{"id":12118,"date":"2023-02-25T18:56:36","date_gmt":"2023-02-25T16:56:36","guid":{"rendered":"http:\/\/gap47.astrosurf.com\/?page_id=12118"},"modified":"2024-01-02T19:46:28","modified_gmt":"2024-01-02T17:46:28","slug":"jwst3","status":"publish","type":"page","link":"https:\/\/gap47.astrosurf.com\/index.php\/ressources\/telescopes-exceptionnels\/jwst\/jwst3\/","title":{"rendered":"JWST3"},"content":{"rendered":"

James Webb Space Telescope, donn\u00e9es : 2023 janvier \/ juin<\/span><\/strong><\/p>\n

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Webb confirme sa premi\u00e8re exoplan\u00e8te<\/strong><\/span><\/p>\n

ESA 2023 01 11<\/span> <\/span><\/strong><\/p>\n

Des chercheurs ont confirm\u00e9 la pr\u00e9sence d’une exoplan\u00e8te, une plan\u00e8te qui orbite autour d’une autre \u00e9toile, en utilisant pour la premi\u00e8re fois le t\u00e9lescope spatial James Webb. Formellement class\u00e9e LHS 475 b, la plan\u00e8te a presque exactement la m\u00eame taille que la n\u00f4tre, avec 99 % du diam\u00e8tre de la Terre.<\/span><\/p>\n

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Bas\u00e9e sur de nouvelles preuves du t\u00e9lescope spatial James Webb, cette illustration refl\u00e8te la conclusion selon laquelle l’exoplan\u00e8te LHS 475 b est rocheuse et presque exactement de la m\u00eame taille que la Terre. La plan\u00e8te tourne autour de son \u00e9toile en seulement deux jours, bien plus vite que n’importe quelle plan\u00e8te du syst\u00e8me solaire. Les chercheurs poursuivront cet \u00e9t\u00e9 avec des observations suppl\u00e9mentaires avec Webb, qui, esp\u00e8rent-ils, leur permettront de conclure d\u00e9finitivement si la plan\u00e8te a une atmosph\u00e8re. LHS 475 b est relativement proche, \u00e0 41 ann\u00e9es-lumi\u00e8re, dans la constellation de l\u2019Octant.<\/em><\/span><\/p>\n

L’\u00e9quipe de recherche est dirig\u00e9e par Kevin Stevenson et Jacob Lustig-Yaeger, tous deux du laboratoire de physique appliqu\u00e9e de l’Universit\u00e9 Johns Hopkins \u00e0 Laurel, Maryland. L’\u00e9quipe a choisi d’observer cette cible avec Webb apr\u00e8s avoir soigneusement examin\u00e9 les donn\u00e9es du Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) de la NASA qui laissaient entendre l’existence de la plan\u00e8te. Le spectrographe dans le proche infrarouge de Webb (NIRSpec) a pu facilement voir et \u00e9tudier la plan\u00e8te avec seulement deux observations de transit. \u00ab Il ne fait aucun doute que la plan\u00e8te est l\u00e0. Les donn\u00e9es originales de Webb sont valides \u00bb, a d\u00e9clar\u00e9 Lustig-Yaeger. \u00ab Le fait que ce soit aussi une petite plan\u00e8te rocheuse est impressionnant pour l’observatoire \u00bb, a ajout\u00e9 Stevenson.<\/span><\/p>\n

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\u00ab Ces premiers r\u00e9sultats d’observation d’une plan\u00e8te rocheuse de la taille de la Terre ouvrent la porte \u00e0 de nombreuses possibilit\u00e9s futures pour \u00e9tudier les atmosph\u00e8res des plan\u00e8tes rocheuses avec Webb \u00bb, a d\u00e9clar\u00e9 Mark Clampin, directeur de la division d’astrophysique au si\u00e8ge de la NASA \u00e0 Washington. \u00ab Webb nous rapproche de plus en plus d’une nouvelle compr\u00e9hension des mondes semblables \u00e0 la Terre en dehors du syst\u00e8me solaire, et la mission ne fait que commencer \u00bb.<\/span><\/span><\/p>\n

 <\/span><\/span>Parmi tous les t\u00e9lescopes en fonctionnement, seul Webb est capable de caract\u00e9riser les atmosph\u00e8res d’exoplan\u00e8tes de la taille de la Terre. L’\u00e9quipe a tent\u00e9 d’\u00e9valuer ce qui se trouve dans l’atmosph\u00e8re de la plan\u00e8te en analysant son spectre de transmission. Bien que les donn\u00e9es montrent qu’il s’agit d’une plan\u00e8te tellurique de la taille de la Terre, ils ne savent pas encore si elle poss\u00e8de une atmosph\u00e8re. \u00ab Les donn\u00e9es de l’observatoire sont magnifiques \u00bb, a d\u00e9clar\u00e9 Erin May, \u00e9galement du laboratoire de physique appliqu\u00e9e de l’Universit\u00e9 Johns Hopkins. \u00ab Le t\u00e9lescope est si sensible qu’il peut facilement d\u00e9tecter une gamme de mol\u00e9cules, mais nous ne pouvons pas encore tirer de conclusions d\u00e9finitives sur l’atmosph\u00e8re de la plan\u00e8te \u00bb.<\/span><\/span><\/span><\/p>\n

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Comment les chercheurs rep\u00e8rent-ils une plan\u00e8te lointaine ? En observant les changements de lumi\u00e8re pendant qu’elle orbite autour de son \u00e9toile. Une courbe de lumi\u00e8re du spectrographe proche infrarouge du t\u00e9lescope spatial James Webb (NIRSpec) montre le changement de luminosit\u00e9 du syst\u00e8me d’\u00e9toiles LHS 475 au fil du temps alors que la plan\u00e8te est pass\u00e9e devant l’\u00e9toile le 31 ao\u00fbt 2022. LHS 475 b est une exoplan\u00e8te rocheuse de la taille de la Terre qui orbite autour d’une \u00e9toile naine rouge \u00e0 environ 41 ann\u00e9es-lumi\u00e8re, dans la constellation de l\u2019Octant. La plan\u00e8te est extr\u00eamement proche de son \u00e9toile, compl\u00e9tant une orbite en deux jours terrestres. La confirmation de la pr\u00e9sence de la plan\u00e8te a \u00e9t\u00e9 rendue possible par les donn\u00e9es de Webb.<\/em><\/span><\/p>\n

Bien que l’\u00e9quipe ne puisse pas conclure sur ce qui est pr\u00e9sent, elle peut certainement dire ce qui n’est pas pr\u00e9sent. \u00ab Il existe certaines atmosph\u00e8res de type terrestre que nous pouvons exclure \u00bb, a expliqu\u00e9 Lustig-Yaeger. \u00ab Il ne peut pas avoir une atmosph\u00e8re \u00e9paisse domin\u00e9e par le m\u00e9thane, similaire \u00e0 celle de Titan, la lune de Saturne \u00bb.<\/span><\/p>\n

L’\u00e9quipe note \u00e9galement que s’il est possible que la plan\u00e8te n’ait pas d’atmosph\u00e8re, certaines compositions atmosph\u00e9riques n’ont pas \u00e9t\u00e9 exclues, comme une atmosph\u00e8re de dioxyde de carbone pur. \u00ab De mani\u00e8re contre-intuitive, une atmosph\u00e8re contenant 100% de dioxyde de carbone est tellement plus compacte qu’elle devient tr\u00e8s difficile \u00e0 d\u00e9tecter \u00bb, a d\u00e9clar\u00e9 Lustig-Yaeger. Des mesures encore plus pr\u00e9cises sont n\u00e9cessaires pour que l’\u00e9quipe puisse distinguer une atmosph\u00e8re de dioxyde de carbone pur de l’absence d’atmosph\u00e8re du tout. Les chercheurs devraient obtenir des spectres suppl\u00e9mentaires avec d’autres observations cet \u00e9t\u00e9.<\/span><\/p>\n

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Une ligne plate dans un spectre de transmission, comme celui-ci, peut \u00eatre passionnante – elle peut nous en dire beaucoup sur la plan\u00e8te. Les chercheurs ont utilis\u00e9 le t\u00e9lescope spatial James Webb pour observer l’exoplan\u00e8te LHS 475 b le 31 ao\u00fbt 2022. Comme le montre ce spectre, Webb n’a observ\u00e9 aucune quantit\u00e9 d\u00e9tectable d’aucun \u00e9l\u00e9ment ou mol\u00e9cule. Les donn\u00e9es (points blancs) sont coh\u00e9rentes avec un spectre sans caract\u00e9ristiques repr\u00e9sentatives d’une plan\u00e8te sans atmosph\u00e8re (ligne jaune). La ligne violette repr\u00e9sente une atmosph\u00e8re de dioxyde de carbone pur et ne peut \u00eatre distingu\u00e9e d’une ligne plate au niveau de pr\u00e9cision actuel. La ligne verte repr\u00e9sente une atmosph\u00e8re de m\u00e9thane pur, qui n’est pas favoris\u00e9e puisque le m\u00e9thane, s’il est pr\u00e9sent, devrait bloquer plus de lumi\u00e8re stellaire \u00e0 3,3 microns.<\/em><\/span><\/p>\n

Webb a \u00e9galement r\u00e9v\u00e9l\u00e9 que la plan\u00e8te est quelques centaines de degr\u00e9s plus chaude que la Terre, donc si des nuages \u200b\u200bsont d\u00e9tect\u00e9s, cela pourrait amener les chercheurs \u00e0 conclure que la plan\u00e8te ressemble plus \u00e0 V\u00e9nus, qui a une atmosph\u00e8re de dioxyde de carbone et est perp\u00e9tuellement envelopp\u00e9e de nuages \u200b\u200b\u00e9pais. \u00ab Nous sommes \u00e0 la pointe de l’\u00e9tude des petites exoplan\u00e8tes rocheuses \u00bb, a d\u00e9clar\u00e9 Lustig-Yaeger. \u00ab Nous avons \u00e0 peine commenc\u00e9 \u00e0 effleurer la surface de ce \u00e0 quoi pourraient ressembler leurs atmosph\u00e8res \u00bb. <\/span><\/p>\n

Les chercheurs ont \u00e9galement confirm\u00e9 que la plan\u00e8te compl\u00e8te une orbite en seulement deux jours, une information qui a \u00e9t\u00e9 presque instantan\u00e9ment r\u00e9v\u00e9l\u00e9e par la courbe de lumi\u00e8re pr\u00e9cise de Webb. Bien que LHS 475 b soit plus proche de son \u00e9toile que n’importe quelle plan\u00e8te du syst\u00e8me solaire, son \u00e9toile naine rouge est inf\u00e9rieure \u00e0 la moiti\u00e9 de la temp\u00e9rature du Soleil, de sorte que les chercheurs pr\u00e9voient qu’elle pourrait encore supporter une atmosph\u00e8re. <\/span><\/p>\n

Les d\u00e9couvertes des chercheurs ont ouvert la possibilit\u00e9 de localiser des plan\u00e8tes de la taille de la Terre en orbite autour d’\u00e9toiles naines rouges plus petites. \u00ab Cette confirmation de plan\u00e8te rocheuse met en \u00e9vidence la pr\u00e9cision des instruments de la mission \u00bb, a d\u00e9clar\u00e9 Stevenson. \u00ab Et ce n’est que la premi\u00e8re des nombreuses d\u00e9couvertes que Webb fera \u00bb. Lustig-Yaeger a convenu : \u00ab Avec ce t\u00e9lescope, les exoplan\u00e8tes rocheuses sont la nouvelle fronti\u00e8re \u00bb.<\/span><\/p>\n

LHS 475 b est relativement proche, \u00e0 seulement 41 ann\u00e9es-lumi\u00e8re, dans la constellation de l\u2019Octant. Les r\u00e9sultats de l’\u00e9quipe ont \u00e9t\u00e9 pr\u00e9sent\u00e9s lors d’une conf\u00e9rence de presse de l’American Astronomical Society (AAS) le mercredi 11 janvier 2023. <\/span><\/p>\n

Traduction : Olivier Sabbagh<\/span><\/p>\n

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Webb nous montre une spirale parmi des milliers<\/strong><\/span><\/p>\n

ESA 2023 01 31<\/span><\/span><\/strong><\/p>\n

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Un champ bond\u00e9 de galaxies envahit cette image du t\u00e9lescope spatial James Webb de la NASA\/ESA\/CSA, ainsi que des \u00e9toiles brillantes couronn\u00e9es des pointes de diffraction \u00e0 six pointes de Webb. La grande galaxie spirale \u00e0 la base de cette image est accompagn\u00e9e d’une profusion de galaxies plus petites et plus \u00e9loign\u00e9es qui vont de spirales \u00e0 part enti\u00e8re \u00e0 de simples taches brillantes. Baptis\u00e9e LEDA 2046648, elle est situ\u00e9e \u00e0 un peu plus d’un milliard d’ann\u00e9es-lumi\u00e8re de la Terre, dans la constellation d’Hercule.<\/span><\/p>\n

L’un des principaux objectifs scientifiques de Webb est d’observer des galaxies lointaines, et donc anciennes, pour comprendre les d\u00e9tails de leur formation, de leur \u00e9volution et de leur composition. La vision infrarouge pr\u00e9cise de Webb aide le t\u00e9lescope \u00e0 remonter le temps, car la lumi\u00e8re des galaxies plus anciennes et plus \u00e9loign\u00e9es est d\u00e9cal\u00e9e vers les longueurs d’onde infrarouges. La comparaison de ces fossiles galactiques avec les galaxies modernes aidera les astronomes \u00e0 comprendre comment les galaxies se sont d\u00e9velopp\u00e9es pour former les structures que nous voyons dans l’univers aujourd’hui. Webb sondera \u00e9galement la composition chimique de milliers de galaxies pour faire la lumi\u00e8re sur la fa\u00e7on dont les \u00e9l\u00e9ments lourds se sont form\u00e9s et construits au fur et \u00e0 mesure de l’\u00e9volution des galaxies.<\/span><\/p>\n

Pour tirer pleinement parti du potentiel de Webb pour l’arch\u00e9ologie des galaxies, les astronomes et les ing\u00e9nieurs doivent d’abord calibrer les instruments et les syst\u00e8mes du t\u00e9lescope. Chacun des instruments de Webb contient un r\u00e9seau labyrinthique de miroirs et d’autres \u00e9l\u00e9ments optiques qui redirigent et focalisent la lumi\u00e8re des \u00e9toiles recueillie par le miroir principal de Webb. Cette observation particuli\u00e8re faisait partie de la campagne de mise en service de l\u2019imageur en proche infrarouge de Webb (Webb\u2019s Near-InfraRed Imager) and le \u00ab Spectrographe sans fente \u00bb, NIRISS (Slitless Spectrograph). En plus de faire de la science \u00e0 part enti\u00e8re, NIRISS prend en charge les observations parall\u00e8les avec la cam\u00e9ra proche infrarouge de Webb (NIRCam). NIRCam a captur\u00e9 cette image parsem\u00e9e de galaxies alors que NIRISS observait la naine blanche WD1657+343, une \u00e9toile tr\u00e8s \u00e9tudi\u00e9e. Cela permet aux astronomes d’interpr\u00e9ter et de comparer les donn\u00e9es des deux instruments diff\u00e9rents et de caract\u00e9riser les performances de NIRISS.<\/span><\/p>\n

