neutre (région HI) centré sur le centre optique dont les dimensions sont d’environ 6 kpc par 13 kpc et dont l’angle de position (A.P.) est de 130°.
De plus, on trouve une grande formation stellaire presque sphéroïdale dont l’A. P. est de 64,5°, presque perpendiculaire au disque d’hydrogène neutre. Cette formation est surtout composée d’étoiles d’âge intermédiaire. Le disque et la formation sphéroïdale n’ont pas la même cinématique. La vitesse radiale de la formation d’étoiles est de −32,9 km/s et il est en rotation autour de son petit axe à des vitesses de rotation allant de 20 à 70 km/s. La vitesse du disque est de 57 km/s et il tourne autour d’un axe presque perpendiculaire à l’axe principal de l’ellipsoïde à des vitesses allant de -50 à 100 km/s. Des études des amas stellaires dans cette galaxie ont aussi révélé qu’ils présentent des cinématiques complètement différentes avec une vitesse radiale moyenne de −88 ± 22,7 km/s.
Masse et matière sombre
L’étude spectroscopique de quatre amas ouverts de NGC 6822 a permis de déterminer que leur vitesse radiale allait de −61,2 ± 20,4 km/s à −115,34 ± 57,9 km/s. Selon cette distribution des vitesses, le rapport Rapport masse/luminosité de NGC 6822 est égal à ( M / L ) ⊙ , ce qui fait de NGC 6822 l’une des galaxies naines qui contient en proportion le plus de matière noire dans le Groupe local.
Les étoiles de NGC 6822
Une étude réalisée à l’aide du télescope Subaru a permis d’identifier 47 amas ouverts dans cette galaxie. La masse de ces amas varie de 103 à 104 masses solaires.
Plusieurs jeunes étoiles massives (JME) ont fait l’objet de publications pour cette galaxie. On dénombrait 277 candidates à ce titre. Une étude réalisée sur les données captées par les télescopes spatiaux Herschel et Spitzer a permis de confirmer la nature de 125 d’entre elles en plus d’identifier 199 nouvelles JME. La plupart sont situées dans les régions de formation d’étoiles connues, mais l’étude a permis de découvrir une autre région. Les masses des JME varient de 15 à 50 masses solaires. Un groupe de 82 des 277 candidates a été définitivement exclu des JME par l’étude.
Les spectres de 24 nébuleuses planétaires ont fait l’objet d’une publication en 2015. Deux groupes présentant des métallicités différentes sont présents dans cette galaxie, un groupe de vieilles étoiles de faible métallicité et un plus jeune présentant des métallicités semblables aux valeurs des régions HII.
Quatre grandes régions HII de NGC 6822. Cette image fusionne l’image en lumière visible catpée par l’instrument WFI du télescope de 2,2 mètres MPG-ESO de l’observatoire de La Silla et les données en onde radio du réseau ALMA
Zoom des quatre régions
En 1977, Paul W. Hodge a publié un article qui identifiait 16 régions HII, mais on en connait maintenant plusieurs autres, 150 selon la version anglaise de Wikipédia. Les données en onde radio des quatre plus vastes régions HII a été captée par le réseau de radiotélescopes ALMA. Ces données ont été superposées à l’image en lumière visible obtenue à l’observatoire de La Silla. Les quatre zones étudiées par ALMA sont encadrées sur l’image et présentées en gros plan à droite.
Auparavant, les astronomes étaient incapables de résoudre les régions de formation d’étoiles autres que celle de la Voie lactée. Mais maintenant, la très haute résolution du réseau ALMA ouvre une fenêtre sur la formation d’étoiles dans d’autres galaxies rapprochées. L’analyse des données a révélé que, contrairement à notre galaxie, la formation d’étoiles se produit dans de petites régions denses d’hydrogène moléculaire, d’où la difficulté de les observer. On connait maintenant plusieurs régions froides et denses de gaz moléculaire d’hydrogène qui peuvent grâce donner naissance à des étoiles par effondrement gravitationnel. L’une de ces régions est le disque d’hydrogène mentionné plus haut. La plupart des étoiles de ces régions se sont formées il y a de trois à cinq milliards d’années.
L’image Hubble-X d’une région très active en formation d’étoiles de NGC 6822
L’image dite Hubble-X de NGC 6822 ne désigne pas la forme de la région de formation d’étoiles, mais le rang d’une image d’un catalogue de cette galaxie. X est le chiffre romain pour 10. Une intense période de formation d’étoiles s’est produite dans cette galaxie voisine de la nôtre il y a seulement quatre millions d’années, ce qui est bien peu comparé aux quelques 13,8 milliards d’années de l’Univers. Cette image a été captée en septembre 1997 en utilisant l’imageur WFPC2 du télescope spatial. Le diamètre de Hubble-X est d’environ 110 al et cette région contient plusieurs milliers de nouvelles étoiles. Hubble-X est de loin plus brillant et plus vaste que la célèbre nébuleuse d’Orion (M42), la région rapprochée de formation d’étoiles la plus brillante de la Voie lactée. D’ailleurs, le petit nuage juste sous Hubble-X, à peine résolu, est de même taille et de même luminosité que M42.
Les amas globulaires
Trois nouveaux amas globulaires ont été découverts autour de cette galaxie en 2012. En 2018, le total connu était de huit, la plupart étant compacts et assez brillants pour être observés avec de grands télescopes.
Traduction : Olivier Sabbagh
Webb identifie un jet stream à grande vitesse sur Jupiter
ESA 2023 10 19
Des chercheurs utilisant la NIRCam (caméra proche infrarouge) du télescope spatial James Webb NASA/ESA/CSA ont découvert un courant-jet à grande vitesse situé au-dessus de l’équateur de Jupiter, au-dessus des principaux ponts nuageux.
Les chercheurs ont repéré plusieurs cisaillements de vent, ou zones où la vitesse du vent change avec la hauteur ou la distance, ce qui leur a permis de suivre l’avion à réaction. Le jet se déplace à 515 km/h et est situé dans la basse stratosphère de Jupiter, juste au-dessus des brumes troposphériques, à côté de la limite entre les couches de troposphère et de stratosphère.
Cette image met en évidence plusieurs des caractéristiques autour de la zone équatoriale de Jupiter qui, lors d’une rotation de la planète (10 heures), sont très clairement perturbées par le mouvement du courant-jet. La découverte de ce jet donne un aperçu de la manière dont les couches de la célèbre atmosphère turbulente de Jupiter interagissent les unes avec les autres et de la manière dont Webb est unique en son genre pour suivre ces caractéristiques. Les chercheurs attendent avec impatience des observations supplémentaires de Jupiter avec Webb pour déterminer si la vitesse et l’altitude du jet changent au fil du temps.
Description de l’image : L’infographie montre l’image de Jupiter par Webb à gauche. Sur le côté droit se trouvent huit images distinctes. Deux de ces images sont horizontales et couvrent toute la moitié droite de l’infographie. Il s’agit de vues agrandies d’une section de l’équateur de Jupiter – délimitées dans un cadre blanc sur l’image de la planète à gauche. Ces deux images sont blanches et grises avec des nuages vaporeux horizontaux. Il y a six cases plus petites entre les deux images horizontales. La première colonne des cases est encadrée en orange, la deuxième colonne en violet et la troisième en jaune. Chacune des images plus petites correspond à des cases orange, violettes et jaunes placées le long des images horizontales.