[Description de l’image : de nombreuses \u00e9toiles et galaxies se trouvent sur un fond sombre, dans une vari\u00e9t\u00e9 de couleurs mais principalement des nuances d’orange. Certaines galaxies sont assez grandes pour distinguer des bras spiraux. Le long du bas du cadre se trouve une grande galaxie spirale d\u00e9taill\u00e9e vue sous un angle oblique, avec une autre galaxie d’environ un quart de la taille juste en dessous. Les deux ont un noyau brillant et des zones de formation d’\u00e9toiles qui illuminent leurs bras spiraux.]<\/em><\/span><\/p>\n

Traduction : Olivier Sabbagh<\/span><\/p>\n

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Webb r\u00e9v\u00e8le des r\u00e9seaux complexes de gaz et de poussi\u00e8re dans les galaxies voisines<\/span><\/strong><\/span><\/p>\n

ESA 2023 02 16<\/span><\/strong><\/span><\/p>\n

Les chercheurs utilisant le t\u00e9lescope spatial James Webb de la NASA\/ESA\/CSA obtiennent leur premier aper\u00e7u de la formation d’\u00e9toiles, du gaz et de la poussi\u00e8re dans les galaxies proches avec une r\u00e9solution sans pr\u00e9c\u00e9dent aux longueurs d’onde infrarouges. Les donn\u00e9es ont permis une premi\u00e8re collecte de 21 articles de recherche qui fournissent un nouvel aper\u00e7u de la fa\u00e7on dont certains des processus \u00e0 plus petite \u00e9chelle de l’Univers, les d\u00e9buts de la formation d’\u00e9toiles, ont un impact sur l’\u00e9volution des plus grands objets de notre cosmos : les galaxies.<\/span><\/p>\n

La plus grande enqu\u00eate sur les galaxies proches au cours de la premi\u00e8re ann\u00e9e d\u2019op\u00e9rations scientifiques de Webb est men\u00e9e par la collaboration Physique \u00e0 haute r\u00e9solution angulaire dans les galaxies proches (PHANGS), impliquant plus de 100 chercheurs du monde entier. Les observations de Webb sont dirig\u00e9es par Janice Lee, scientifique en chef de l’Observatoire Gemini au NOIRLab de la US National Science Foundation et astronome affili\u00e9 \u00e0 l’Universit\u00e9 de l’Arizona \u00e0 Tucson. L’\u00e9quipe \u00e9tudie un \u00e9chantillon diversifi\u00e9 de 19 galaxies spirales, et au cours des premiers mois d’op\u00e9rations scientifiques de Webb, des observations ont \u00e9t\u00e9 faites sur cinq de ces cibles – M74, NGC 7496, IC 5332, NGC 1365 et NGC 1433. Les r\u00e9sultats \u00e9tonnent d\u00e9j\u00e0 les astronomes.<\/span><\/p>\n

NGC 1365 (image de Miri)<\/span><\/span><\/strong><\/span><\/p>\n

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Les scientifiques d\u00e9couvrent pour la premi\u00e8re fois avec la puissante r\u00e9solution du t\u00e9lescope spatial NASA\/ESA\/CSA James Webb comment la formation de jeunes \u00e9toiles influence l’\u00e9volution des galaxies voisines. NGC 1365, observ\u00e9e ici par l’instrument dans l’infrarouge moyen de Webb (MIRI) est l’une des 19 galaxies cibl\u00e9es pour l’\u00e9tude par la collaboration Physique \u00e0 haute r\u00e9solution angulaire dans les galaxies proches (PHANGS).<\/span><\/p>\n

Comme l’ont r\u00e9v\u00e9l\u00e9 les observations MIRI de NGC 1365, des amas de poussi\u00e8re et de gaz dans le milieu interstellaire ont absorb\u00e9 la lumi\u00e8re des \u00e9toiles en formation et l’ont renvoy\u00e9e dans l’infrarouge, \u00e9clairant un r\u00e9seau complexe de bulles caverneuses et de coquilles filamenteuses influenc\u00e9es par de jeunes \u00e9toiles, lib\u00e9rant de l’\u00e9nergie dans les bras spiraux de la galaxie.<\/span><\/p>\n

La r\u00e9solution exquise de Webb capte \u00e9galement plusieurs amas d’\u00e9toiles extr\u00eamement brillantes, non loin du noyau et des amas r\u00e9cemment form\u00e9s r\u00e9cemment observ\u00e9s le long des bords ext\u00e9rieurs des bras spiraux.<\/span><\/p>\n

De plus, les images Webb donnent un aper\u00e7u de la fa\u00e7on dont les orbites des \u00e9toiles et du gaz varient en fonction de l’endroit o\u00f9 ils se forment, et comment cela se traduit par la population d’amas plus anciens en dehors de l’anneau int\u00e9rieur de formation d’\u00e9toiles.<\/span><\/p>\n

NGC 1365 est une galaxie spirale \u00e0 double barre situ\u00e9e \u00e0 environ 56 millions d’ann\u00e9es-lumi\u00e8re de la Terre. C’est l’une des plus grandes galaxies actuellement connues des astronomes, couvrant deux fois la longueur de la Voie lact\u00e9e. Dans cette image de NGC 1356, le bleu, le vert et le rouge ont \u00e9t\u00e9 attribu\u00e9s aux donn\u00e9es MIRI de Webb \u00e0 7,7, 10 et 11,3 et 21 microns (les filtres F770W, F1000W et F1130W et F2100W, respectivement).<\/span><\/p>\n

NGC 1433 (image de Miri)<\/span><\/strong><\/span><\/p>\n

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Cette image prise par le t\u00e9lescope spatial NASA\/ESA\/CSA James Webb montre l’une des 19 galaxies cibl\u00e9es pour l’\u00e9tude par la collaboration Physique \u00e0 haute r\u00e9solution angulaire dans les galaxies proches (PHANGS). La galaxie spirale barr\u00e9e voisine NGC 1433 prend un tout nouveau look lorsqu’elle est observ\u00e9e par l’instrument infrarouge moyen de Webb (MIRI).<\/span><\/p>\n

Les bras spiraux de NGC 1433 sont jonch\u00e9s d’\u00e9toiles extr\u00eamement jeunes lib\u00e9rant de l’\u00e9nergie et, dans certains cas, soufflant le gaz et la poussi\u00e8re du milieu interstellaire dans lequel elles s’enfoncent. Les zones qui semblaient autrefois sombres et sombres dans l’imagerie optique s’allument sous l’\u0153il infrarouge de Webb, car des amas de poussi\u00e8re et de gaz dans le milieu interstellaire absorbent la lumi\u00e8re des \u00e9toiles en formation et la renvoient dans l’infrarouge.<\/span><\/p>\n

L’image de Webb de NGC1433 est une repr\u00e9sentation spectaculaire du r\u00f4le que jouent les processus dynamiques au sein des \u00e9toiles en formation, de la poussi\u00e8re et du gaz dans la structure plus large d’une galaxie enti\u00e8re.<\/span><\/p>\n

Au centre de la galaxie, un noyau serr\u00e9 et brillant dot\u00e9 d’une structure unique \u00e0 double anneau brille dans des d\u00e9tails exquis, r\u00e9v\u00e9l\u00e9s par la r\u00e9solution extr\u00eame de Webb. Dans ce cas, ce double anneau est en fait des bras en spirale \u00e9troitement envelopp\u00e9s qui s’enroulent dans une forme ovale le long de l’axe de la barre de la galaxie.<\/span><\/p>\n

NGC 1433 est class\u00e9e comme une galaxie de Seyfert, une galaxie relativement proche de la Terre qui poss\u00e8de un noyau brillant et actif. La luminosit\u00e9 et l’absence de poussi\u00e8re dans l’image MIRI de NGC 1433 pourraient faire penser \u00e0 une fusion r\u00e9cente ou m\u00eame \u00e0 une collision avec une autre galaxie. Dans l’image de NGC 1433, le bleu, le vert et le rouge ont \u00e9t\u00e9 attribu\u00e9s aux donn\u00e9es MIRI de Webb \u00e0 7,7, 10 et 11,3 et 21 microns (les filtres F770W, F1000W et F1130W et F2100W, respectivement).<\/span><\/p>\n

NGC 7496 (image de Miri)<\/span><\/strong><\/span><\/p>\n

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Les scientifiques d\u00e9couvrent pour la premi\u00e8re fois avec la puissante r\u00e9solution du t\u00e9lescope spatial NASA\/ESA\/CSA James Webb comment la formation de jeunes \u00e9toiles influence l’\u00e9volution des galaxies voisines. Les bras spiraux de NGC 7496, l’une des 19 galaxies cibl\u00e9es pour l’\u00e9tude par la collaboration Physique \u00e0 haute r\u00e9solution angulaire dans les galaxies proches (PHANGS), sont remplis de bulles caverneuses et de coquilles qui se chevauchent dans cette image de l\u2019instrument en infrarouge moyen de Webb (MIRI). Ces filaments et cavit\u00e9s creuses sont la preuve que de jeunes \u00e9toiles lib\u00e8rent de l’\u00e9nergie et, dans certains cas, expulsent le gaz et la poussi\u00e8re du milieu interstellaire dans lequel elles s’enfoncent.<\/span><\/p>\n

Jusqu’\u00e0 l’arriv\u00e9e de la haute r\u00e9solution de Webb aux longueurs d’onde infrarouges, les \u00e9toiles au tout d\u00e9but de leur cycle de vie dans les galaxies proches comme NGC 7496 restaient obscurcies par le gaz et la poussi\u00e8re. La couverture de longueur d’onde sp\u00e9cifique de Webb (7,7 et 11,3 microns) permet la d\u00e9tection des hydrocarbures aromatiques polycycliques, qui jouent un r\u00f4le essentiel dans la formation des \u00e9toiles et des plan\u00e8tes. Dans l’image MIRI de Webb, ceux-ci se trouvent principalement dans les principales voies de poussi\u00e8re des bras spiraux.<\/span><\/p>\n

Dans leur analyse des nouvelles donn\u00e9es de Webb, les scientifiques ont pu identifier pr\u00e8s de 60 nouveaux candidats amas int\u00e9gr\u00e9s non d\u00e9couverts dans NGC 7496. Ces amas nouvellement identifi\u00e9s pourraient \u00eatre parmi les plus jeunes \u00e9toiles de toute la galaxie.<\/span><\/p>\n

Au centre de NGC 7496, une galaxie spirale barr\u00e9e, se trouve un noyau galactique actif (AGN). Un AGN est un trou noir supermassif qui \u00e9met des jets et des vents. L’AGN brille vivement au centre de cette image Webb. De plus, l’extr\u00eame sensibilit\u00e9 de Webb capte \u00e9galement diverses galaxies d’arri\u00e8re-plan, tr\u00e8s \u00e9loign\u00e9es de NGC 7496, qui apparaissent vertes ou rouges dans certains cas.NGC 7496 se trouve \u00e0 plus de 24 millions d’ann\u00e9es-lumi\u00e8re de la Terre dans la constellation de la Grue. Dans cette image de NGC 7496, le bleu, le vert et le rouge ont \u00e9t\u00e9 attribu\u00e9s aux donn\u00e9es MIRI de Webb \u00e0 7,7, 10 et 11,3 et 21 microns (les filtres F770W, F1000W et F1130W et F2100W, respectivement).<\/span><\/p>\n

Traduction : Olivier Sabbagh<\/span><\/p>\n

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Webb observe un amas globulaire scintillant d\u2019\u00e9toiles s\u00e9par\u00e9es<\/span><\/strong><\/span><\/p>\n

ESA 2023 02 23<\/span><\/strong><\/p>\n

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Le 20 juin 2022, le James Webb Space Telescope du consortium NASA\/ESA\/CSA a pass\u00e9 juste une heure \u00e0 observer Messier 92 (M92), un amas globulaire \u00e0 une distance de 27.000 ann\u00e9es-lumi\u00e8re dans le halo de la Voie Lact\u00e9e. L\u2019observation, parmi les toutes premi\u00e8res observations scientifiques conduites par Webb, est une partie du programme 1334 du d\u00e9but de parution scientifique, con\u00e7u pour aider les astronomes \u00e0 comprendre comment il faut utiliser Webb et en tirer le meilleur de ses capacit\u00e9s scientifiques.<\/span><\/p>\n

Cette image de l\u2019amas globulaire M92 a \u00e9t\u00e9 prise par l\u2019instrument NIRCam de Webb. Les amas globulaires sont des masses denses d\u2019\u00e9toiles fortement entass\u00e9es qui se sont form\u00e9es en m\u00eame temps. Dans M92, il y a environ 300.000 \u00e9toiles serr\u00e9es dans une boule de 100 ann\u00e9es-lumi\u00e8re de diam\u00e8tre. La nuit noire visible d\u2019une plan\u00e8te qui serait au milieu de M92 verrait briller des milliers d\u2019\u00e9toiles qui appara\u00eetraient des milliers de fois plus brillantes que celles de notre ciel terrestre. L\u2019image montre des \u00e9toiles \u00e0 des distances diff\u00e9rentes du centre de l\u2019amas, ce qui aide les astronomes \u00e0 comprendre le mouvement des \u00e9toiles dans l\u2019amas, et la physique de ces d\u00e9placements.<\/span><\/p>\n

La bande noire au centre de l\u2019image est un \u00e9cart qui est le r\u00e9sultat de la s\u00e9paration entre deux d\u00e9tecteurs \u00e0 grande longueur d’onde de l’instrument NIRCam de Webb. L’espace couvre le centre dense de l’amas, qui serait trop brillant pour \u00eatre photographi\u00e9 en m\u00eame temps que la p\u00e9riph\u00e9rie plus faible et moins dense de l’amas.<\/span><\/p>\n

Cette image est un composite de quatre expositions utilisant quatre filtres diff\u00e9rents : F090W (0,9 microns de longueur d’onde) est repr\u00e9sent\u00e9 en bleu ; F150W (1,5 microns) en cyan ; F277W (2,77 microns) en jaune ; et F444W (4,44 microns) en rouge. L’image mesure environ 5 minutes d’arc (39 ann\u00e9es-lumi\u00e8re) de diam\u00e8tre.<\/span><\/p>\n

[Description de l’image : une image rectangulaire orient\u00e9e horizontalement semble \u00eatre deux images carr\u00e9es distinctes avec un large espace noir entre elles. Les deux carr\u00e9s sont remplis de points de lumi\u00e8re bleus, blancs, jaunes et rouges de tailles et de luminosit\u00e9 diff\u00e9rentes, dont la plupart sont des \u00e9toiles. Au total, les \u00e9toiles semblent former une sorte de boule l\u00e2che dont le noyau est obscurci par l’espace au milieu de l’image.]<\/span><\/p>\n

Traduction : Olivier Sabbagh<\/span><\/p>\n

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Webb capture le pr\u00e9lude \u00e0 une supernova, ce qui est tr\u00e8s rare\u2026<\/span><\/strong><\/span><\/p>\n

ESA 2023 03 14<\/span><\/strong><\/p>\n

Une \u00e9toile Wolf-Rayet est un rare pr\u00e9lude au c\u00e9l\u00e8bre acte final d’une \u00e9toile massive : la supernova. Lors de l’une de ses premi\u00e8res observations en 2022, le t\u00e9lescope spatial NASA\/ESA\/CSA James Webb a captur\u00e9 l’\u00e9toile Wolf-Rayet WR 124 avec des d\u00e9tails sans pr\u00e9c\u00e9dent.<\/span><\/p>\n

Un halo distinctif de gaz et de poussi\u00e8re encadre l’\u00e9toile et brille dans la lumi\u00e8re infrarouge d\u00e9tect\u00e9e par Webb, affichant une structure noueuse et un historique d’\u00e9jections \u00e9pisodiques. Bien qu’elles soient le th\u00e9\u00e2tre d’une \u00ab mort \u00bb stellaire imminente, les astronomes se tournent \u00e9galement vers les \u00e9toiles Wolf-Rayet pour mieux comprendre les nouveaux d\u00e9parts. De la poussi\u00e8re cosmique se forme dans les n\u00e9buleuses turbulentes qui entourent ces \u00e9toiles, une poussi\u00e8re compos\u00e9e des lourds \u00e9l\u00e9ments constitutifs de l’Univers moderne, y compris la vie sur Terre.<\/span><\/p>\n

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Composite de l\u2019\u00e9toile Wolf-Rayet 124 avec les instruments NIRCam et MIRI de Webb<\/em><\/span><\/p>\n

L’\u00e9toile lumineuse et chaude Wolf-Rayet 124 (WR 124) est pro\u00e9minente au centre de l’image composite du t\u00e9lescope spatial NASA\/ESA\/CSA James Webb combinant des longueurs d’onde de lumi\u00e8re proche infrarouge et infrarouge moyen. L’\u00e9toile affiche les pics de diffraction caract\u00e9ristiques de la cam\u00e9ra proche infrarouge de Webb (NIRCam), caus\u00e9s par la structure physique du t\u00e9lescope lui-m\u00eame. NIRCam \u00e9quilibre efficacement la luminosit\u00e9 de l’\u00e9toile avec le gaz et la poussi\u00e8re plus faibles qui l’entourent, tandis que l’instrument infrarouge moyen de Webb (MIRI) r\u00e9v\u00e8le la structure de la n\u00e9buleuse. <\/span><\/p>\n

Les \u00e9toiles et les galaxies d’arri\u00e8re-plan peuplent le champ de vision et regardent \u00e0 travers la n\u00e9buleuse de gaz et de poussi\u00e8re qui a \u00e9t\u00e9 \u00e9ject\u00e9e de l’\u00e9toile massive vieillissante pour couvrir 10 ann\u00e9es-lumi\u00e8re \u00e0 travers l’espace. Une histoire des \u00e9pisodes pass\u00e9s de perte de masse de l’\u00e9toile peut \u00eatre lue dans la structure de la n\u00e9buleuse. Plut\u00f4t que des coquilles lisses, la n\u00e9buleuse est form\u00e9e d’\u00e9jections al\u00e9atoires et asym\u00e9triques. Des touffes lumineuses de gaz et de poussi\u00e8re apparaissent comme des t\u00eatards nageant vers l’\u00e9toile, leurs queues s’\u00e9coulant derri\u00e8re eux, repouss\u00e9es par le vent stellaire. <\/span><\/p>\n

Cette image combine divers filtres des deux instruments d’imagerie Webb, avec la couleur rouge attribu\u00e9e aux longueurs d’onde de 4,44, 4,7, 12,8 et 18 microns (F444W, F470N, F1280W, F1800W), verte \u00e0 2,1, 3,35 et 11,3 microns (F210M, F335M, F1130W) et bleu \u00e0 0,9, 1,5 et 7,7 microns (F090W, F150W, F770W). <\/em><\/span><\/p>\n

[Description de l’image : une grande \u00e9toile brillante brille du centre avec des \u00e9toiles plus petites dispers\u00e9es dans l’image. Un nuage agglom\u00e9r\u00e9 de mati\u00e8re entoure l’\u00e9toile centrale, avec plus de mati\u00e8re au-dessus et en dessous que sur les c\u00f4t\u00e9s, \u00e0 certains endroits permettant aux \u00e9toiles d’arri\u00e8re-plan de voir \u00e0 travers. <\/em>Le mat\u00e9riau nuageux est jaune plus pr\u00e8s de l’\u00e9toile.]<\/em><\/span><\/p>\n

La vue tr\u00e8s rare d’une \u00e9toile Wolf-Rayet, parmi les \u00e9toiles les plus lumineuses, les plus massives et les plus bri\u00e8vement d\u00e9tectables connues, a \u00e9t\u00e9 l’une des premi\u00e8res observations faites par le t\u00e9lescope spatial NASA\/ESA\/CSA James Webb. Webb montre l’\u00e9toile WR 124 avec des d\u00e9tails sans pr\u00e9c\u00e9dent avec ses puissants instruments infrarouges. L’\u00e9toile est \u00e0 15.000 ann\u00e9es-lumi\u00e8re dans la constellation du Sagittaire. <\/span><\/p>\n

Les \u00e9toiles massives traversent leur cycle de vie, mais toutes ne passent pas par une br\u00e8ve phase Wolf-Rayet avant de devenir une supernova, ce qui rend les observations d\u00e9taill\u00e9es de Webb pr\u00e9cieuses pour les astronomes. Les \u00e9toiles Wolf-Rayet sont en train de se d\u00e9barrasser de leurs couches externes, ce qui entra\u00eene leurs halos caract\u00e9ristiques de gaz et de poussi\u00e8re. L’\u00e9toile WR 124 a une masse \u00e9valu\u00e9e \u00e0 30 fois celle du Soleil, bien qu\u2019ayant d\u00e9j\u00e0 perdu 10 masses solaires de mati\u00e8re jusqu’\u00e0 pr\u00e9sent. Lorsque le gaz \u00e9ject\u00e9 s’\u00e9loigne de l’\u00e9toile et se refroidit, de la poussi\u00e8re cosmique se forme et brille dans la lumi\u00e8re infrarouge d\u00e9tectable par Webb. <\/span><\/p>\n

L’origine de la poussi\u00e8re cosmique qui peut survivre \u00e0 une explosion de supernova et contribuer \u00e0 \u00ab l\u2019apport de poussi\u00e8re global de l’Univers \u00bb est d’un grand int\u00e9r\u00eat pour les astronomes pour de nombreuses raisons. La poussi\u00e8re fait partie int\u00e9grante du fonctionnement de l’Univers : elle abrite des \u00e9toiles en formation, se rassemble pour aider \u00e0 former des plan\u00e8tes et sert de plate-forme pour que les mol\u00e9cules se forment et s’agglutinent, y compris les \u00e9l\u00e9ments constitutifs de la vie sur Terre. Malgr\u00e9 les nombreux r\u00f4les essentiels que joue la poussi\u00e8re, il y a encore plus de poussi\u00e8re dans l’Univers que les th\u00e9ories actuelles des astronomes sur la formation de poussi\u00e8re ne peuvent expliquer. L’Univers fonctionne avec un \u00ab exc\u00e9dent de poussi\u00e8re dans ses bagages \u00bb.<\/span><\/p>\n

Webb ouvre de nouvelles possibilit\u00e9s pour \u00e9tudier les d\u00e9tails de la poussi\u00e8re cosmique, qui est mieux observ\u00e9e dans les longueurs d’onde infrarouges de la lumi\u00e8re. La cam\u00e9ra proche infrarouge de Webb (NIRCam) \u00e9quilibre la luminosit\u00e9 du noyau stellaire de WR 124 et les d\u00e9tails noueux dans le gaz environnant plus faible. L’instrument innovant Mid-Infrared Instrument (MIRI) du t\u00e9lescope, dont la moiti\u00e9 a \u00e9t\u00e9 fournie par l’Europe, r\u00e9v\u00e8le la structure agglom\u00e9r\u00e9e de la n\u00e9buleuse de gaz et de poussi\u00e8re entourant l’\u00e9toile avec des d\u00e9tails sans pr\u00e9c\u00e9dent. Avant Webb, les astronomes \u00e9pris de poussi\u00e8re n’avaient tout simplement pas suffisamment d’informations d\u00e9taill\u00e9es pour explorer les questions de production de poussi\u00e8re dans des environnements comme WR 124, et si cette poussi\u00e8re \u00e9tait d’une taille et d’une quantit\u00e9 suffisantes pour survivre et apporter une contribution significative \u00e0 l\u2019apport global de poussi\u00e8re. Maintenant, ces questions peuvent \u00eatre \u00e9tudi\u00e9es avec des donn\u00e9es r\u00e9elles. <\/span><\/p>\n

Des \u00e9toiles comme WR 124 servent \u00e9galement de mod\u00e8le (par analogie) pour aider les astronomes \u00e0 comprendre une p\u00e9riode cruciale de l’histoire primitive de l’Univers. Des \u00e9toiles mourantes similaires ont ensemenc\u00e9 le jeune Univers avec les \u00e9l\u00e9ments lourds forg\u00e9s dans leurs noyaux, des \u00e9l\u00e9ments qui sont maintenant courants \u00e0 l’\u00e8re actuelle, y compris sur Terre. <\/span><\/p>\n

L’image d\u00e9taill\u00e9e de Webb de WR 124 pr\u00e9serve pour toujours une br\u00e8ve et turbulente p\u00e9riode de transformation, et promet de futures d\u00e9couvertes qui r\u00e9v\u00e9leront les myst\u00e8res longtemps envelopp\u00e9s de la poussi\u00e8re cosmique.<\/span><\/p>\n

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L\u2019\u00e9toile Wolf-Rayet 124 avec le seul instrument MIRI de Webb<\/em><\/span><\/p>\n

Les \u00e9toiles Wolf-Rayet sont connues pour \u00eatre des producteurs de poussi\u00e8re efficaces, et l’instrument dans l’infrarouge moyen (MIRI) du t\u00e9lescope spatial NASA\/ESA\/CSA James Webb le montre avec brio. La poussi\u00e8re cosmique plus froide brille dans les longueurs d’onde infrarouges moyennes plus longues, affichant la structure de la n\u00e9buleuse de WR 124. La n\u00e9buleuse de 10 ann\u00e9es-lumi\u00e8re de large est constitu\u00e9e de mati\u00e8re rejet\u00e9e par l’\u00e9toile vieillissante lors d’\u00e9jections al\u00e9atoires et de poussi\u00e8re produite lors de la turbulence qui s’ensuit. Cette brillante \u00e9tape de perte de masse pr\u00e9c\u00e8de l’\u00e9ventuelle supernova de l’\u00e9toile, lorsque la fusion nucl\u00e9aire dans son noyau s’arr\u00eatera et que la pression de la gravit\u00e9 la fera s’effondrer sur elle-m\u00eame, puis exploser. Comme MIRI le d\u00e9montre ici, Webb aidera les astronomes \u00e0 explorer des questions qui n’\u00e9taient auparavant disponibles que pour la th\u00e9orie, des questions telles que la quantit\u00e9 de poussi\u00e8re que cr\u00e9ent des \u00e9toiles comme celle-ci avant d’exploser en supernova, et quelle quantit\u00e9 de cette poussi\u00e8re est suffisamment grande pour survivre \u00e0 l’explosion et partir pour servir de bloc de construction pour les futures \u00e9toiles et plan\u00e8tes. <\/span><\/p>\n

Dans cette image, le rouge est attribu\u00e9 aux longueurs d’onde de 12,8 et 18 microns (F1280W, F1800W), le vert \u00e0 11,3 microns (F1130W) et le bleu \u00e0 7,7 microns (F770W). <\/span><\/p>\n

[Description de l’image : un grand nuage lumineux de jaune, de rose et de violet entoure une \u00e9toile blanche qui ressemble \u00e0 un minuscule flocon de neige. Quelques petites \u00e9toiles de fond bleu sont visibles. Des trous sombres brisent le nuage et de petites zones lumineuses en haut et en bas \u00e0 gauche apparaissent comme des bancs de t\u00eatards nageant vers l’\u00e9toile centrale. Il y a des zones o\u00f9 des touffes de mati\u00e8re brillante et chaude sont souffl\u00e9es vers l’ext\u00e9rieur par l’\u00e9toile, comme des cheveux qui ruisselleraient derri\u00e8re quelqu’un qui se tiendrait devant un ventilateur.]<\/em><\/span><\/p>\n

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Traduction : Olivier Sabbagh<\/span><\/p>\n

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NDT<\/strong> : Source \u00ab Pour la Science \u00bb : Le Soleil fait figure de poids plume \u00e0 c\u00f4t\u00e9 des \u00e9toiles de type Wolf-Rayet : plus de 20 fois plus massives que le Soleil, leur temp\u00e9rature de surface au moins cinq fois plus \u00e9lev\u00e9e (entre 30 000 et 100 000 degr\u00e9s). Ces \u00e9toiles ont \u00e9t\u00e9 d\u00e9couvertes en 1867 par les astronomes fran\u00e7ais Charles Wolf et Georges Rayet. Rares et souvent masqu\u00e9es par un nuage de mati\u00e8re dense, elles restent mal comprises. Les astronomes supposaient que les \u00e9toiles de Wolf-Rayet terminaient leur vie en explosant violemment en supernov\u00e6, mais aucune observation directe ne venait le confirmer. C’est d\u00e9sormais chose faite. Une \u00e9quipe d\u2019astronomes am\u00e9ricains et isra\u00e9liens men\u00e9e par Avishay Gal-Yam, de l\u2019Institut Weizmann en Isra\u00ebl, ont montr\u00e9 \u00e0 l’aide du dispositif iPTF (intermediate Palomar Transient Factory), qui utilise un t\u00e9lescope automatis\u00e9 de l\u2019Observatoire Palomar en Californie, que le g\u00e9niteur de la supernova SN 2013cu \u00e9tait une \u00e9toile de Wolf-Rayet.<\/span><\/p>\n

Les \u00e9toiles de type Wolf-Rayet sont une \u00e9tape dans l\u2019\u00e9volution des \u00e9toiles les plus massives, qui se distingue par une composition pauvre en hydrog\u00e8ne. Au d\u00e9but, ces \u00e9toiles sont aussi riches en hydrog\u00e8ne que les autres, mais elles perdent leurs couches externes \u2013 riches en hydrog\u00e8ne \u2013 en \u00e9mettant un vent stellaire intense : elles expulsent l\u2019\u00e9quivalent de 0,001 pour cent de la masse du Soleil par an, un flux un milliard de fois plus important que celui du Soleil.<\/span><\/p>\n