Ces résultats ont été récemment publiés dans un article dans Nature Astronomy.
Ces découvertes pourraient contribuer à éclairer l’explorateur Jupiter Icy Moons de l’ESA, Juice, qui a été lancé le 14 avril 2023. Juice effectuera des observations détaillées de la planète gazeuse géante et de ses trois grandes lunes océaniques – Ganymède, Callisto et Europe – avec une suite de instruments de télédétection, géophysiques et in situ.
Juice se concentrera sur le dévoilement de l’atmosphère de Jupiter vers le haut depuis le sommet des nuages. Il étudiera l’évolution des températures, de la configuration des vents et de la chimie dans l’atmosphère de Jupiter pour répondre à des questions telles que : quel est le temps et le climat sur Jupiter ? Comment fonctionne une atmosphère lorsqu’il n’y a pas de surface solide ? Qu’est-ce qui pourrait rendre la haute atmosphère de Jupiter si chaude de manière inattendue ?
Traduction : Olivier Sabbagh
Première détection par Webb d’un élément lourd issu d’une fusion d’étoiles
ESA 2023 10 25
Les conditions dans lesquelles de nombreux éléments chimiques sont créés dans l’Univers ont longtemps été entourées de mystère. Cela inclut des éléments très précieux, voire vitaux à la vie telle que nous la connaissons. Les astronomes se rapprochent désormais d’une réponse grâce au télescope spatial James Webb et à un événement à haute énergie : le deuxième sursaut gamma le plus brillant jamais détecté, probablement causé par la fusion de deux étoiles à neutrons – qui a entraîné une explosion connue sous le nom de kilonova.
Kilonova et galaxie hôte
Une équipe de scientifiques a utilisé plusieurs télescopes spatiaux et terrestres, dont le télescope spatial James Webb NASA/ESA/CSA, pour observer un sursaut gamma exceptionnellement brillant, GRB 230307A, et identifier la fusion d’étoiles à neutrons qui a généré l’explosion qui a créé l’éclatement. Webb a également aidé les scientifiques à détecter l’élément chimique tellure à la suite de l’explosion.
D’autres éléments proches du tellure dans le tableau périodique – comme l’iode, qui est nécessaire à une grande partie de la vie sur Terre – sont également susceptibles d’être présents parmi les matériaux éjectés de la kilonova. Une kilonova est une explosion produite par une étoile à neutrons fusionnant soit avec un trou noir, soit avec une autre étoile à neutrons.
« Un peu plus de 150 ans après que Dmitri Mendeleïev a écrit le tableau périodique des éléments, nous sommes enfin en mesure de commencer à combler ces dernières lacunes de compréhension là où tout a été créé, grâce à Webb », a déclaré Andrew Levan de l’Université Radboud à l’Université de Radboud. Pays-Bas et l’Université de Warwick au Royaume-Uni, auteur principal de l’étude.
Alors que les fusions d’étoiles à neutrons ont longtemps été théorisées comme étant les « cuiseurs à pression » idéaux pour créer certains des éléments les plus rares, sensiblement plus lourds que le fer, les astronomes ont déjà rencontré quelques obstacles pour obtenir des preuves solides.
Kilonova et galaxie hôte (propre)
Cette image de l’instrument NIRCam (Near-Infrared Camera) de Webb met en évidence la kilonova de GRB 230307A et son ancienne galaxie d’origine parmi leur environnement local d’autres galaxies et étoiles de premier plan. Les étoiles à neutrons ont été expulsées de leur galaxie d’origine et ont parcouru une distance d’environ 120 000 années-lumière, soit approximativement le diamètre de la Voie lactée, avant de finalement fusionner plusieurs centaines de millions d’années plus tard.
Cette image est une composition d’expositions distinctes acquises par le télescope spatial James Webb à l’aide de l’instrument NIRCam. Plusieurs filtres ont été utilisés pour échantillonner de larges plages de longueurs d’onde. La couleur résulte de l’attribution de différentes teintes (couleurs) à chaque image monochromatique (niveaux de gris) associée à un filtre individuel. Dans ce cas, les couleurs attribuées sont : Bleu : F115W + F150W Vert : F277W Rouge : F356W + F444W
Description de l’image : Des galaxies brillantes et d’autres sources de lumière de différentes tailles et formes sont dispersées sur une bande noire de l’espace : de petits points, des taches brumeuses de type elliptique avec des halos et des taches en forme de spirale. Les objets varient en couleur : blanc, bleu-blanc, jaune-blanc et orange-rouge. Vers le centre à droite se trouve une galaxie spirale bleu-blanc vue de face, plus grande que les autres sources de lumière de l’image.
Les Kilonovas sont extrêmement rares, ce qui rend difficile l’observation de ces événements. Les sursauts gamma (GRB) courts, traditionnellement considérés comme ceux qui durent moins de deux secondes, peuvent être des sous-produits de ces épisodes de fusion peu fréquents. En revanche, les longs sursauts gamma peuvent durer plusieurs minutes et sont généralement associés à la mort explosive d’une étoile massive.
Le cas du GRB 230307A est particulièrement remarquable. Détecté pour la première fois par le télescope spatial Fermi Gamma-ray de la NASA en mars, il s’agit du deuxième GRB le plus brillant observé en plus de 50 ans d’observations, environ 1 000 fois plus lumineux qu’un sursaut gamma typique observé par Fermi. Il a également duré 200 secondes, ce qui le place résolument dans la catégorie des sursauts gamma de longue durée, malgré son origine différente. « Cette rafale entre dans la catégorie longue. Ce n’est pas près de la frontière. Mais cela semble provenir d’une étoile à neutrons en fusion », a ajouté Eric Burns, co-auteur de l’article et membre de l’équipe Fermi de la Louisiana State University.
La collaboration de nombreux télescopes au sol et dans l’espace a permis aux scientifiques de rassembler une mine d’informations sur cet événement dès la détection de l’éclatement. C’est un exemple de la façon dont les satellites et les télescopes travaillent ensemble pour observer les changements dans l’Univers à mesure qu’ils se déroulent.
Après la détection initiale, une série intensive d’observations depuis le sol et depuis l’espace a été lancée pour localiser la source dans le ciel et suivre l’évolution de sa luminosité. Ces observations dans les rayons gamma, les rayons X, l’optique, l’infrarouge et la radio ont montré que la contrepartie optique/infrarouge était faible, évoluait rapidement et devenait très rouge – les caractéristiques d’une kilonova.
« Ce type d’explosion est très rapide, la matière contenue dans l’explosion se dilatant également rapidement », a déclaré Om Sharan Salafia, co-auteur de l’étude à l’Observatoire INAF de Brera en Italie. « Au fur et à mesure que l’ensemble du nuage se dilate, la matière se refroidit rapidement et le pic de sa lumière devient visible dans l’infrarouge et devient plus rouge sur des échelles de temps allant de quelques jours à quelques semaines ».
Plus tard, il aurait été impossible d’étudier cette kilonova depuis le sol, mais c’étaient les conditions parfaites pour que les instruments NIRCam (Near-Infrared Camera) et NIRSpec (Near-Infrared Spectrograph) de Webb puissent observer cet environnement tumultueux. Le spectre présente de larges lignes qui montrent que le matériau est éjecté à grande vitesse, mais une caractéristique est claire : la lumière émise par le tellure, un élément plus rare que le platine sur Terre.
Les capacités infrarouges très sensibles de Webb ont aidé les scientifiques à identifier l’adresse des deux étoiles à neutrons qui ont créé la kilonova : une galaxie spirale située à environ 120 000 années-lumière du site de la fusion.
Avant leur aventure, ils étaient autrefois deux étoiles massives normales qui formaient un système binaire dans leur galaxie spirale d’origine. Comme le duo était lié gravitationnellement, les deux étoiles ont été lancées ensemble à deux occasions distinctes : lorsque l’une des deux étoiles a explosé en supernova et est devenue une étoile à neutrons, et lorsque l’autre étoile a emboîté le pas.
Dans ce cas, les étoiles à neutrons sont restées comme un système binaire malgré deux secousses explosives et ont été expulsées de leur galaxie d’origine. Le couple a parcouru environ l’équivalent du diamètre de la Voie lactée avant de fusionner plusieurs centaines de millions d’années plus tard.
Les scientifiques s’attendent à trouver encore plus de kilonovas à l’avenir grâce au nombre croissant de possibilités de disposer de télescopes spatiaux et terrestres travaillant de manière complémentaire pour étudier les changements dans l’Univers.
« Webb fournit un coup de pouce phénoménal et peut trouver des éléments encore plus lourds », a déclaré Ben Gompertz, co-auteur de l’étude à l’Université de Birmingham au Royaume-Uni. « À mesure que nous obtiendrons des observations plus fréquentes, les modèles s’amélioreront et le spectre pourra évoluer davantage dans le temps. Webb a certainement ouvert la porte à beaucoup plus de choses, et ses capacités seront complètement transformatrices pour notre compréhension de l’Univers ».
Ces résultats ont été publiés dans la revue Nature
Spectre d’émission Kilonova
Cette présentation graphique compare les données spectrales de la kilonova de GRB 230307A observées par le télescope spatial James Webb et un modèle kilonova. Les deux montrent un pic distinct dans la région du spectre associée au tellure, la zone étant ombrée en rouge. La détection du tellure, qui est plus rare que le platine sur Terre, marque le premier regard direct de Webb sur un élément lourd individuel d’une kilonova.
Bien que les astronomes aient émis l’hypothèse que les fusions d’étoiles à neutrons constituent l’environnement idéal pour créer des éléments chimiques, dont certains sont essentiels à la vie, ces événements explosifs – connus sous le nom de kilonovas – sont rares et rapides. Le NIRSpec (spectrographe proche infrarouge) de Webb a acquis un spectre de la kilonova du GRB 230307A, aidant ainsi les scientifiques à obtenir des preuves de la synthèse d’éléments lourds à partir de fusions d’étoiles à neutrons.
Grâce à l’extraordinaire capacité de Webb à regarder plus loin dans l’espace que jamais auparavant, les astronomes s’attendent à trouver encore plus de kilonovas et à acquérir de nouvelles preuves de la création d’éléments lourds.
Description de l’image : Le spectre est tracé sous forme de graphique linéaire de la luminosité en fonction de la longueur d’onde de la lumière (microns). Les raies spectrales varient en longueur d’onde de la lumière le long de l’axe x, le premier tic étant étiqueté « 1,0 » et le dernier tic étant étiqueté « 5,0 », et en luminosité, le niveau de luminosité devenant plus élevé en augmentant le long de l’axe y. axe. La raie spectrale Webb est blanche et irrégulière. Environ un tiers du graphique présente un pic distinct entre 2,0 et 2,5 microns. Après 2,5 microns, la raie spectrale monte progressivement vers la droite. La raie spectrale du modèle est rouge et plus lisse que les données Webb. La raie spectrale du modèle à 1,0 micron commence bas (faible) et plate avant de culminer entre 2,0 et 2,5 microns, similaire aux données Webb. La zone située sous la raie spectrale du modèle est ombrée en rouge et étiquetée « Tellurium T E ». La raie spectrale du modèle descend ensuite après 2,5 microns et suit la tendance générale des données Webb.
Plus d’information
Webb est le télescope le plus grand et le plus puissant jamais lancé dans l’espace. Dans le cadre d’un accord de collaboration internationale, l’ESA a assuré le service de lancement du télescope, à l’aide du lanceur Ariane 5. En collaboration avec des partenaires, l’ESA était responsable du développement et de la qualification des adaptations d’Ariane 5 pour la mission Webb et de l’acquisition du service de lancement par Arianespace. L’ESA a également fourni le spectrographe NIRSpec et 50 % de l’instrument infrarouge moyen MIRI, conçu et construit par un consortium d’instituts européens financés au niveau national (le Consortium européen MIRI) en partenariat avec le JPL et l’Université de l’Arizona.
Webb est un partenariat international entre la NASA, l’ESA et l’Agence spatiale canadienne (ASC).
Traduction : Olivier Sabbagh
Webb et Hubble s’associent pour créer la vue la plus colorée de l’Univers
ESA 2023 11 09
Le télescope spatial James Webb NASA/ESA/CSA et le télescope spatial NASA/ESA Hubble se sont unis pour étudier un vaste amas de galaxies connu sous le nom de MACS0416. L’image panchromatique résultante combine la lumière visible et infrarouge pour assembler l’une des vues les plus complètes de l’Univers jamais obtenues. Situé à environ 4,3 milliards d’années-lumière de la Terre, MACS0416 est une paire d’amas de galaxies en collision qui finiront par se combiner pour former un amas encore plus grand.
L’image révèle une richesse de détails qui ne sont possibles qu’en combinant la puissance des deux télescopes spatiaux. Il comprend une multitude de galaxies en dehors de l’amas et une multitude de sources qui varient dans le temps, probablement en raison de la lentille gravitationnelle – la distorsion et l’amplification de la lumière provenant de sources de fond distantes.
Cet amas était le premier d’une série de vues sans précédent et très profondes de l’Univers issues d’un programme ambitieux et collaboratif de Hubble appelé Frontier Fields, inauguré en 2014. Hubble a été le pionnier de la recherche de certaines des galaxies intrinsèquement les plus faibles et les plus jeunes jamais détectées. La vision infrarouge de Webb renforce considérablement cette vision approfondie en allant encore plus loin dans l’Univers primitif grâce à sa vision infrarouge. Pour créer l’image, en général, les longueurs d’onde de lumière les plus courtes étaient codées en bleu, les longueurs d’onde les plus longues en rouge et les longueurs d’onde intermédiaires en vert. La large gamme de longueurs d’onde, de 0,4 à 5 microns, donne un paysage de galaxies particulièrement vivant.
Ces couleurs donnent des indices sur les distances des galaxies : les galaxies les plus bleues sont relativement proches et montrent souvent une formation d’étoiles intense, comme le détecte mieux Hubble, tandis que les galaxies les plus rouges ont tendance à être plus éloignées et sont mieux détectées par Webb. Certaines galaxies apparaissent également très rouges car elles contiennent de grandes quantités de poussière cosmique qui a tendance à absorber les couleurs plus bleues de la lumière des étoiles.