Au c\u0153ur de l\u2019\u00e9toile, les r\u00e9actions de fusion nucl\u00e9aire transforment l’hydrog\u00e8ne en h\u00e9lium et en azote, puis en carbone et oxyg\u00e8ne. Lorsque la majeure partie de l\u2019hydrog\u00e8ne des couches externes a \u00e9t\u00e9 \u00e9ject\u00e9e par le vent stellaire, les couches internes, enrichies en \u00e9l\u00e9ments lourds, deviennent visibles : l\u2019\u00e9toile a atteint la phase Wolf-Rayet. La bulle de mati\u00e8re qui entoure l\u2019\u00e9toile masque l\u2019astre, qu’il est alors difficile d’\u00e9tudier directement.<\/span><\/p>\n

La dur\u00e9e de vie des \u00e9toiles \u00e9tant d’autant plus courte qu’elles sont massives, les \u00e9toiles les plus massives vivent de 3 \u00e0 7 millions d\u2019ann\u00e9es seulement, et leur phase Wolf-Rayet elle-m\u00eame ne dure qu\u2019un dixi\u00e8me de ce total. Les astrophysiciens supposent qu’elles meurent en explosant violemment en supernov\u00e6. En outre, le spectre de certains types de supernov\u00e6 montre une absence d\u2019hydrog\u00e8ne, en accord avec la composition de ces astres. Le lien entre ces \u00e9toiles et ce type de supernova semble aujourd’hui confirm\u00e9 par l\u2019\u00e9quipe d’A. Gal-Yam.<\/span><\/p>\n

La strat\u00e9gie employ\u00e9e consiste \u00e0 d\u00e9tecter rapidement le d\u00e9but d\u2019une supernova et analyser le rayonnement de la partie la plus externe du vent stellaire \u00e9mis par l\u2019\u00e9toile, avant qu\u2019il ne soit balay\u00e9 par l\u2019onde de choc de la supernova (on parle de \u00ab spectroscopie flash \u00bb). Cela n\u00e9cessite donc d\u2019\u00eatre particuli\u00e8rement r\u00e9actif, ce que permet le dispositif iPTF. Ainsi, le 3 mai 2013, la supernova de type IIb nomm\u00e9e SN 2013cu, situ\u00e9e dans la galaxie NGC 9379, \u00e0 360 millions d\u2019ann\u00e9es-lumi\u00e8re, a \u00e9t\u00e9 d\u00e9tect\u00e9e par le t\u00e9lescope de l\u2019Observatoire Palomar \u00e0 peine plus de cinq heures apr\u00e8s le d\u00e9but de l\u2019explosion. A. Gal-Yam a d\u00e9clench\u00e9 l\u2019alerte aupr\u00e8s de diff\u00e9rents t\u00e9lescopes au sol (l\u2019Observatoire Keck) et dans l\u2019espace (Swift) qui ont alors point\u00e9 leurs instruments dans la direction de la supernova pour mesurer le spectre du vent stellaire avant qu\u2019il ne disparaisse. L\u2019onde de choc de la supernova ionise rapidement la mati\u00e8re entourant l\u2019\u00e9toile, si bien que les raies du spectre d\u2019\u00e9mission du vent stellaire sont plus intenses et donc plus faciles \u00e0 mesurer.<\/span><\/p>\n

Le spectre du vent stellaire ainsi observ\u00e9 correspond \u00e0 celui d\u2019une \u00e9toile de type Wolf-Rayet. De quoi confirmer que certaines \u00e9toiles de ce type finissent en supernov\u00e6 de type IIb. En outre, la technique de spectroscopie flash donne des indications sur l\u2019\u00e9volution de la temp\u00e9rature de l\u2019\u00e9toile en fin de vie. Et le volume de vent solaire semble augmenter peu de temps avant l\u2019explosion (un an environ). Ces informations permettront d\u2019affiner les mod\u00e8les, aujourd\u2019hui incomplets, qui d\u00e9crivent la mort de ce type d\u2019\u00e9toiles.<\/span><\/p>\n

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Webb observe le champ ultra profond de Hubble<\/span><\/strong><\/p>\n

ESA 2023 04 12<\/span><\/span><\/strong><\/p>\n

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[Description de l’image : Deux images sont affich\u00e9es c\u00f4te \u00e0 c\u00f4te du m\u00eame champ de galaxies. A gauche, l’image du t\u00e9lescope spatial Hubble. \u00c0 droite, l’image du t\u00e9lescope spatial James Webb. Les deux images contiennent des milliers de galaxies de diff\u00e9rentes tailles, formes et couleurs.]<\/span><\/p>\n

Le 11 octobre 2022, le t\u00e9lescope spatial NASA\/ESA\/CSA James Webb a pass\u00e9 plus de 20 heures \u00e0 observer pour la premi\u00e8re fois le champ ultra profond du t\u00e9lescope spatial Hubble de la NASA\/ESA. Le programme g\u00e9n\u00e9ral d’observation (GO 1963) s’est concentr\u00e9 sur l’analyse du champ dans des longueurs d’onde comprises entre environ 2 et 4 microns. L\u2019image du James Webb a \u00e9t\u00e9 prise par la cam\u00e9ra en proche infrarouge (NIRCam). La vue de Hubble est pr\u00e9sent\u00e9e \u00e0 gauche et la vue de Webb est pr\u00e9sent\u00e9e \u00e0 droite.<\/span><\/p>\n

L’image Webb observe le champ \u00e0 des profondeurs comparables \u00e0 celles de Hubble \u2013 r\u00e9v\u00e9lant des galaxies d’une intensit\u00e9 similaire, mais en seulement un dixi\u00e8me du temps d’observation. Il comprend une lumi\u00e8re de 1,8 micron montr\u00e9e en bleu, une lumi\u00e8re de 2,1 microns montr\u00e9e en vert, une lumi\u00e8re de 4,3 microns montr\u00e9e en jaune, une lumi\u00e8re de 4,6 microns montr\u00e9e en orange et une lumi\u00e8re de 4,8 microns montr\u00e9e en rouge (filtres F182M, F210M, F430M, F460M et F480M).<\/span><\/p>\n

L’image de Hubble a n\u00e9cessit\u00e9 800 expositions prises au cours de 400 orbites de Hubble autour de la Terre. La dur\u00e9e totale d’exposition avait \u00e9t\u00e9 de 11,3 jours, prise entre le 24 septembre 2003 et le 16 janvier 2004.<\/span><\/p>\n

Remarque : Cet article met en \u00e9vidence les donn\u00e9es de la science Webb en cours, qui n’ont pas encore \u00e9t\u00e9 soumises au processus d’examen par les pairs.<\/span><\/p>\n

Traduction : Olivier Sabbagh<\/span><\/p>\n

NDT<\/strong> : Les deux images sont assez comparables en termes de champ et de profondeur. Ce qui est stup\u00e9fiant est que Hubble a r\u00e9alis\u00e9 son image en additionnant 800 clich\u00e9s, repr\u00e9sentant 11,3 jours de poses totales sur une dur\u00e9e qui s\u2019est \u00e9tendue sur 114 jours. En comparaison le James Webb a g\u00e9n\u00e9r\u00e9 en une vingtaine d\u2019heures (0,83 jour) une image somme toute assez comparable. L\u00e0 se situe le progr\u00e8s, car Webb pourra faire \u00e9norm\u00e9ment plus de choses dans un temps identique.<\/span><\/p>\n

La double image originale du haut de la page a une d\u00e9finition de 12.976 x 7.181 pixels, soit une image de 93,18 millions de pixels, pesant plus de 36 m\u00e9gaoctets apr\u00e8s avoir \u00e9t\u00e9 comprim\u00e9e en jpeg. La photo du haut a \u00e9t\u00e9 r\u00e9duite \u00e0 1.952 x 1.080 pixels en jpeg.<\/span><\/p>\n

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Webb capture la fusion galactique spectaculaire de Arp 220<\/span><\/strong><\/span><\/p>\n

ESA 2023 04 18<\/span><\/span><\/strong><\/p>\n

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Description de l’image : Dominant l’image se trouve un objet qui semble \u00eatre une brillante \u00e9toile orange \u00e0 6 branches entour\u00e9e de volutes de gaz orange et d’une n\u00e9bulosit\u00e9 bleu-violet. En r\u00e9alit\u00e9, il s’agit de deux galaxies en collision avec des noyaux fusionn\u00e9s. La lumi\u00e8re brillante de la formation d’\u00e9toiles entourant ces noyaux cr\u00e9e des pointes de diffraction.<\/em><\/span><\/p>\n

Brillant comme un phare lumineux au milieu d’une mer de galaxies, Arp 220 illumine le ciel nocturne dans cette vue du t\u00e9lescope spatial NASA\/ESA\/CSA James Webb. En fait ce sont deux galaxies spirales en train de fusionner, Arp 220 brille le plus dans la lumi\u00e8re infrarouge, ce qui en fait une cible id\u00e9ale pour Webb. C’est une galaxie infrarouge ultra-lumineuse (ULIRG) avec une luminosit\u00e9 de plus de mille milliards de soleils. En comparaison, notre galaxie, la Voie lact\u00e9e, a une luminosit\u00e9 beaucoup plus modeste d’environ dix milliards de soleils. <\/span><\/p>\n

Situ\u00e9 \u00e0 250 millions d’ann\u00e9es-lumi\u00e8re dans la constellation du Serpent, Arp 220 est le 220e objet de l’Atlas des galaxies particuli\u00e8res de Halton Arp. C’est l’ULIRG le plus proche et le plus brillant des trois fusions galactiques les plus proches de la Terre. <\/span><\/p>\n

La collision de ces deux galaxies spirales a commenc\u00e9 il y a environ 700 millions d’ann\u00e9es. Cela a d\u00e9clench\u00e9 une \u00e9norme explosion de formation d’\u00e9toiles. Environ 200 \u00e9normes amas d’\u00e9toiles r\u00e9sident dans une r\u00e9gion dense et poussi\u00e9reuse d’environ 5.000 ann\u00e9es-lumi\u00e8re de diam\u00e8tre (environ 5 % du diam\u00e8tre de la Voie Lact\u00e9e). La quantit\u00e9 de gaz dans cette minuscule r\u00e9gion est \u00e9gale \u00e0 tout le gaz de toute la galaxie de la Voie Lact\u00e9e. <\/span><\/p>\n

Les observations pr\u00e9c\u00e9dentes avec des radiot\u00e9lescopes ont r\u00e9v\u00e9l\u00e9 environ 100 restes de supernova dans une zone de moins de 500 ann\u00e9es-lumi\u00e8re. Le t\u00e9lescope spatial Hubble de la NASA\/ESA a d\u00e9couvert les noyaux des galaxies m\u00e8res distantes de 1.200 ann\u00e9es-lumi\u00e8re. Chacun des noyaux a un anneau rotatif en forme d’\u00e9toile qui projette la lumi\u00e8re infrarouge \u00e9blouissante si apparente dans cette vue Webb. Cette lumi\u00e8re \u00e9blouissante cr\u00e9e des pics de diffraction – la caract\u00e9ristique d’\u00e9toile qui domine cette image. <\/span><\/p>\n

\u00c0 la p\u00e9riph\u00e9rie de cette fusion, Webb r\u00e9v\u00e8le de faibles queues de mar\u00e9e, ou des mat\u00e9riaux extraits des galaxies par gravit\u00e9, repr\u00e9sent\u00e9s en bleu \u2013 preuve de la danse galactique qui se produit. La mati\u00e8re organique repr\u00e9sent\u00e9e en orange rouge\u00e2tre appara\u00eet dans les ruisseaux et les filaments \u00e0 travers Arp 220. <\/span><\/p>\n

Webb a vu Arp 220 avec sa cam\u00e9ra proche infrarouge (NIRCam) et son instrument infrarouge moyen (MIRI).<\/span><\/p>\n

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Traduction : Olivier Sabbagh<\/span><\/p>\n

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NDT<\/strong> : M\u00e9lange de la traduction de Wikipedia en anglais et Wikipedia fran\u00e7ais : Arp 220<\/strong> est une galaxie en interaction situ\u00e9e dans la constellation du Serpent \u00e0 environ 245 millions d’ann\u00e9es-lumi\u00e8re (~ 75 Mpc) de la Voie Lact\u00e9e. Il s’agit de la galaxie ultra-lumineuse en infrarouge (ULIRG = U<\/strong>ltra L<\/strong>ight I<\/strong>nfraR<\/strong>ed G<\/strong>alaxy) la plus proche de nous. Elle r\u00e9sulte tr\u00e8s probablement de la collision de deux galaxies en train de fusionner en une galaxie unique. Comme de nombreuses galaxies en interaction, cette structure constitue par ailleurs une galaxie \u00e0 sursauts de formation d’\u00e9toiles ainsi qu’une galaxie active.<\/span><\/p>\n

Arp 220, qui rayonne surtout dans l’infrarouge lointain, est souvent consid\u00e9r\u00e9e comme l’ULIRG type et a de ce fait \u00e9t\u00e9 souvent \u00e9tudi\u00e9e. L’essentiel de l’\u00e9nergie qu’elle rayonne serait issue de la formation massive de jeunes \u00e9toiles r\u00e9sultant de la fusion de deux galaxies plus petites. Des observations du t\u00e9lescope spatial Hubble r\u00e9alis\u00e9es en 1997 et en 2002, dans le spectre visible par l’instrument ACS et dans l’infrarouge avec l’instrument NICMOS, ont mis en \u00e9vidence plus de 200 amas stellaires au c\u0153ur de cette galaxie, certains accumulant une masse de l’ordre de 10 millions de masses solaires.<\/span><\/p>\n

Les observations r\u00e9alis\u00e9es par les t\u00e9lescopes spatiaux Chandra et XMM-Newton dans le domaine des rayons X ont par ailleurs sugg\u00e9r\u00e9 que Arp 220 poss\u00e8de \u00e9galement un noyau de galaxie active.<\/span><\/p>\n

Des mol\u00e9cules organiques, la m\u00e9thanimine H2<\/sub>C=NH et le cyanure d’hydrog\u00e8ne HCN, ont \u00e9t\u00e9 d\u00e9tect\u00e9es dans cette galaxie par des astronomes de l\u2019observatoire radio d\u2019Arecibo \u00e0 Porto Rico (d\u00e9sormais endommag\u00e9).<\/span><\/p>\n

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Vue grand angle (2,4 <\/em>minutes d’arc<\/em>) d’Arp 220 par le <\/em>t\u00e9lescope spatial Hubble<\/em> en 2006<\/em><\/span><\/p>\n

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Autre vue grand angle par le t\u00e9lescope spatial Hubble<\/em><\/span><\/p>\n