Même si les nouvelles observations de Webb contribuent à cette vision esthétique, elles ont été réalisées dans un but scientifique spécifique. L’équipe de recherche a combiné ses trois époques d’observations, chacune à quelques semaines d’intervalle, avec une quatrième époque de l’équipe de recherche CANUCS (CANadian NIRISS Unbiased Cluster Survey). L’objectif était de rechercher des objets dont la luminosité observée varie au fil du temps, appelés transitoires. Ils ont identifié 14 de ces transitoires dans le champ de vision. Douze d’entre eux étaient situés dans trois galaxies fortement agrandies par lentille gravitationnelle, et il s’agit probablement d’étoiles individuelles ou de systèmes à étoiles multiples qui sont brièvement très fortement agrandies. Les deux transitoires restants se situent dans des galaxies de fond plus modérément agrandies et sont probablement des supernovæ.
La découverte d’un si grand nombre de transitoires avec des observations s’étalant sur une période de temps relativement courte suggère que les astronomes pourraient trouver beaucoup plus de transitoires dans cet amas et dans d’autres similaires grâce à une surveillance régulière avec Webb.
Parmi les transitoires identifiés par l’équipe, un s’est particulièrement démarqué. Situé dans une galaxie qui existait environ 3 milliards d’années après le Big Bang, il est agrandi d’un facteur d’au moins 4 000. L’équipe a surnommé le système stellaire Mothra en clin d’œil à sa « nature monstrueuse », étant à la fois extrêmement brillant et extrêmement agrandi. Elle rejoint une autre étoile à lentilles que les chercheurs avaient précédemment identifiée et qu’ils ont surnommée Godzilla. Godzilla et Mothra sont tous deux des monstres géants connus sous le nom de kaiju dans le cinéma japonais.
Il est intéressant de noter que Mothra est également visible dans les observations de Hubble effectuées neuf ans plus tôt. Ceci est inhabituel, car un alignement très spécifique entre l’amas de galaxies du premier plan et l’étoile d’arrière-plan est nécessaire pour agrandir autant une étoile. Les mouvements mutuels de l’étoile et de l’amas auraient finalement dû éliminer cet alignement.
L’explication la plus probable est qu’il existe un objet supplémentaire dans le groupe au premier plan qui ajoute un grossissement supplémentaire. L’équipe a réussi à limiter sa masse à une valeur comprise entre 10 000 et 1 million de fois celle de notre Soleil. La nature exacte de cette « milli-lentille » reste cependant inconnue. Il est possible que l’objet soit un amas d’étoiles globulaires trop faible pour que Webb puisse l’observer directement.
Les données Webb présentées ici ont été obtenues dans le cadre du programme PEARLS (Prime Extragalactic Areas for Reionization and Lensing Science), programme GTO 1176.
Traduction : Olivier Sabbagh
Pas de trucs, juste des friandises
ESA 2023 11 14
Ce mois-ci, Webb présente non pas un, mais deux régals spectaculaires… pour les yeux. Deux vues détaillées différentes de la galaxie spirale barrée M83 sont révélées dans ces nouvelles images, toutes deux prises à l’aide du télescope spatial James Webb NASA/ESA/CSA. M83, également connu sous le nom de NGC 5236, a été observé par Webb dans le cadre d’une série d’observations collectivement intitulées Feedback in Emerging extrAgalactic Star amasTers, ou FEAST. Une autre cible des observations FEAST, M51, a fait l’objet d’une précédente photo Webb du mois. Comme pour les six galaxies composant l’échantillon FEAST, M83 et M51 ont été observées avec NIRCam et MIRI, deux des quatre instruments montés sur Webb.
Les deux vues de Webb de M83 observées avec l’instrument MIRI (en haut) et l’instrument NIRCam (en bas).
Traduction : Olivier Sabbagh
Les chercheurs étonnés par l’image de Webb d’une étoile ayant explosé
ESA 2023 12 11
Comme un ornement rond et brillant prêt à être placé à l’endroit parfait sur l’arbre de Noël, le reste de la supernova Cassiopée A (Cas A) brille dans une nouvelle image du télescope spatial James Webb de la NASA/ESA/CSA. Cependant, cette scène n’est pas une nuit silencieuse proverbiale – tout n’est pas calme.
La vue NIRCam (Near-Infrared Camera) de Webb de Cas A affiche une explosion très violente à une résolution auparavant inaccessible à ces longueurs d’onde. Cette image haute résolution dévoile des détails complexes de la coque de matière en expansion qui heurte le gaz rejeté par l’étoile avant son explosion.
Cas A est l’un des restes de supernova les mieux étudiés de tout le cosmos. Au fil des années, des observatoires au sol et dans l’espace, notamment le télescope spatial Hubble NASA/ESA, ont rassemblé collectivement une image multi-longueurs d’onde des restes en lambeaux de l’objet.
Cependant, les astronomes sont désormais entrés dans une nouvelle ère dans l’étude de Cas A. En avril 2023, le MIRI (Mid-Infrared Instrument) de Webb a lancé cette histoire, révélant des caractéristiques nouvelles et inattendues dans la coque interne du reste de la supernova. Mais bon nombre de ces caractéristiques sont invisibles dans la nouvelle image NIRCam, et les astronomes étudient pourquoi.
Cassiopeia A par NIRCam
La lumière infrarouge est invisible à nos yeux, c’est pourquoi les processeurs d’images et les scientifiques représentent ces longueurs d’onde de lumière avec des couleurs visibles. Dans cette nouvelle image de Cas A, des couleurs ont été attribuées aux différents filtres de NIRCam, et chacune de ces couleurs fait allusion à une activité différente se produisant au sein de l’objet. À première vue, l’image NIRCam peut paraître moins colorée que l’image MIRI. Cependant, cela ne signifie pas qu’il y a moins d’informations : cela se résume simplement aux longueurs d’onde dans lesquelles le matériau de l’objet émet sa lumière.
Cassiopeia A par MIRI
Les couleurs les plus visibles dans la dernière image de Webb sont des touffes d’orange vif et de rose clair qui constituent la coque interne du reste de la supernova. La vue extrêmement nette de Webb peut détecter les plus petits nœuds de gaz, composés de soufre, d’oxygène, d’argon et de néon, provenant de l’étoile elle-même. Ce gaz contient un mélange de poussières et de molécules, qui seront éventuellement incorporées dans de nouvelles étoiles et systèmes planétaires. Certains filaments de débris sont trop petits pour être résolus, même par Webb, ce qui signifie qu’ils ont un diamètre comparable ou inférieur à 16 milliards de kilomètres (environ 100 unités astronomiques). En comparaison, la totalité de Cas A s’étend sur 10 années-lumière, soit environ 96 000 milliards de kilomètres.
Lorsque l’on compare la nouvelle vue proche infrarouge de Webb du Cas A avec la vue infrarouge moyen, sa cavité interne et sa coque la plus externe sont curieusement dépourvues de couleur. La périphérie de la coque intérieure principale, qui apparaissait en orange foncé et rouge sur l’image MIRI, ressemble maintenant à la fumée d’un feu de camp. Cela marque l’endroit où l’onde de souffle de la supernova s’enfonce dans le matériau circumstellaire environnant. La poussière contenue dans le matériau circumstellaire est trop froide pour être détectée directement dans les longueurs d’onde du proche infrarouge, mais s’illumine dans le moyen infrarouge.
Les chercheurs ont conclu que la couleur blanche est la lumière du rayonnement synchrotron, émise à travers le spectre électromagnétique, y compris le proche infrarouge. Il est généré par des particules chargées se déplaçant à des vitesses extrêmement élevées et en spirale autour des lignes de champ magnétique. Le rayonnement synchrotron est également visible dans les coquilles en forme de bulles situées dans la moitié inférieure de la cavité interne.
On ne voit pas non plus dans la vue proche infrarouge la boucle de lumière verte dans la cavité centrale du Cas A qui brillait dans la lumière infrarouge moyen, surnommée à juste titre le monstre vert par l’équipe de recherche. Cette fonctionnalité a été décrite comme « difficile à comprendre » par les chercheurs lors de leur premier examen.
Bien que le « vert » du monstre vert ne soit pas visible dans NIRCam, ce qui reste dans le proche infrarouge dans cette région peut donner un aperçu de cette caractéristique mystérieuse. Les trous circulaires visibles sur l’image MIRI sont légèrement délimités par une émission blanche et violette sur l’image NIRCam – cela représente un gaz ionisé. Les chercheurs pensent que cela est dû aux débris de supernova qui traversent et sculptent le gaz laissé par l’étoile avant son explosion.
Les chercheurs ont également été absolument stupéfaits par une caractéristique fascinante située dans le coin inférieur droit du champ de vision de NIRCam. Ils appellent cette grosse goutte striée Baby Cas A – car elle ressemble à une progéniture de la supernova principale.
C’est un léger écho. La lumière de l’explosion ancienne de l’étoile a atteint et réchauffe la poussière lointaine, qui brille en refroidissant. La complexité de la structure de la poussière et la proximité apparente de Baby Cas A avec Cas A elle-même intriguent particulièrement les chercheurs. En réalité, Baby Cas A est situé à environ 170 années-lumière derrière le reste de la supernova.
Il y a également plusieurs autres échos lumineux plus petits dispersés dans le nouveau portrait de Webb.
Le reste de la supernova Cas A est situé à 11 000 années-lumière dans la constellation de Cassiopée. De notre point de vue, on estime qu’elle a explosé il y a environ 340 ans.
Traduction : Olivier Sabbagh
Webb identifie la plus petite naine brune flottante
ESA 2023 12 13
Cette découverte aide à répondre à la question : jusqu’où peut-on aller en formant des étoiles ? Les naines brunes sont parfois appelées étoiles ratées, car elles se forment comme des étoiles par effondrement gravitationnel, mais ne gagnent jamais suffisamment de masse pour déclencher la fusion nucléaire. Les plus petites naines brunes peuvent chevaucher en masse celles des planètes géantes. Dans leur quête de la plus petite naine brune, les astronomes utilisant le télescope spatial James Webb NASA/ESA/CSA ont trouvé le nouveau détenteur du record : un objet pesant seulement trois à quatre fois la masse de Jupiter.
Les naines brunes sont des objets qui chevauchent la ligne de démarcation entre les étoiles et les planètes. Ils se forment comme des étoiles, devenant suffisamment denses pour s’effondrer sous leur propre gravité, mais ils ne deviennent jamais suffisamment denses et chauds pour commencer à fusionner l’hydrogène et se transformer en étoile. Au bas de l’échelle, certaines naines brunes sont comparables à des planètes géantes, pesant à peine quelques fois la masse de Jupiter.
Description de l’image : Image d’un amas d’étoiles et d’une nébuleuse, avec trois détails d’image extraits dans des boîtes carrées empilées verticalement sur la droite. L’image principale montre de vaporeux filaments rose-violet et une dispersion d’étoiles. Chacune des trois cases à droite correspond à un petit détail, numéroté et encerclé, dans l’image principale. Encadré 1 (en haut) : Un détail en bas à gauche de l’image principale montre une paire de petites taches circulaires blanc rosé sur un fond brun jaunâtre. Encadré 2 (au milieu) : Un détail du milieu de la partie inférieure de l’image principale montre une seule petite tache circulaire rosâtre sur un fond brun jaunâtre. Encadré 3 : Un détail du bord inférieur droit de l’image principale montre une petite tache circulaire rosâtre sur un fond brun foncé.
Les astronomes tentent de déterminer le plus petit objet pouvant se former à la manière d’une étoile. Une équipe internationale utilisant le télescope spatial James Webb NASA/ESA/CSA a identifié le nouveau détenteur du record : une minuscule naine brune flottant librement avec seulement trois à quatre fois la masse de Jupiter.
« Une question fondamentale que vous trouverez dans tous les manuels d’astronomie est la suivante : quelles sont les plus petites étoiles ? C’est à cela que nous essayons de répondre », a expliqué l’auteur principal Kevin Luhman de la Pennsylvania State University.
Pour localiser cette nouvelle naine brune, Luhman et sa collègue, Catarina Alves de Oliveira, ont choisi d’étudier l’amas d’étoiles IC 348, situé à environ 1 000 années-lumière de nous, dans la région de formation d’étoiles de Persée. Cet amas est jeune, âgé d’environ cinq millions d’années seulement. En conséquence, toutes les naines brunes seraient encore relativement brillantes en lumière infrarouge, rayonnantes à cause de la chaleur de leur formation.
L’équipe a d’abord photographié le centre de l’amas à l’aide de la NIRCam (caméra proche infrarouge) de Webb pour identifier les candidates naines brunes à partir de leur luminosité et de leurs couleurs. Ils ont suivi les cibles les plus prometteuses à l’aide du réseau de microobturateurs NIRSpec (Near-Infrared Spectrograph) de Webb.
Cette image prise par l’instrument NIRCam (Near-Infrared Camera) du télescope spatial James Webb de la NASA montre la partie centrale de l’amas d’étoiles IC 348. Les astronomes ont parcouru l’amas à la recherche de minuscules naines brunes flottant librement : des objets trop petits pour être des étoiles. mais plus grande que la plupart des planètes. Ils ont trouvé trois naines brunes qui font moins de huit fois la masse de Jupiter, qui sont encerclées sur l’image principale et montrées dans les extraits détaillés à droite. Le plus petit pèse seulement trois à quatre fois plus que Jupiter, ce qui remet en cause les théories sur la formation des étoiles.
Les rideaux vaporeux qui remplissent l’image sont constitués de matière interstellaire réfléchissant la lumière des étoiles de l’amas, ce qu’on appelle une nébuleuse par réflexion. Le matériau comprend également des molécules contenant du carbone appelées hydrocarbures aromatiques polycycliques ou HAP. L’étoile brillante la plus proche du centre du cadre est en fait une paire d’étoiles de type B dans un système binaire, les étoiles les plus massives de l’amas. Les vents provenant de ces étoiles peuvent aider à sculpter la grande boucle visible sur le côté droit du champ de vision.
La sensibilité infrarouge de Webb était cruciale, permettant à l’équipe de détecter des objets plus faibles que les télescopes au sol. De plus, la vision nette de Webb leur a permis de déterminer quels objets rouges étaient des naines brunes précises et lesquels étaient des galaxies à fond blobby.
Ce processus de vannage a conduit à trois cibles intrigantes pesant trois à huit masses de Jupiter, avec des températures de surface allant de 830 à 1 500 degrés Celsius. Le plus petit d’entre eux ne pèse que trois à quatre fois Jupiter, selon les modèles informatiques.