Des objets lumineux dans l’infrarouge lointain comme Arp 220 ont \u00e9t\u00e9 trouv\u00e9s en nombre \u00e9tonnamment \u00e9lev\u00e9 par des relev\u00e9s du ciel de longueurs d’onde submillim\u00e9triques \u00e0 l’aide d’instruments tels que le Submillimetre Common-User Bolometer Array (SCUBA) au James Clerk Maxwell Telescope (JCMT). Arp 220 et d’autres ULIRG relativement locaux sont \u00e9tudi\u00e9s comme \u00e9quivalents de ce type d’objet. <\/span><\/p>\n

Arp 220 contient au moins deux sources maser brillantes, un m\u00e9gamaser OH et un maser \u00e0 eau. <\/span><\/p>\n

En octobre 2011, les astronomes ont rep\u00e9r\u00e9 un record de sept supernov\u00e6, toutes trouv\u00e9es en m\u00eame temps \u00e0 Arp 220.<\/span><\/p>\n

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Autre vue de Arp 220 vue en 2006 par le <\/em>t\u00e9lescope spatial Hubble<\/em><\/span><\/p>\n

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Arp 220 se situe dans le Serpent, pr\u00e9cis\u00e9ment dans la T\u00eate du Serpent, proche de la couronne bor\u00e9ale<\/em><\/span><\/p>\n

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Webb regarde la ceinture d\u2019aste\u0301roi\u0308des de Fomalhaut et trouve beaucoup plus<\/span><\/strong><\/span><\/p>\n

ESA 2023 05 08<\/span><\/span><\/strong><\/p>\n

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Cette image du disque de d\u00e9bris poussi\u00e9reux entourant la jeune \u00e9toile Fomalhaut provient de l’innovant instrument \u00e0 infrarouge moyen (MIRI) de Webb, dont la moiti\u00e9 a \u00e9t\u00e9 fournie par l’Europe. Il r\u00e9v\u00e8le trois ceintures imbriqu\u00e9es s’\u00e9tendant \u00e0 23 milliards de kilom\u00e8tres de l’\u00e9toile. Les ceintures int\u00e9rieures (qui n’avaient jamais \u00e9t\u00e9 vues auparavant) ont \u00e9t\u00e9 r\u00e9v\u00e9l\u00e9es par Webb pour la premi\u00e8re fois.<\/em><\/span><\/p>\n

Le t\u00e9lescope spatial Hubble de la NASA\/ESA et l’observatoire spatial Herschel de l’ESA, ainsi que l’Atacama Large Millimeter\/submillimeter Array (ALMA), ont d\u00e9j\u00e0 pris des images nettes de la ceinture la plus externe. Cependant, aucun d’entre eux n’a trouv\u00e9 de structure \u00e0 l’int\u00e9rieur. <\/em><\/span>Ces ceintures sont tr\u00e8s probablement fa\u00e7onn\u00e9es par les forces gravitationnelles produites par des plan\u00e8tes invisibles.<\/em><\/span><\/p>\n

Description de l’image : un ovale orange s’\u00e9tend des positions 1 heure \u00e0 7 heures. Il comporte un anneau ext\u00e9rieur pro\u00e9minent, un espace plus sombre, un anneau interm\u00e9diaire, un espace sombre plus \u00e9troit et un disque int\u00e9rieur brillant. Au centre se trouve une tache noire irr\u00e9guli\u00e8re indiquant un manque de donn\u00e9es.<\/em><\/span><\/p>\n

Les astronomes ont utilis\u00e9 le t\u00e9lescope spatial NASA\/ESA\/CSA James Webb pour imager la poussi\u00e8re chaude autour d’une jeune \u00e9toile proche, Fomalhaut, afin d’\u00e9tudier la premi\u00e8re ceinture d’ast\u00e9ro\u00efdes jamais vue en dehors de notre syst\u00e8me solaire en lumi\u00e8re infrarouge. Mais \u00e0 leur grande surprise, ils ont d\u00e9couvert que les structures poussi\u00e9reuses sont beaucoup plus complexes que les ceintures d’ast\u00e9ro\u00efdes et de poussi\u00e8re de Kuiper de notre syst\u00e8me solaire.<\/span><\/p>\n

Dans l’ensemble, il y a trois ceintures imbriqu\u00e9es s’\u00e9tendant jusqu’\u00e0 23 milliards de kilom\u00e8tres de l’\u00e9toile (soit 150 fois la distance de la Terre au Soleil). L’\u00e9chelle de la ceinture la plus externe est environ le double de celle de la ceinture de Kuiper de notre syst\u00e8me solaire de petits corps et de poussi\u00e8re froide au-del\u00e0 de Neptune. Les ceintures int\u00e9rieures, qui n’avaient jamais \u00e9t\u00e9 vues auparavant, ont \u00e9t\u00e9 r\u00e9v\u00e9l\u00e9es par Webb pour la premi\u00e8re fois.<\/span><\/p>\n

\"\"<\/a><\/p>\n

Cette image du syst\u00e8me Fomalhaut montre les fl\u00e8ches de la boussole, la barre d’\u00e9chelle et la cl\u00e9 de couleur pour r\u00e9f\u00e9rence. Des \u00e9tiquettes indiquent les diff\u00e9rentes structures. \u00c0 droite, un grand nuage de poussi\u00e8re est mis en \u00e9vidence et des extraits le montrent dans deux longueurs d’onde infrarouges : 23 et 25,5 microns. Les fl\u00e8ches 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 invers\u00e9e par rapport aux fl\u00e8ches de direction sur une carte du sol (vue d’en haut).<\/span><\/i><\/span><\/p>\n

La barre d’\u00e9chelle est libell\u00e9e en unit\u00e9s astronomiques, soit la distance moyenne entre la Terre et le Soleil : 150 millions de kilom\u00e8tres. L’anneau ext\u00e9rieur mesure environ 240 unit\u00e9s astronomiques de diam\u00e8tre. Cette image montre des longueurs d’onde de lumi\u00e8re invisibles dans l’infrarouge moyen qui ont \u00e9t\u00e9 traduites en couleurs de lumi\u00e8re visible. La cl\u00e9 de couleur et les \u00e9tiquettes indiquent quels filtres MIRI ont \u00e9t\u00e9 utilis\u00e9s lors de la collecte de la lumi\u00e8re.<\/em> <\/em><\/span><\/p>\n

Description de l’image : une image intitul\u00e9e James Webb Space Telescope : Fomalhaut. Un ovale orange s’\u00e9tend des positions 7 heures \u00e0 1 heure. Il comporte un anneau ext\u00e9rieur pro\u00e9minent, un espace plus sombre, un anneau interm\u00e9diaire, un espace sombre plus \u00e9troit et un disque int\u00e9rieur brillant. \u00c0 gauche, une s\u00e9rie d’\u00e9tiquettes avec des lignes indiquent les caract\u00e9ristiques individuelles. De l’int\u00e9rieur vers l’ext\u00e9rieur, ce sont : le disque int\u00e9rieur, l’espace int\u00e9rieur, la ceinture interm\u00e9diaire, l’espace ext\u00e9rieur, l’anneau ext\u00e9rieur et le halo. Dans l’anneau ext\u00e9rieur \u00e0 environ la position 3 heures, une bo\u00eete blanche entoure un amas de mat\u00e9riau \u00e9tiquet\u00e9 un grand nuage de poussi\u00e8re. Deux extraits en bas \u00e0 droite montrent la touffe en bleu, en utilisant des donn\u00e9es \u00e0 23 microns, et en orange, en utilisant des donn\u00e9es \u00e0 25,5 microns.<\/em><\/span><\/p>\n

Les ceintures encerclent la jeune \u00e9toile chaude, qui peut \u00eatre vue \u00e0 l’\u0153il nu comme l’\u00e9toile la plus brillante de la constellation m\u00e9ridionale Piscis Austrinus. Les ceintures poussi\u00e9reuses sont les d\u00e9bris des collisions de corps plus gros, analogues aux ast\u00e9ro\u00efdes et aux com\u00e8tes, et sont fr\u00e9quemment d\u00e9crites comme des \u00ab disques de d\u00e9bris \u00bb. <\/span><\/p>\n

\u00ab Je d\u00e9crirais Fomalhaut comme l’arch\u00e9type des disques de d\u00e9bris trouv\u00e9s ailleurs dans notre galaxie, car il a des composants similaires \u00e0 ceux que nous avons dans notre propre syst\u00e8me plan\u00e9taire \u00bb, a d\u00e9clar\u00e9 Andr\u00e1s G\u00e1sp\u00e1r de l’Universit\u00e9 d’Arizona \u00e0 Tucson et auteur principal d’un nouvel article d\u00e9crivant ces r\u00e9sultats. \u00ab En examinant les motifs de ces anneaux, nous pouvons en fait commencer \u00e0 faire un petit croquis de ce \u00e0 quoi un syst\u00e8me plan\u00e9taire devrait ressembler, si nous pouvions r\u00e9ellement prendre une image suffisamment profonde pour voir les plan\u00e8tes suspectes \u00bb. <\/span><\/p>\n

Le t\u00e9lescope spatial Hubble de la NASA\/ESA et l’observatoire spatial Herschel de l’ESA, ainsi que l’Atacama Large Millimeter\/submillimeter Array (ALMA), ont d\u00e9j\u00e0 pris des images nettes de la ceinture la plus externe. Cependant, aucun d’entre eux n’a trouv\u00e9 de structure \u00e0 l’int\u00e9rieur. Les ceintures int\u00e9rieures ont \u00e9t\u00e9 r\u00e9solues pour la premi\u00e8re fois par Webb en lumi\u00e8re infrarouge. <\/span><\/p>\n

\u00ab L\u00e0 o\u00f9 Webb excelle vraiment, c’est que nous sommes capables de r\u00e9soudre physiquement la lueur thermique de la poussi\u00e8re dans ces r\u00e9gions int\u00e9rieures. Ainsi, vous pouvez voir des ceintures int\u00e9rieures que nous n’aurions jamais pu voir auparavant \u00bb, a d\u00e9clar\u00e9 Schuyler Wolff, un autre membre de l’\u00e9quipe de l’Universit\u00e9 d’Arizona. <\/span><\/p>\n

Hubble, ALMA et Webb font \u00e9quipe pour assembler une vue holistique des disques de d\u00e9bris autour d’un certain nombre d’\u00e9toiles. \u00ab Avec Hubble et ALMA, nous avons pu imager un tas d’analogues de la ceinture de Kuiper, et nous avons beaucoup appris sur la fa\u00e7on dont les disques externes se forment et \u00e9voluent \u00bb, a d\u00e9clar\u00e9 Wolff. \u00ab Mais nous avons besoin de Webb pour nous permettre d’imager une douzaine de ceintures d’ast\u00e9ro\u00efdes situ\u00e9es ailleurs. Nous pouvons en apprendre autant sur les r\u00e9gions int\u00e9rieures chaudes de ces disques que Hubble et ALMA nous en ont appris sur les r\u00e9gions ext\u00e9rieures plus froides \u00bb. <\/span><\/p>\n

Ces ceintures sont tr\u00e8s probablement fa\u00e7onn\u00e9es par les forces gravitationnelles produites par des plan\u00e8tes invisibles. De m\u00eame, \u00e0 l’int\u00e9rieur de notre syst\u00e8me solaire, Jupiter encercle la ceinture d’ast\u00e9ro\u00efdes, le bord int\u00e9rieur de la ceinture de Kuiper est sculpt\u00e9 par Neptune, et le bord ext\u00e9rieur pourrait \u00eatre guid\u00e9 par des corps encore inconnus au-del\u00e0. Au fur et \u00e0 mesure que Webb imagera plus de syst\u00e8mes, nous en apprendrons davantage sur les configurations de leurs plan\u00e8tes.<\/span><\/p>\n

L’anneau de poussi\u00e8re de Fomalhaut a \u00e9t\u00e9 d\u00e9couvert en 1983 lors d’observations effectu\u00e9es par le satellite astronomique infrarouge (IRAS) de la NASA. L’existence de l’anneau a \u00e9galement \u00e9t\u00e9 d\u00e9duite d’observations ant\u00e9rieures et \u00e0 plus grande longueur d’onde \u00e0 l’aide de t\u00e9lescopes submillim\u00e9triques \u00e0 Maunakea, Hawaii, du t\u00e9lescope spatial Spitzer de la NASA et de l’observatoire submillim\u00e9trique de Caltech. <\/span><\/p>\n

\u00ab Les ceintures autour de Fomalhaut sont une sorte de roman policier : O\u00f9 sont les plan\u00e8tes ? \u00bb, a d\u00e9clar\u00e9 George Rieke, un autre membre de l’\u00e9quipe et responsable scientifique am\u00e9ricain de l’instrument innovant Mid-Infrared Instrument (MIRI) de Webb, qui a fait ces observations. \u00ab Je pense que ce n’est pas un grand saut de dire qu’il y a probablement un syst\u00e8me plan\u00e9taire vraiment int\u00e9ressant autour de l’\u00e9toile \u00bb. <\/span><\/p>\n

\u00ab Nous ne nous attendions certainement pas \u00e0 la structure plus complexe avec la deuxi\u00e8me ceinture interm\u00e9diaire, puis la ceinture d’ast\u00e9ro\u00efdes plus large \u00bb, a ajout\u00e9 Wolff. \u00ab Cette structure est tr\u00e8s excitante car chaque fois qu’un astronome voit un trou et des anneaux dans un disque, il dit : Il pourrait y avoir une plan\u00e8te int\u00e9gr\u00e9e fa\u00e7onnant les anneaux ! \u00bb. <\/span><\/p>\n

Webb a \u00e9galement imagin\u00e9 ce que G\u00e1sp\u00e1r appelle \u00ab le grand nuage de poussi\u00e8re \u00bb, ce qui pourrait \u00eatre la preuve d’une collision se produisant dans l’anneau ext\u00e9rieur entre deux corps protoplan\u00e9taires. Il s’agit d’une caract\u00e9ristique diff\u00e9rente de la plan\u00e8te suspecte vue pour la premi\u00e8re fois \u00e0 l’int\u00e9rieur de l’anneau ext\u00e9rieur par Hubble en 2008. Des observations ult\u00e9rieures de Hubble ont montr\u00e9 qu’en 2014, l’objet avait disparu. Une interpr\u00e9tation plausible est que cette caract\u00e9ristique nouvellement d\u00e9couverte, comme la pr\u00e9c\u00e9dente, est un nuage en expansion de tr\u00e8s fines particules de poussi\u00e8re provenant de deux corps glac\u00e9s qui se sont \u00e9cras\u00e9s l’un contre l’autre. <\/span><\/p>\n