Expliquer comment une si petite naine brune a pu se former est théoriquement un défi. Un nuage de gaz lourd et dense possède suffisamment de gravité pour s’effondrer et former une étoile. Cependant, en raison de sa gravité plus faible, il devrait être plus difficile pour un petit nuage de s’effondrer pour former une naine brune, et cela est particulièrement vrai pour les naines brunes ayant la masse des planètes géantes.
« Il est assez facile pour les modèles actuels de créer des planètes géantes dans un disque autour d’une étoile », a déclaré Catarina Alves de Oliveira de l’ESA, chercheuse principale du programme d’observation. « Mais dans cet amas, il serait peu probable que cet objet se soit formé dans un disque, se formant plutôt comme une étoile, et trois masses de Jupiter sont 300 fois plus petites que notre Soleil. Nous devons donc nous demander comment le processus de formation d’étoiles fonctionne-t-il avec des masses aussi très petites ? ».
En plus de fournir des indices sur le processus de formation des étoiles, les minuscules naines brunes peuvent également aider les astronomes à mieux comprendre les exoplanètes. Les naines brunes les moins massives chevauchent les plus grandes exoplanètes ; par conséquent, on s’attendrait à ce qu’ils aient des propriétés similaires. Cependant, une naine brune flottant librement est plus facile à étudier qu’une exoplanète géante puisque cette dernière est cachée dans l’éclat de son étoile hôte.
Deux des naines brunes identifiées lors de cette étude présentent la signature spectrale d’un hydrocarbure non identifié, une molécule contenant à la fois des atomes d’hydrogène et de carbone. La même signature infrarouge a été détectée par la mission Cassini de la NASA dans les atmosphères de Saturne et de sa lune Titan. On l’a également observé dans le milieu interstellaire, le gaz entre les étoiles.
Description de l’image : Une image montrant de vaporeux filaments rose-violet et une dispersion d’étoiles. En bas à gauche se trouvent des flèches de boussole indiquant l’orientation de l’image sur le ciel. La flèche nord pointe dans la direction de 11 heures. La flèche est pointe vers 8 heures. Sous l’image se trouve une clé de couleur indiquant quels filtres ont été utilisés pour créer l’image et quelle couleur de lumière visible est attribuée à chaque filtre de lumière infrarouge. De gauche à droite, les filtres Webb NIRCam sont F277W (bleu), F360M (vert) et F444W (rouge). Une barre d’échelle en bas à droite de l’image représente environ un cinquième de la largeur totale de l’image et le texte en dessous indique 0,1 année-lumière.
« C’est la première fois que nous détectons cette molécule dans l’atmosphère d’un objet extérieur à notre système solaire », a expliqué Catarina. « Les modèles d’atmosphères des naines brunes ne prédisent pas son existence. Nous observons des objets plus jeunes et de masses plus faibles que jamais auparavant, et nous voyons quelque chose de nouveau et d’inattendu ».
Étant donné que les objets se situent bien dans la gamme de masse des planètes géantes, cela soulève la question de savoir s’il s’agit bien de naines brunes ou de planètes voyou qui ont été éjectées des systèmes planétaires. Bien que l’équipe ne puisse pas exclure cette dernière hypothèse, elle affirme qu’il s’agit bien plus probablement de naines brunes que de planètes éjectées.
Amas d’étoiles IC 348 (image de la boussole NIRCam) Cette image de l’amas d’étoiles IC 348, capturée par l’instrument NIRCam (Near-Infrared Camera) de Webb, montre des flèches de boussole, une barre d’échelle et une clé de couleur pour référence.
Les flèches nord et est de la boussole indiquent l’orientation de l’image sur le ciel. Notez que la relation entre le nord et l’est sur le ciel (vu de dessous) est inversée par rapport aux flèches de direction sur une carte du sol (vue de dessus).
La barre d’échelle est indiquée en années-lumière, qui correspond à la distance parcourue par la lumière en une année terrestre. (Il faut 0,1 an à la lumière pour parcourir une distance égale à la longueur de la barre d’échelle.) Une année-lumière équivaut à environ 5,88 billions de milles ou 9,46 billions de km. Le champ de vision montré sur cette image est d’environ 0,5 année-lumière de diamètre et 0,8 année-lumière de haut.
Cette image montre des longueurs d’onde invisibles du proche infrarouge qui ont été traduites en couleurs de lumière visible. La clé de couleur montre quels filtres NIRCam ont été utilisés lors de la collecte de la lumière. La couleur de chaque nom de filtre est la couleur de la lumière visible utilisée pour représenter la lumière infrarouge qui traverse ce filtre.
Une planète géante éjectée est peu probable pour deux raisons. Premièrement, de telles planètes sont généralement rares par rapport aux planètes de masse plus petite. Deuxièmement, la plupart des étoiles sont des étoiles de faible masse et les planètes géantes sont particulièrement rares parmi ces étoiles. En conséquence, il est peu probable que la plupart des étoiles de l’IC 348 (qui sont des étoiles de faible masse) soient capables de produire des planètes aussi massives. De plus, comme l’amas n’a que cinq millions d’années, les planètes géantes n’ont probablement pas eu le temps de se former puis d’être éjectées de leur système.
La découverte d’autres objets de ce type contribuera à clarifier leur statut. Les théories suggèrent que les « planètes voyou » sont plus susceptibles d’être trouvées à la périphérie d’un amas d’étoiles, donc élargir la zone de recherche pourrait les identifier si elles existent dans IC 348. Les travaux futurs pourraient également inclure des enquêtes plus longues permettant de détecter des objets plus faibles et plus petits. La courte enquête menée par l’équipe devait détecter des objets aussi petits que deux fois la masse de Jupiter. Des relevés plus longs pourraient facilement atteindre une masse de Jupiter. Ces observations ont été prises dans le cadre du programme d’observation du temps garanti #1229.
Les résultats ont été publiés dans l’Astronomical Journal.
L’étoile Atik (Omicron Persei ou o Per) est toute proche de l’amas ouvert IC 348, dans lequel se trouvent ces naines brunes, visibles aussi ci-dessous, à peu près au centre (petite tache verte)
NTD : Diverses sources, françaises et anglaises : IC 348 est une région de formation d’étoiles dans la constellation de Persée située à environ 315 parsecs du Soleil. Il se compose d’une nébulosité et d’un amas associé vieux de 2 millions d’années d’environ 400 étoiles d’un diamètre angulaire de 20″. Les étoiles les plus massives de l’amas sont le système stellaire binaire BD+31°643, qui possède une classe spectrale combinée de B5. D’après les observations infrarouges effectuées à l’aide du télescope spatial Spitzer, environ la moitié des étoiles de l’amas possèdent un disque circumstellaire, dont 60 % sont des disques épais ou primordiaux. L’âge de cet amas a permis de découvrir trois naines brunes de faible masse. Ces objets perdent de la chaleur à mesure qu’ils vieillissent, ils sont donc plus facilement découverts lorsqu’ils sont encore jeunes.
L’étoile Atik (Omicron Persei ou o Per) est toute proche de l’amas ouvert IC 348, dans lequel se trouvent ces naines brunes.
Omicron Persei (en abrégé ο Per) est une étoile multiple de la constellation de Persée. Elle porte le nom traditionnel Atik (également Ati, Al Atik, dérivé de l’arabe « l’épaule »). Le nom d’Atik a été officialisé par l’Union astronomique internationale le 12 septembre 2016. Omicron Persei est un système triple.
Omicron Persei A est une binaire spectroscopique constituée d’une géante bleue de type spectral B1III et d’une étoile bleu-blanc de la séquence principale de type B2V orbitant l’une autour de l’autre en 4,4 jours. C’est également une variable ellipsoïdale. Omicron Persei B, la troisième étoile, est une composante optique distante d’une seconde d’arc.
Cette image infrarouge du télescope spatial Hubble NASA/ESA montre une image de l’objet protostellaire LRLL 54361 et de son riche voisinage cosmique, une région appelée IC 348. La protoétoile, qui est l’objet brillant d’où proviennent des faisceaux de lumière en forme d’éventail, situé vers la droite de l’image, émet des éclairs de lumière tous les 25,3 jours.
Traduction : Olivier Sabbagh
Webb sonne les vacances avec la planète aux anneaux Uranus
ESA 2023 12 18
Le télescope spatial James Webb NASA/ESA/CSA a récemment visé l’étrange et énigmatique Uranus, une géante de glace qui orbite sur le côté. Ce que Webb a découvert, c’est un monde dynamique avec des anneaux, des lunes, des tempêtes et d’autres caractéristiques atmosphériques, notamment une calotte polaire saisonnière. L’image s’étend sur une version bicolore publiée plus tôt cette année, ajoutant une couverture de longueur d’onde supplémentaire pour un aspect plus détaillé. Avec sa sensibilité exquise, Webb a capturé les anneaux intérieurs et extérieurs sombres d’Uranus, y compris l’insaisissable anneau Zeta – l’anneau extrêmement faible et diffus le plus proche de la planète. Il a également photographié bon nombre des 27 lunes connues de la planète, et a même vu quelques petites lunes à l’intérieur des anneaux.
Dans les longueurs d’onde visibles, Uranus apparaissait comme une boule bleue placide et solide. Dans les longueurs d’onde infrarouges (comme on le voit ici), Webb révèle un monde de glace étrange et dynamique rempli de caractéristiques atmosphériques passionnantes. L’un des plus frappants est la calotte polaire nord saisonnière de la planète. Par rapport à l’image du début de cette année, certains détails de la calotte sont plus faciles à voir sur ces nouvelles images. Ceux-ci incluent la calotte intérieure blanche et brillante et la bande sombre au bas de la calotte polaire, vers les latitudes inférieures. Plusieurs tempêtes brillantes peuvent également être observées près et au-dessous de la frontière sud de la calotte polaire. Le nombre de ces tempêtes, ainsi que leur fréquence et l’endroit où elles apparaissent dans l’atmosphère d’Uranus, pourraient être dus à une combinaison d’effets saisonniers et météorologiques.
La calotte polaire devient proéminente lorsque le pôle de la planète commence à pointer vers le Soleil, à l’approche du solstice et reçoit davantage de lumière solaire. Uranus atteindra son prochain solstice en 2028 et les astronomes sont impatients d’observer tout changement possible dans la structure de ces caractéristiques. Webb aidera à démêler les effets saisonniers et météorologiques qui influencent les tempêtes d’Uranus, ce qui est essentiel pour aider les astronomes à comprendre l’atmosphère complexe de la planète.
La planète Uranus sur fond noir. La planète apparaît bleue avec une grande tache blanche occupant la moitié droite. La tache est la plus blanche au centre, puis s’estompe en bleu à mesure qu’elle s’étend de droite à gauche. Un mince contour d’Uranus est également blanc. Autour de la planète se trouve un système d’anneaux imbriqués. L’anneau le plus extérieur est le plus brillant tandis que l’anneau le plus intérieur est le plus pâle. Contrairement aux anneaux horizontaux de Saturne, les anneaux d’Uranus sont verticaux et semblent donc entourer la planète de forme ovale. Il y a neuf points blanc bleuâtre dispersés autour des anneaux.
Cette image d’Uranus prise par NIRCam (caméra proche infrarouge) sur le télescope spatial James Webb NASA/ESA/CSA montre la planète et ses anneaux avec une nouvelle clarté. L’image Webb capture de manière exquise la calotte polaire nord saisonnière d’Uranus, y compris la calotte intérieure blanche et brillante et la bande sombre au bas de la calotte polaire. Les sombres anneaux intérieurs et extérieurs d’Uranus sont également visibles sur cette image, y compris l’insaisissable anneau Zeta – l’anneau extrêmement faible et diffus le plus proche de la planète.
Cette image Webb montre également neuf des 27 lunes de la planète. Ce sont les points bleus qui entourent les anneaux de la planète. Dans le sens des aiguilles d’une montre, à partir de 14 heures, ce sont : Rosalind, Puck, Belinda, Desdemona, Cressida, Bianca, Portia, Juliet et Perdita. Les orbites de ces lunes partagent l’inclinaison de 98 degrés de leur planète mère par rapport au plan du système solaire.
Une journée sur Uranus dure environ 17 heures, la rotation de la planète est donc relativement rapide. Cela rend extrêmement difficile pour les observatoires dotés d’un œil aiguisé comme Webb de capturer une image simple de la planète entière : les tempêtes et autres caractéristiques atmosphériques, ainsi que les lunes de la planète, se déplacent visiblement en quelques minutes. Cette image combine plusieurs expositions plus longues et plus courtes de ce système dynamique pour corriger ces légers changements tout au long de la durée d’observation.
Parce qu’Uranus orbite sur le côté avec une inclinaison d’environ 98 degrés, il connaît les saisons les plus extrêmes du système solaire. Pendant près d’un quart de chaque année uranienne, le Soleil brille sur un pôle, plongeant l’autre moitié de la planète dans un hiver sombre de 21 ans.
Grâce à la résolution et à la sensibilité infrarouges inégalées de Webb, les astronomes voient désormais Uranus et ses caractéristiques uniques avec une clarté révolutionnaire. Ces détails, en particulier ceux de l’anneau Zeta proche, seront d’une valeur inestimable pour planifier toute mission future vers Uranus, en particulier l’orbiteur et la sonde Uranus proposés.
Les scientifiques souhaitent amener tout vaisseau spatial en visite aussi près que possible de la planète pour mesurer le champ gravitationnel d’Uranus et mieux analyser l’atmosphère. Cependant, une approche aussi rapprochée devrait être planifiée avec soin pour éviter les collisions avec d’éventuels débris provenant d’anneaux de glace et de poussière.
Uranus peut également servir de référence pour étudier les nombreuses exoplanètes lointaines de taille similaire découvertes au cours des dernières décennies. Cette « exoplanète dans notre jardin » peut aider les astronomes à comprendre comment fonctionnent les planètes de cette taille, à quoi ressemble leur météorologie et comment elles se sont formées. Cela peut à son tour nous aider à comprendre notre propre système solaire dans son ensemble en le plaçant dans un contexte plus large.