L’id\u00e9e d’un disque protoplan\u00e9taire autour d’une \u00e9toile remonte \u00e0 la fin des ann\u00e9es 1700 lorsque les astronomes Emmanuel Kant et Pierre-Simon Laplace ont d\u00e9velopp\u00e9 ind\u00e9pendamment la th\u00e9orie selon laquelle le Soleil et les plan\u00e8tes se sont form\u00e9s \u00e0 partir d’un nuage de gaz en rotation qui s’est effondr\u00e9 et aplati sous l’effet de la gravit\u00e9. Les disques de d\u00e9bris se d\u00e9veloppent plus tard, suite \u00e0 la formation des plan\u00e8tes et \u00e0 la dispersion du gaz primordial dans les syst\u00e8mes. Ils montrent que de petits corps comme des ast\u00e9ro\u00efdes entrent en collision de mani\u00e8re catastrophique et pulv\u00e9risent leurs surfaces en \u00e9normes nuages \u200b\u200bde poussi\u00e8re et autres d\u00e9bris. Les observations de poussi\u00e8re fournissent des indices uniques sur la structure d’un syst\u00e8me exoplan\u00e9taire, atteignant des plan\u00e8tes de la taille de la Terre et m\u00eame des ast\u00e9ro\u00efdes, qui sont beaucoup trop petits pour \u00eatre vus individuellement. \u00ab <\/span><\/p>\n

Ce r\u00e9sultat tr\u00e8s excitant met en \u00e9vidence le pouvoir unique de MIRI d’\u00e9tudier les structures sculpt\u00e9es par les plan\u00e8tes dans les r\u00e9gions les plus internes des disques circumstellaires \u00bb, ajoute Gillian Wright, chercheuse principale europ\u00e9enne pour MIRI et directrice du UK Astronomy Technology Centre (UKATC). <\/span><\/p>\n

Les r\u00e9sultats de l’\u00e9quipe sont publi\u00e9s dans la revue Nature Astronomy.<\/span><\/p>\n

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Traduction : Olivier Sabbagh<\/span><\/p>\n

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Webb trouve de l\u2019eau et un nouveau myst\u00e8re dans une rare com\u00e8te de la ceinture principale<\/strong><\/span><\/p>\n

ESA 2023 05 15<\/span><\/span><\/strong><\/p>\n

Le t\u00e9lescope spatial NASA\/ESA\/CSA James Webb a permis une autre perc\u00e9e scientifique longtemps recherch\u00e9e, cette fois pour les scientifiques du syst\u00e8me solaire qui \u00e9tudient les origines de l’eau qui a rendu la vie sur Terre possible. \u00c0 l’aide de l’instrument NIRSpec (Near-Infrared Spectrograph) de Webb, les astronomes ont confirm\u00e9 pour la premi\u00e8re fois le gaz – en particulier la vapeur d’eau – autour d’une com\u00e8te dans la ceinture principale d’ast\u00e9ro\u00efdes, prouvant que l’eau du syst\u00e8me solaire primordial peut \u00eatre pr\u00e9serv\u00e9e sous forme de glace dans cette r\u00e9gion. Cependant, la d\u00e9tection r\u00e9ussie de l’eau s’accompagne d’un nouveau casse-t\u00eate : contrairement aux autres com\u00e8tes, la com\u00e8te 238P\/Read n’avait pas de dioxyde de carbone d\u00e9tectable.<\/span><\/p>\n

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Cette image de la com\u00e8te 238P\/Read a \u00e9t\u00e9 captur\u00e9e par l’instrument NIRCam (Near-Infrared Camera) du t\u00e9lescope spatial NASA\/ESA\/CSA James Webb le 8 septembre 2022. Elle affiche le halo brumeux, appel\u00e9 coma, et la queue qui sont caract\u00e9ristiques des com\u00e8tes, par opposition aux ast\u00e9ro\u00efdes. La coma et la queue poussi\u00e9reuse r\u00e9sultent de la vaporisation des glaces lorsque le Soleil r\u00e9chauffe le corps principal de la com\u00e8te.<\/span><\/i><\/span> <\/span><\/i><\/span>[Description de l’image : au centre d’une image noire, un petit point lumineux et flou brille en blanc, entour\u00e9 de bleu qui s’\u00e9loigne en bas \u00e0 droite.]<\/span><\/i><\/span><\/span><\/p>\n

\u00ab Notre monde imbib\u00e9 d’eau, grouillant de vie et unique dans l’univers pour autant que nous le sachions, est quelque chose d’un myst\u00e8re – nous ne savons pas comment toute cette eau est arriv\u00e9e ici \u00bb, a d\u00e9clar\u00e9 Stefanie Milam, scientifique adjointe du projet Webb pour Planetary Science et co-auteur de l’\u00e9tude faisant \u00e9tat de la d\u00e9couverte. \u00ab Comprendre l’histoire de la distribution de l’eau dans le syst\u00e8me solaire nous aidera \u00e0 comprendre d’autres syst\u00e8mes plan\u00e9taires, et s’ils pourraient \u00eatre sur le point d’h\u00e9berger une plan\u00e8te semblable \u00e0 la Terre \u00bb, a-t-elle ajout\u00e9.<\/span><\/span><\/p>\n

La com\u00e8te Read est une com\u00e8te de la ceinture principale – un objet qui r\u00e9side dans la ceinture d’ast\u00e9ro\u00efdes principale mais qui affiche p\u00e9riodiquement un halo, ou un coma, et une queue comme une com\u00e8te. Les com\u00e8tes de la ceinture principale elles-m\u00eames sont une classification assez nouvelle, et la com\u00e8te Read \u00e9tait l’une des trois com\u00e8tes originales utilis\u00e9es pour \u00e9tablir la cat\u00e9gorie. Avant cela, les com\u00e8tes \u00e9taient cens\u00e9es provenir de la ceinture de Kuiper et du nuage d’Oort, au-del\u00e0 de l’orbite de Neptune, o\u00f9 leurs glaces pouvaient \u00eatre pr\u00e9serv\u00e9es plus loin du Soleil. La mati\u00e8re gel\u00e9e qui se vaporise \u00e0 l’approche du Soleil est ce qui donne aux com\u00e8tes leur coma distinctif et leur queue coulante, les diff\u00e9renciant des ast\u00e9ro\u00efdes. Les scientifiques ont longtemps \u00e9mis l’hypoth\u00e8se que la glace d’eau pourrait \u00eatre pr\u00e9serv\u00e9e dans la ceinture d’ast\u00e9ro\u00efdes plus chaude, \u00e0 l’int\u00e9rieur de l’orbite de Jupiter, mais la preuve d\u00e9finitive \u00e9tait insaisissable – jusqu’\u00e0 Webb.<\/span><\/span><\/p>\n

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Donn\u00e9es spectrales de la com\u00e8te 238P\/Read et de la com\u00e8te 103P\/Hartley 2<\/span><\/i><\/span> <\/span><\/i><\/span><\/p>\n

Cette pr\u00e9sentation graphique des donn\u00e9es spectrales met en \u00e9vidence une similitude et une diff\u00e9rence cl\u00e9s entre les observations de la com\u00e8te 238P\/Read par l’instrument NIRSpec (Near-Infrared Spectrograph) sur le t\u00e9lescope spatial NASA\/ESA\/CSA James Webb en 2022 et les observations de la com\u00e8te 103P\/Hartley 2 par la mission Deep Impact de la NASA en 2010. Les deux montrent un pic distinct dans la r\u00e9gion du spectre associ\u00e9 \u00e0 l’eau. Trouver cela dans Comet Read a \u00e9t\u00e9 une r\u00e9alisation importante pour Webb, car il appartient \u00e0 une classe de com\u00e8tes diff\u00e9rente des com\u00e8tes de la famille Jupiter comme Hartley 2, et c’est la premi\u00e8re fois qu’un gaz est confirm\u00e9 dans une telle com\u00e8te de la ceinture principale. Cependant, la com\u00e8te Read n’a pas montr\u00e9 la bosse caract\u00e9ristique attendue indiquant la pr\u00e9sence de dioxyde de carbone.<\/span><\/i><\/span><\/p>\n

[Description de l’image : Graphique comparant les donn\u00e9es spectrales de la com\u00e8te 238 P\/Read et de la com\u00e8te 109 P\/Hartley 2, mettant en \u00e9vidence la d\u00e9tection d’eau dans les deux, et l’absence de dioxyde de carbone dans la com\u00e8te Read.]<\/span><\/i><\/span><\/p>\n

\u00ab\u00a0Dans le pass\u00e9, nous avons vu des objets dans la ceinture principale avec toutes les caract\u00e9ristiques des com\u00e8tes, mais ce n’est qu’avec ces donn\u00e9es spectrales pr\u00e9cises de Webb que nous pouvons dire oui, c’est d\u00e9finitivement la glace d’eau qui cr\u00e9e cet effet\u00a0\u00bb, a expliqu\u00e9 l’astronome Michael Kelley. de l’Universit\u00e9 du Maryland, auteur principal de l’\u00e9tude. \u00ab\u00a0Avec les observations de Webb sur la com\u00e8te Read, nous pouvons maintenant d\u00e9montrer que la glace d’eau du syst\u00e8me solaire primitif peut \u00eatre pr\u00e9serv\u00e9e dans la ceinture d’ast\u00e9ro\u00efdes\u00a0\u00bb, a d\u00e9clar\u00e9 Kelley. Le dioxyde de carbone manquant \u00e9tait une plus grande surprise. En r\u00e8gle g\u00e9n\u00e9rale, le dioxyde de carbone repr\u00e9sente environ 10 % de la mati\u00e8re volatile d’une com\u00e8te qui peut \u00eatre facilement vaporis\u00e9e par la chaleur du Soleil. L’\u00e9quipe scientifique pr\u00e9sente deux explications possibles au manque de dioxyde de carbone. Une possibilit\u00e9 est que la com\u00e8te Read ait eu du dioxyde de carbone lors de sa formation, mais qu’elle l’ait perdu \u00e0 cause des temp\u00e9ratures chaudes.<\/span><\/p>\n

\u00ab \u00catre dans la ceinture d’ast\u00e9ro\u00efdes pendant une longue p\u00e9riode pourrait le faire – le dioxyde de carbone se vaporise plus facilement que la glace d’eau et pourrait s’infiltrer pendant des milliards d’ann\u00e9es \u00bb, a d\u00e9clar\u00e9 Kelley. Alternativement, a-t-il dit, la com\u00e8te Read pourrait s’\u00eatre form\u00e9e dans une poche particuli\u00e8rement chaude du syst\u00e8me solaire, o\u00f9 aucun dioxyde de carbone n’\u00e9tait disponible. La prochaine \u00e9tape consiste \u00e0 mener la recherche au-del\u00e0 de la com\u00e8te Read pour voir comment les autres com\u00e8tes de la ceinture principale se comparent, d\u00e9clare l’astronome Heidi Hammel de l’Association des universit\u00e9s pour la recherche en astronomie (AURA), responsable des observations en temps garanti de Webb pour les objets du syst\u00e8me solaire et co- auteur de l’\u00e9tude. \u00ab Ces objets dans la ceinture d’ast\u00e9ro\u00efdes sont petits et faibles, et avec Webb, nous pouvons enfin voir ce qui se passe avec eux et tirer des conclusions. Les autres com\u00e8tes de la ceinture principale manquent-elles \u00e9galement de dioxyde de carbone ? Quoi qu’il en soit, ce sera excitant de le d\u00e9couvrir \u00bb, a d\u00e9clar\u00e9 Hammel. Le co-auteur Milam imagine les possibilit\u00e9s de rapprocher encore plus la recherche de chez soi. \u00ab Maintenant que Webb a confirm\u00e9 qu’il y a de l’eau pr\u00e9serv\u00e9e aussi pr\u00e8s que la ceinture d’ast\u00e9ro\u00efdes, il serait fascinant de suivre cette d\u00e9couverte avec une mission de collecte d’\u00e9chantillons et d’apprendre ce que les com\u00e8tes de la ceinture principale peuvent nous dire d’autre \u00bb. L’\u00e9tude est publi\u00e9e dans la revue Nature.<\/span><\/p>\n

Plus d’information : L’ESA a une longue histoire d’exploration des com\u00e8tes, \u00e0 la fois de loin et de pr\u00e8s. En 1986, la mission Giotto de l’Agence a \u00e9t\u00e9 la premi\u00e8re \u00e0 fournir des images de bonne r\u00e9solution du noyau d’une com\u00e8te lorsqu’elle s’est approch\u00e9e de la com\u00e8te de Halley. Puis, de 2014 \u00e0 2016, Rosetta est devenue la premi\u00e8re mission \u00e0 surveiller l’\u00e9volution d’une com\u00e8te lorsqu’elle tourne autour du Soleil. On pense que les com\u00e8tes cibles de Giotto et de Rosetta sont autrefois originaires des confins du syst\u00e8me solaire, mais qu’elles sont depuis pass\u00e9es \u00e0 proximit\u00e9 du Soleil \u00e0 plusieurs reprises. La prochaine mission com\u00e8te de l’ESA est diff\u00e9rente : en raison de son lancement en 2029, Comet Interceptor sera la premi\u00e8re \u00e0 visiter une com\u00e8te \u00ab\u00a0vierge\u00a0\u00bb lors de son voyage dans le syst\u00e8me solaire int\u00e9rieur pour la premi\u00e8re fois. L’un des objectifs ambitieux de Comet Interceptor est d’explorer comment les com\u00e8tes sont responsables de l’acheminement de l’eau vers la Terre, r\u00e9sultant en un \u00e9cosyst\u00e8me favorable \u00e0 la vie.    <\/span><\/p>\n

Traduction : Olivier Sabbagh<\/span><\/p>\n

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Webb s\u2019appaire derri\u00e8re les barreaux<\/strong><\/span><\/p>\n

ESA 2023 06 02<\/span><\/span><\/strong><\/p>\n

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Description de l’image : Une image rapproch\u00e9e d’une galaxie spirale, montrant son noyau et une partie d’un bras spiral. Des milliers et des milliers de minuscules \u00e9toiles qui le composent peuvent \u00eatre vues, la plupart denses dans une barre blanch\u00e2tre qui forme son noyau. Des amas et des filaments de poussi\u00e8re forment une structure presque squelettique qui suit la torsion de la galaxie et son bras en spirale. De grosses bulles rougeoyantes de gaz rouge sont cach\u00e9es dans la poussi\u00e8re.<\/em><\/span><\/p>\n

Un entrelacs d\u00e9licat de poussi\u00e8re et d’amas d’\u00e9toiles brillantes traverse cette image du t\u00e9lescope spatial NASA\/ESA\/CSA James Webb. Les brillantes vrilles de gaz et d’\u00e9toiles appartiennent \u00e0 la galaxie spirale barr\u00e9e NGC 5068, dont la barre centrale brillante est visible en haut \u00e0 gauche de cette image. NGC 5068 se trouve \u00e0 environ 17 millions d’ann\u00e9es-lumi\u00e8re de la Terre dans la constellation de la Vierge.<\/span><\/p>\n

Ce portrait de NGC 5068 fait partie d’une campagne visant \u00e0 cr\u00e9er un tr\u00e9sor astronomique, un r\u00e9f\u00e9rentiel d’observations de la formation d’\u00e9toiles dans les galaxies voisines. Les joyaux pr\u00e9c\u00e9dents de cette collection peuvent \u00eatre vus ici et ici. Ces observations sont particuli\u00e8rement pr\u00e9cieuses pour les astronomes pour deux raisons. La premi\u00e8re est que la formation des \u00e9toiles sous-tend de nombreux domaines de l’astronomie, de la physique du plasma t\u00e9nu qui se trouve entre les \u00e9toiles \u00e0 l’\u00e9volution de galaxies enti\u00e8res. En observant la formation d’\u00e9toiles dans les galaxies voisines, les astronomes esp\u00e8rent lancer des avanc\u00e9es scientifiques majeures avec certaines des premi\u00e8res donn\u00e9es disponibles de Webb.<\/span><\/p>\n

La deuxi\u00e8me raison est que les observations de Webb s’appuient sur d’autres \u00e9tudes utilisant des t\u00e9lescopes, notamment le t\u00e9lescope spatial Hubble de la NASA \/ ESA et certains des observatoires au sol les plus performants au monde. Webb a collect\u00e9 des images de 19 galaxies stellaires proches que les astronomes ont ensuite pu combiner avec des catalogues de Hubble de 10.000 amas d’\u00e9toiles, une cartographie spectroscopique de 20.000 n\u00e9buleuses d’\u00e9mission stellaires du Very Large Telescope (VLT) et des observations de 12.000 nuages mol\u00e9culaires sombres et denses, identifi\u00e9s par l’Atacama Large Millimeter\/submillimeter Array (ALMA). Ces observations couvrent le spectre \u00e9lectromagn\u00e9tique et offrent aux astronomes une occasion sans pr\u00e9c\u00e9dent de reconstituer les d\u00e9tails de la formation des \u00e9toiles.<\/span><\/p>\n

Avec sa capacit\u00e9 \u00e0 scruter \u00e0 travers le gaz et la poussi\u00e8re enveloppant les \u00e9toiles nouvellement n\u00e9es, Webb est le t\u00e9lescope parfait pour explorer les processus r\u00e9gissant la formation des \u00e9toiles. Les \u00e9toiles et les syst\u00e8mes plan\u00e9taires naissent parmi des nuages \u200b\u200btourbillonnants de gaz et de poussi\u00e8re qui sont opaques aux observations en lumi\u00e8re visible, comme beaucoup d\u2019images de Hubble ou du VLT. La vision aigu\u00eb aux longueurs d’onde infrarouges de deux des instruments de Webb – MIRI et NIRCam – a permis aux astronomes de voir \u00e0 travers les gigantesques nuages \u200b\u200bde poussi\u00e8re dans NGC 5068, et de capturer les processus de formation des \u00e9toiles au fur et \u00e0 mesure qu’ils se produisaient. Cette image combine les capacit\u00e9s de ces deux instruments, offrant un regard vraiment unique sur la composition de NGC 5068.<\/span><\/p>\n

\"\"<\/a><\/p>\n

\u2191   <\/span><\/strong>Image de NGC 5068 par MIRI<\/em><\/p>\n

\"\"<\/a><\/p>\n

\u2191   <\/span><\/strong>Image de NGC 5068 par NIRCam<\/em><\/p>\n

Traduction : Olivier Sabbagh<\/span><\/p>\n

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\u00c9chantillons de galaxies lointaines pr\u00e8s du quasar J0100+2802 <\/span><\/strong><\/span><\/p>\n

ESA 2023 06 13<\/strong><\/span><\/p>\n

 <\/p>\n

\"\"<\/a><\/p>\n

Description de l’image : Six galaxies apparaissent dans les cases. Toutes portent une \u00e9tiquette EIGER en haut \u00e0 gauche. Les galaxies ressemblent \u00e0 de l\u00e9g\u00e8res taches : de l\u00e9gers coups de pinceau avec des points ou de petits points de lumi\u00e8re. La plupart apparaissent en rose et en rouge, bien que quelques-uns contiennent du violet ou du bleu.<\/span><\/i><\/span> <\/span><\/span><\/p>\n

Le t\u00e9lescope spatial NASA\/ESA\/CSA James Webb a renvoy\u00e9 des images et des spectres extraordinairement d\u00e9taill\u00e9s de galaxies qui existaient lorsque l’Univers n’avait que 900 millions d’ann\u00e9es.<\/span><\/span><\/p>\n

Ces galaxies semblent plus chaotiques que celles de l’Univers voisin, elles sont agglom\u00e9r\u00e9es et souvent allong\u00e9es. Ces galaxies sont \u00e9galement plus jeunes et forment activement des \u00e9toiles. Les \u00e9toiles d\u00e9tect\u00e9es par Webb sont toutes plus massives, ce qui peut conduire \u00e0 une abondance de supernov\u00e6 color\u00e9es dans ces galaxies.<\/span><\/span>Une vue du champ plus large autour du quasar J0100+2802 peut \u00eatre trouv\u00e9e ici. <\/span><\/span>Ces r\u00e9sultats ont \u00e9t\u00e9 annonc\u00e9s par les membres de l’\u00e9quipe Emission-line galaxies and Intergalactic Gas in the Epoch of Reionization (EIGER). L’\u00e9quipe disposera \u00e9ventuellement d’images et de donn\u00e9es de six champs, chacun centr\u00e9 sur un quasar, mais la premi\u00e8re image de Webb de NIRCam (Near-Infrared Camera) et les donn\u00e9es connues sous le nom de spectres sont si d\u00e9taill\u00e9es qu’elles pourraient facilement tirer des conclusions d\u00e9finitives sans attendre d’autres observations.<\/span><\/span><\/span><\/p>\n

Quasar J0100+2802 (NIRCam image)<\/span><\/strong><\/p>\n

\"\"<\/a><\/p>\n

Description de l’image : des milliers de minuscules galaxies apparaissent \u00e0 travers l’\u00e9tendue noire de l’espace. Les couleurs des galaxies varient. Certaines des plus petites galaxies sont des nuances d’orange et de rose. La plupart des galaxies sont si \u00e9loign\u00e9es qu’elles apparaissent comme des points lumineux uniques. Au centre se trouve un objet rose avec six pointes de diffraction. C’est le Quasar J0100+2802. Il appara\u00eet l\u00e9g\u00e8rement plus petit que les \u00e9toiles de premier plan, qui apparaissent en bleu.<\/em><\/span><\/p>\n

Il y a plus de 20.000 galaxies dans ce champ. Cette vue du t\u00e9lescope spatial James Webb de la NASA\/ESA\/CSA se trouve entre les constellations des Poissons et d’Androm\u00e8de.<\/span><\/span> <\/span><\/span>Les chercheurs utilisant Webb ont ancr\u00e9 leurs observations sur le quasar J0100+2802, un trou noir supermassif actif qui agit comme une balise. Il se trouve au centre de l’image ci-dessus et appara\u00eet minuscule et rose avec six pointes de diffraction pro\u00e9minentes.<\/span><\/span> <\/span><\/span>Le quasar est si lumineux qu’il agit comme une lampe de poche, \u00e9clairant le gaz entre lui et le t\u00e9lescope. L’\u00e9quipe a analys\u00e9 117 galaxies qui existaient toutes environ 900 millions d’ann\u00e9es apr\u00e8s le big bang – en se concentrant sur 59 qui se trouvent devant le quasar. Les chercheurs ont pu \u00e9tudier non seulement les galaxies elles-m\u00eames, mais aussi le gaz illumin\u00e9 qui les entoure. <\/span><\/span>Ces galaxies existaient juste avant la fin de l’\u00e8re de la r\u00e9ionisation, lorsque l’Univers contenait une mosa\u00efque de gaz, certains opaques et d’autres transparents (ou ionis\u00e9s).<\/span><\/span> <\/span><\/span>Les chercheurs ont longtemps cherch\u00e9 des preuves pour expliquer ce qui s’est pass\u00e9 pendant cette p\u00e9riode, lorsque l’Univers a connu des changements spectaculaires. Apr\u00e8s le big bang, le gaz dans l’univers \u00e9tait incroyablement chaud et dense. Pendant des centaines de millions d’ann\u00e9es, le gaz s’est refroidi. Ensuite, l’Univers a appuy\u00e9 sur \u00ab\u00a0r\u00e9p\u00e9ter\u00a0\u00bb. Le gaz est redevenu chaud et ionis\u00e9, et transparent.<\/span><\/span> Les r\u00e9sultats de l’\u00e9quipe d\u00e9finissent plus concr\u00e8tement les conditions de cet \u00ab arr\u00eat \u00bb sp\u00e9cifique dans l’histoire de l’Univers. Webb montre que ces r\u00e9gions transparentes existent autour des galaxies. Elles ressemblent beaucoup \u00e0 des ballons \u00e0 air chaud, avec des galaxies de la taille de pois qui nettoient cet espace.<\/span><\/span><\/span><\/p>\n

Traduction : Olivier Sabbagh<\/span><\/p>\n

\"\"<\/a><\/p>\n

Carte de la constellation des <\/em>Poissons<\/em>. <\/em>Le quasar est situ\u00e9 en haut \u00e0 gauche, dans la zone situ\u00e9e entre la constellation du <\/em>Triangle<\/em> et d’<\/em>Androm\u00e8de<\/em><\/span><\/p>\n

\n

Webb fait la premi\u00e8re d\u00e9tection d’une mol\u00e9cule de carbone cruciale dans un disque de formation de plan\u00e8tes<\/strong><\/span><\/p>\n

ESA 2023 06 26<\/strong><\/span><\/p>\n

Une \u00e9quipe internationale de scientifiques a utilis\u00e9 les donn\u00e9es recueillies par le t\u00e9lescope spatial NASA\/ESA\/CSA James Webb pour d\u00e9tecter pour la premi\u00e8re fois une mol\u00e9cule [1] connue sous le nom de cation m\u00e9thyle (CH3+), situ\u00e9e dans le disque protoplan\u00e9taire entourant une jeune \u00e9toile. Ils ont accompli cet exploit gr\u00e2ce \u00e0 une analyse d’experts interdisciplinaire, comprenant des contributions cl\u00e9s de spectroscopistes de laboratoire.<\/span><\/span><\/p>\n

Cette mol\u00e9cule simple a une propri\u00e9t\u00e9 unique : elle r\u00e9agit relativement peu efficacement avec l’\u00e9l\u00e9ment le plus abondant de notre Univers (l’hydrog\u00e8ne) mais r\u00e9agit facilement avec d’autres mol\u00e9cules et initie donc la croissance de mol\u00e9cules carbon\u00e9es plus complexes. La chimie du carbone int\u00e9resse particuli\u00e8rement les astronomes car toute forme de vie connue est bas\u00e9e sur le carbone. Le r\u00f4le vital du CH3+ dans la chimie du carbone interstellaire a \u00e9t\u00e9 pr\u00e9dit dans les ann\u00e9es 1970, mais les capacit\u00e9s uniques de Webb ont finalement rendu son observation possible, dans une r\u00e9gion de l’espace o\u00f9 des plan\u00e8tes capables d’accueillir la vie pourraient \u00e9ventuellement se former.<\/span><\/span><\/p>\n

\"\"<\/a><\/p>\n

Description de l’image : une image compos\u00e9e de trois panneaux. La plus grande \u00e0 gauche montre l’image NIRCam d’une n\u00e9buleuse avec deux \u00e9toiles brillantes. Une bo\u00eete asym\u00e9trique en haut \u00e0 droite pointe vers un deuxi\u00e8me panneau \u00e0 droite, avec une image MIRI de cette zone. Une petite bo\u00eete au centre de ce panneau est agrandie dans un troisi\u00e8me panneau ci-dessous, avec une image combin\u00e9e MIRI et NIRCam zoom\u00e9e d’une goutte jaune et orange.<\/em> Ce graphique montre la zone, au centre de la n\u00e9buleuse d’Orion, qui a \u00e9t\u00e9 \u00e9tudi\u00e9e par l’\u00e9quipe. La n\u00e9buleuse se trouve \u00e0 environ 1350 ann\u00e9es-lumi\u00e8re de la Terre. La plus grande image, \u00e0 gauche, provient de l’instrument NIRCam de Webb. Sur la droite, le t\u00e9lescope se concentre sur une zone plus petite, o\u00f9 l’\u00e9quipe a utilis\u00e9 l’instrument MIRI de Webb pour approfondir son \u00e9tude. Un total de dix-huit filtres sur les instruments MIRI et NIRCam ont \u00e9t\u00e9 utilis\u00e9s dans ces images, couvrant une gamme de longueurs d’onde allant de 1,4 microns dans le proche infrarouge \u00e0 25,5 microns dans l’infrarouge moyen. La couverture d\u00e9taill\u00e9e \u00e9tait n\u00e9cessaire pour que l’\u00e9quipe \u00e9tudie la lumi\u00e8re des disques protoplan\u00e9taires et analyse les caract\u00e9ristiques uniques r\u00e9v\u00e9l\u00e9es par Webb \u00e0 l’aide de la spectroscopie de ses instruments MIRI et NIRSpec.<\/em><\/span><\/p>\n

La r\u00e9gion captur\u00e9e ici avec des d\u00e9tails \u00e9poustouflants par Webb fait partie de la n\u00e9buleuse d’Orion connue sous le nom de barre d’Orion. Il s’agit d’un front d’ionisation, o\u00f9 la lumi\u00e8re ultraviolette lointaine \u00e9nerg\u00e9tique de l’amas du trap\u00e8ze (situ\u00e9 dans le coin sup\u00e9rieur gauche) interagit avec des nuages \u200b\u200bmol\u00e9culaires denses. L’\u00e9nergie du rayonnement stellaire \u00e9rode lentement la barre d’Orion, ce qui a un effet profond sur les mol\u00e9cules et la chimie des disques protoplan\u00e9taires qui se sont form\u00e9s ici autour des \u00e9toiles naissantes.<\/em> <\/em><\/span><\/p>\n

Au centre m\u00eame de la zone MIRI se trouve un syst\u00e8me de disque protoplan\u00e9taire avec une \u00e9toile ionis\u00e9e (ou proplyde), nomm\u00e9 d203-506.  Le retrait en bas \u00e0 droite affiche une image combin\u00e9e NIRCam et MIRI de ce jeune syst\u00e8me. Sa forme allong\u00e9e est due \u00e0 la pression des rayons ultraviolets agressifs qui la frappent. Les premi\u00e8res images claires de proplydes dans la n\u00e9buleuse d’Orion ont \u00e9t\u00e9 obtenues par le t\u00e9lescope spatial Hubble de la NASA\/ESA, y compris d203-506. Maintenant, la vision infrarouge \u00e9tendue de Webb am\u00e9liore l’image, car l’\u00e9quipe d’astronomes a pu confirmer que la mol\u00e9cule de cation m\u00e9thyle est pr\u00e9sente dans ce proplyde.<\/em> <\/em><\/span><\/p>\n