Une image avec un fond noir, un orbe lumineux près du centre entouré d’anneaux. Il y a des taches qui sont des galaxies d’arrière-plan dispersées dans toute l’image et plusieurs sources ponctuelles bleu vif qui sont les lunes de la planète. En bas à gauche se trouvent des flèches de boussole indiquant l’orientation de l’image sur le ciel. Sous l’image se trouve une clé de couleur indiquant quels filtres ont été utilisés pour créer l’image et quelle couleur de lumière visible est attribuée à chaque filtre de lumière infrarouge
Cette image d’Uranus, capturée par la caméra infrarouge proche de Webb (NIRCam), montre les flèches de la boussole, la barre d’échelle et la clé de couleur pour référence. Les flèches nord et est de la boussole indiquent l’orientation de l’image sur le ciel. Notez que la relation entre le nord et l’est sur le ciel (vu de dessous) est inversée par rapport aux flèches de direction sur une carte du sol (vue de dessus). La barre d’échelle est étiquetée 16 secondes d’arc. La longueur de la barre d’échelle correspond à environ un septième de la largeur totale de l’image. Cette image montre des longueurs d’onde invisibles du proche infrarouge qui ont été traduites en couleurs de lumière visible. La clé de couleur montre quels filtres NIRCam ont été utilisés lors de la collecte de la lumière. La couleur de chaque nom de filtre est la couleur de la lumière visible utilisée pour représenter la lumière infrarouge qui traverse ce filtre.
Les filtres NIRCam de Webb pour cette image sont F140M (bleu), F210M (cyan), F300M (jaune) et F460M (orange).
Plus d’information
Webb est le télescope le plus grand et le plus puissant jamais lancé dans l’espace. Dans le cadre d’un accord de collaboration internationale, l’ESA a assuré le service de lancement du télescope, à l’aide du lanceur Ariane 5. En collaboration avec des partenaires, l’ESA était responsable du développement et de la qualification des adaptations d’Ariane 5 pour la mission Webb et de l’acquisition du service de lancement par Arianespace. L’ESA a également fourni le spectrographe NIRSpec et 50 % de l’instrument infrarouge moyen MIRI, conçu et construit par un consortium d’instituts européens financés au niveau national (le Consortium européen MIRI) en partenariat avec le JPL et l’Université de l’Arizona.
Webb est un partenariat international entre la NASA, l’ESA et l’Agence spatiale canadienne (ASC).
Traduction : Olivier Sabbagh
Rassemblement galactique
ESA 2023 12 19
Description de l’image : Un amas de galaxies. La plupart des galaxies visibles sont de forme ovale et lisses. Quelques-uns ont des bras en spirale dans diverses orientations. La plus grande galaxie se trouve directement au centre, et à proximité se trouvent plusieurs images de galaxies d’arrière-plan, étirées et déformées en longs arcs par lentille gravitationnelle. Le fond est noir et contient de nombreuses très petites galaxies, mais aucune étoile.
Le vaste amas de galaxies SDSS J1226+2152 dans la constellation de la Chevelure de Bérénice déforme les images de galaxies lointaines en arrière-plan en traînées et en taches de lumière dans cette image du télescope spatial James Webb NASA/ESA/CSA. Il s’agit d’un exemple spectaculaire de lentille gravitationnelle, un phénomène qui se produit lorsqu’un objet céleste massif tel qu’un amas de galaxies déforme l’espace-temps et fait dévier le trajet de la lumière provenant de galaxies plus lointaines, presque comme si une lentille monumentale le redirigeait. Cette image provient d’un ensemble d’observations scientifiques précoces avec Webb.
L’une des galaxies à lentilles les plus remarquables dans ce domaine riche s’appelle SGAS J12265.3+215220. Sur cette image, il s’agit de la galaxie à lentille la plus intérieure, juste au-dessus et à droite de la galaxie centrale. Cet amas se situe bien au-delà de l’amas du premier plan, nous donnant une vue de la galaxie environ deux milliards d’années après le big bang. Les astronomes utilisent désormais cette réserve très attendue de galaxies brillantes à lentille gravitationnelle de Webb pour explorer la formation d’étoiles dans des galaxies lointaines.
Tout comme leurs homonymes optiques, les lentilles gravitationnelles peuvent agrandir et déformer les galaxies lointaines. Cela permet aux astronomes d’observer les détails les plus fins des galaxies qui seraient généralement trop éloignées pour être clairement résolues. Dans le cas du SGAS J122651.3+215220, la combinaison de la lentille gravitationnelle et des capacités d’observation sans précédent de Webb permettra aux astronomes de mesurer où et à quelle vitesse les étoiles se forment et également d’avoir un aperçu des environnements qui soutiennent la formation d’étoiles dans des galaxies vues au travers de lentilles gravitationnelles.
Au milieu de cet affichage spectaculaire de lentilles gravitationnelles, une ménagerie de galaxies spirales et elliptiques de toutes formes et tailles entoure l’amas de galaxies. Les instruments infrarouges sensibles de Webb se sont révélés prodigieux dans la détection de galaxies lointaines dans l’obscurité de l’espace. Aucune des petites piqûres d’épingle dans la partie du ciel capturée ici n’est une étoile : chacune est une galaxie. La variété de couleurs des petites galaxies sombres nous donne une idée de ce que nous observons : la plupart des galaxies blanches plus pâles remonteront à la période de formation intense d’étoiles connue sous le nom de midi cosmique, environ deux à trois milliards d’années après le big bang, tandis que les quelques petits systèmes orange et rouge datent probablement d’encore plus tôt dans l’histoire de l’Univers.
Traduction : Olivier Sabbagh
Webb repère une deuxième supernova avec une lentille gravitationnelle dans une galaxie lointaine
ESA 2023 12 21
En novembre 2023, le télescope spatial James Webb NASA/ESA/CSA a observé un massif amas de galaxies nommé MACS J0138.0-2155. Grâce à un effet appelé lentille gravitationnelle, prédit pour la première fois par Albert Einstein, une galaxie lointaine nommée MRG-M0138 semble déformée par la puissante gravité de l’amas de galaxies intermédiaire. En plus de déformer et d’agrandir la galaxie lointaine, l’effet de lentille gravitationnelle provoqué par MACS J0138 produit cinq images différentes de MRG-M0138.
En 2019, des astronomes ont annoncé la découverte surprenante selon laquelle une explosion stellaire, ou supernova, s’était produite à l’intérieur de MRG-M0138, comme le montrent les images du télescope spatial Hubble de la NASA/ESA prises en 2016. Lorsqu’un autre groupe d’astronomes a examiné les images Webb de 2023, ils ont été étonnés de constater que sept ans plus tard, la même galaxie abrite une deuxième supernova.
Deux images de la supernova sont vues dans la Webb NIRCam (Near-Infrared Camera) (voir l’image annotée qui met en évidence ces caractéristiques ici), mais une image supplémentaire de la supernova devrait devenir visible vers 2035.
Dans cette image, le bleu représente la lumière à 1,15 et 1,5 microns (F115W+F150), le vert à 2,0 et 2,77 microns (F200W+277W) et le rouge à 3,56 et 4,44 microns (F356W + F444W).
Ces observations ont été prises dans le cadre du programme de temps discrétionnaire 6549 du directeur Webb.
Tout ceci se passe vers la constellation de la Baleine à environ 10 milliards d’années-lumière (NDT).
Remarque : cet article met en évidence les données de la science Webb en cours, qui n’ont pas encore été soumises au processus d’examen par les pairs.
Image annotée
Traduction : Olivier Sabbagh