NDT<\/em><\/strong> : un proplyde<\/strong> est <\/em>un disque protoplan\u00e9taire ionis\u00e9<\/strong> est un disque lumineux externe en photo-\u00e9vaporation autour d’une jeune \u00e9toile. Presque 180 disques protoplan\u00e9taires ionis\u00e9s ont \u00e9t\u00e9 identifi\u00e9s dans la n\u00e9buleuse d’Orion. Les images de ces disques dans d’autres r\u00e9gions de formation stellaire sont rares, Orion \u00e9tant la seule r\u00e9gion avec un nombre important de disques connus \u00e0 cause de sa proximit\u00e9 relative \u00e0 la Terre (OS).<\/span><\/p>\n

\"\"<\/a>Disques protoplan\u00e9taires ionis\u00e9s dans la n\u00e9buleuse d’Orion, par Hubble<\/em><\/strong><\/span><\/p>\n

Les compos\u00e9s de carbone [2] constituent les fondements de toute vie connue et, en tant que tels, pr\u00e9sentent un int\u00e9r\u00eat particulier pour les scientifiques qui s’efforcent de comprendre \u00e0 la fois comment la vie s’est d\u00e9velopp\u00e9e sur Terre et comment elle pourrait potentiellement se d\u00e9velopper ailleurs dans notre Univers. En tant que telle, la chimie organique interstellaire [3] est un domaine de fascination pour les astronomes qui \u00e9tudient les endroits o\u00f9 de nouvelles \u00e9toiles et plan\u00e8tes se forment. Les ions mol\u00e9culaires [4] contenant du carbone sont particuli\u00e8rement importants, car ils r\u00e9agissent avec d’autres petites mol\u00e9cules pour former des compos\u00e9s organiques plus complexes, m\u00eame \u00e0 de basses temp\u00e9ratures interstellaires [5].<\/span><\/span> <\/span><\/span><\/span><\/p>\n

Le cation m\u00e9thyle (CH3+) est l’un de ces ions \u00e0 base de carbone. Le CH3+ est consid\u00e9r\u00e9 par les scientifiques comme \u00e9tant d’une importance particuli\u00e8re depuis les ann\u00e9es 1970 et 1980. Cela est d\u00fb \u00e0 une propri\u00e9t\u00e9 fascinante du CH3+, \u00e0 savoir qu’il r\u00e9agit avec un large \u00e9ventail d’autres mol\u00e9cules. Ce petit cation est suffisamment important pour \u00eatre consid\u00e9r\u00e9 comme la pierre angulaire de la chimie organique interstellaire, mais jusqu’\u00e0 pr\u00e9sent, il n’a jamais \u00e9t\u00e9 d\u00e9tect\u00e9. Les propri\u00e9t\u00e9s uniques du t\u00e9lescope spatial James Webb en ont fait l’instrument id\u00e9al pour rechercher ce cation crucial – et d\u00e9j\u00e0, un groupe de scientifiques internationaux l’a observ\u00e9 avec Webb pour la premi\u00e8re fois. Marie-Aline Martin de l’Universit\u00e9 Paris-Saclay, France, spectroscopiste et membre de l’\u00e9quipe scientifique, explique : \u00ab Cette d\u00e9tection de CH3+ valide non seulement l’incroyable sensibilit\u00e9 de James Webb, mais confirme \u00e9galement l’importance centrale postul\u00e9e de CH3+ dans la chimie interstellaire.<\/span><\/span><\/p>\n

\"\"<\/a><\/p>\n

Description de l’image : une n\u00e9buleuse compos\u00e9e de plusieurs couches de mat\u00e9riau nuageux et color\u00e9. En haut \u00e0 gauche, la n\u00e9buleuse est color\u00e9e en vert, rouge et jaune avec une structure de filaments palm\u00e9s, deux petites \u00e9toiles et une r\u00e9gion d’espace plus sombre. Un mur de mati\u00e8re \u00e9paisse et nuageuse traverse en diagonale, s’\u00e9tendant vers le bas \u00e0 droite. Il c\u00e8de la place \u00e0 des filaments bleu fonc\u00e9 clairsem\u00e9s avec des espaces plus sombres dans le coin inf\u00e9rieur. L’image est brumeuse et floue.<\/em> <\/em><\/span><\/p>\n

Cette image floue est la vue de Webb d’une petite r\u00e9gion de la n\u00e9buleuse d’Orion, r\u00e9alis\u00e9e avec son instrument MIRI. Remplie de gaz et de poussi\u00e8re, la n\u00e9buleuse d’Orion est une riche r\u00e9gion de formation d’\u00e9toiles. Les \u00e9toiles nouvellement n\u00e9es et jeunes \u00e9mettent un rayonnement ultraviolet dur qui ionise la n\u00e9buleuse, l’amenant \u00e0 \u00e9mettre de la lumi\u00e8re aux longueurs d’onde infrarouges. MIRI est sensible \u00e0 l’\u00e9mission infrarouge moyen \u00e0 grande longueur d’onde, mettant en \u00e9vidence les couches de gaz chauds de chaque c\u00f4t\u00e9 de la barre Orion qui s’\u00e9tend \u00e0 travers le centre. La zone captur\u00e9e ici par MIRI est beaucoup plus petite que la vue NIRCam, mais contient une quantit\u00e9 remarquable de d\u00e9tails, gr\u00e2ce \u00e0 la sensibilit\u00e9 sans pr\u00e9c\u00e9dent de MIRI \u00e0 ces longueurs d’onde plus longues.<\/em> <\/em><\/span><\/p>\n

Cette vue MIRI agrandie de la barre d’Orion contient le jeune poplyde, nomm\u00e9 d203-506, dans lequel l’\u00e9quipe d’astronomes a recherch\u00e9 des mol\u00e9cules organiques cl\u00e9s. La contribution de MIRI \u00e0 la vue de d203-506 a \u00e9t\u00e9 essentielle pour obtenir la plus large gamme de spectres du syst\u00e8me, n\u00e9cessaire pour confirmer leur d\u00e9tection du cation m\u00e9thyle. En particulier, la mol\u00e9cule a une forte raie spectrale \u00e0 environ 7 microns, une longueur d’onde qui est impossible \u00e0 d\u00e9tecter \u00e0 travers l’atmosph\u00e8re terrestre, mais avec la spectroscopie int\u00e9gr\u00e9e de MIRI, l’\u00e9quipe a pu confirmer sans ambigu\u00eft\u00e9 la pr\u00e9sence du cation m\u00e9thyle. Cette version de l’image MIRI a \u00e9t\u00e9 agrandie pour correspondre \u00e0 l’\u00e9chelle de l’image NIRCam plus grande.<\/em><\/span><\/p>\n

 <\/em>Le signal CH3+ a \u00e9t\u00e9 d\u00e9tect\u00e9 dans le syst\u00e8me \u00e9toile-disque protoplan\u00e9taire (poplyude) [6] connu sous le nom de d203-506, qui est situ\u00e9 \u00e0 environ 1.350 ann\u00e9es-lumi\u00e8re, dans la n\u00e9buleuse d’Orion. Alors que l’\u00e9toile en d203-506 est une petite \u00e9toile naine rouge, avec une masse d’environ un dixi\u00e8me de celle du Soleil, le syst\u00e8me est bombard\u00e9 par un fort rayonnement ultraviolet provenant d’\u00e9toiles chaudes, jeunes et massives proches. Les scientifiques pensent que la plupart des disques protoplan\u00e9taires formant des plan\u00e8tes traversent une p\u00e9riode de rayonnement ultraviolet aussi intense, car les \u00e9toiles ont tendance \u00e0 se former en groupes comprenant souvent des \u00e9toiles massives produisant des ultraviolets. De mani\u00e8re fascinante, les preuves des m\u00e9t\u00e9orites sugg\u00e8rent que le disque protoplan\u00e9taire qui a form\u00e9 notre syst\u00e8me solaire a \u00e9galement \u00e9t\u00e9 soumis \u00e0 une grande quantit\u00e9 de rayonnement ultraviolet – \u00e9mis par un compagnon stellaire de notre Soleil qui est mort depuis longtemps (les \u00e9toiles massives br\u00fblent brillamment et meurent beaucoup plus rapidement que les \u00e9toiles moins massives). Le facteur confondant dans tout cela est que le rayonnement ultraviolet a longtemps \u00e9t\u00e9 consid\u00e9r\u00e9 comme purement destructeur pour la formation de mol\u00e9cules organiques complexes, et pourtant il existe des preuves claires que la seule plan\u00e8te porteuse de vie que nous connaissons est n\u00e9e d’un disque qui a \u00e9t\u00e9 fortement expos\u00e9 \u00e0 celle-ci. <\/span><\/p>\n

L’\u00e9quipe qui a effectu\u00e9 cette recherche a peut-\u00eatre trouv\u00e9 la solution \u00e0 cette \u00e9nigme. Leurs travaux pr\u00e9disent que la pr\u00e9sence de CH3+ est en fait li\u00e9e au rayonnement ultraviolet, qui fournit la source d’\u00e9nergie n\u00e9cessaire \u00e0 la formation de CH3+. De plus, la p\u00e9riode de rayonnement ultraviolet subie par certains disques semble avoir un impact profond sur leur chimie. Par exemple, les observations de Webb de disques protoplan\u00e9taires qui ne sont pas soumis \u00e0 un rayonnement ultraviolet intense provenant d’une source proche montrent une grande abondance d’eau, contrairement \u00e0 d203-506, o\u00f9 l’\u00e9quipe n’a pas pu d\u00e9tecter d’eau du tout. L’auteur principal, Olivier Bern\u00e9 de l’Universit\u00e9 de Toulouse, France, pr\u00e9cise : \u00ab Cela montre clairement que le rayonnement ultraviolet peut compl\u00e8tement changer la chimie d’un disque proto-plan\u00e9taire. Il pourrait en fait jouer un r\u00f4le critique dans les premiers stades chimiques des origines de la vie en aidant \u00e0 produire du CH3+, quelque chose qui a peut-\u00eatre \u00e9t\u00e9 sous-estim\u00e9 auparavant. La n\u00e9buleuse d’Orion est \u00e9tudi\u00e9e par les astronomes depuis des centaines d’ann\u00e9es, et elle est une cible fr\u00e9quente du t\u00e9lescope spatial Hubble depuis son lancement. Cette comparaison montre la diff\u00e9rence frappante entre les vues offertes par un t\u00e9lescope \u00e0 lumi\u00e8re visible, tel que Hubble, et un t\u00e9lescope infrarouge comme Webb.<\/em><\/span><\/p>\n

Sur la gauche, l’image Hubble, qui a \u00e9t\u00e9 prise en 2004 et 2005, des bulles de gaz semblent
\nflotter devant les nuages \u200b\u200b\u00e9pais et enfum\u00e9s de la n\u00e9buleuse  <\/span>\u2193<\/span><\/span><\/strong><\/p>\n\n\n\n\n
\"\"<\/a><\/td>\n\"\"<\/a><\/td>\n<\/tr>\n
Sur la gauche, l’image Hubble, qui a \u00e9t\u00e9 prise en 2004 et 2005, des bulles de gaz semblent flotter devant les nuages \u200b\u200b\u00e9pais et enfum\u00e9s de la n\u00e9buleuse.<\/em><\/span><\/td>\nDans l’image de Webb \u00e0 droite, la lumi\u00e8re proche infrarouge est capable de p\u00e9n\u00e9trer la poussi\u00e8re, mais le gaz chauff\u00e9 \u00e9met \u00e9galement sa propre lumi\u00e8re infrarouge, cr\u00e9ant une sc\u00e8ne color\u00e9e avec des filaments et des cavit\u00e9s<\/em><\/span><\/td>\n<\/tr>\n<\/tbody>\n<\/table>\n

De nombreuses nouvelles \u00e9toiles, certaines avec des disques protoplan\u00e9taires, sont visibles sur les deux images ci-dessus.<\/span><\/i><\/span><\/strong><\/i><\/p>\n

Bien que des recherches publi\u00e9es d\u00e8s les ann\u00e9es 1970 avaient pr\u00e9dit l’importance du CH3+, il \u00e9tait auparavant pratiquement impossible \u00e0 d\u00e9tecter. De nombreuses mol\u00e9cules dans les disques protoplan\u00e9taires sont observ\u00e9es \u00e0 l’aide de radiot\u00e9lescopes. Cependant, pour que cela soit possible, les mol\u00e9cules en question doivent poss\u00e9der ce que l’on appelle un \u00ab moment dipolaire permanent \u00bb, ce qui signifie que la g\u00e9om\u00e9trie de la mol\u00e9cule est telle que sa charge \u00e9lectrique est en permanence d\u00e9s\u00e9quilibr\u00e9e, donnant \u00e0 la mol\u00e9cule une extr\u00e9mit\u00e9 positive et une autre n\u00e9gative. CH3+ est sym\u00e9trique, et donc sa charge est \u00e9quilibr\u00e9e, et elle n’a donc pas le moment dipolaire permanent n\u00e9cessaire pour des observations par des radiot\u00e9lescopes. Il serait th\u00e9oriquement possible d’observer des raies spectroscopiques \u00e9mises par le CH3+ dans l’infrarouge, mais l’atmosph\u00e8re terrestre les rend essentiellement impossibles \u00e0 observer depuis la Terre. Il \u00e9tait donc n\u00e9cessaire d’utiliser un t\u00e9lescope spatial suffisamment sensible pour observer les signaux dans l’infrarouge. Les instruments NIRSpec, qui fait partie de la contribution europ\u00e9enne \u00e0 Webb, et MIRI, dont la moiti\u00e9 a \u00e9t\u00e9 apport\u00e9e par l’Europe, \u00e9taient parfaits pour le travail. En fait, une d\u00e9tection de CH3+ \u00e9tait auparavant si insaisissable que lorsque l’\u00e9quipe a vu le signal pour la premi\u00e8re fois dans ses donn\u00e9es, elle n’\u00e9tait pas s\u00fbre de savoir comment l’identifier. Remarquablement, l’\u00e9quipe a pu interpr\u00e9ter son r\u00e9sultat en quatre petites semaines, en s’appuyant sur l’expertise d’une \u00e9quipe internationale aux comp\u00e9tences vari\u00e9es.<\/span><\/span><\/p>\n

La d\u00e9couverte de CH3+ n’a \u00e9t\u00e9 possible que gr\u00e2ce \u00e0 une collaboration entre astronomes d’observation, mod\u00e9lisateurs astrochimiques, th\u00e9oriciens et spectroscopistes exp\u00e9rimentaux, qui a combin\u00e9 les capacit\u00e9s uniques de JWST dans l’espace avec celles des laboratoires terrestres afin d’\u00e9tudier et d’interpr\u00e9ter avec succ\u00e8s la composition de notre univers local et son \u00e9volution. Marie-Aline Martin ajoute : \u00ab Notre d\u00e9couverte n’a \u00e9t\u00e9 rendue possible que parce que des astronomes, des mod\u00e9lisateurs et des spectroscopistes de laboratoire ont uni leurs forces pour comprendre les caract\u00e9ristiques uniques observ\u00e9es par James Webb.<\/span><\/span><\/p>\n

Les r\u00e9sultats de l’\u00e9quipe ont \u00e9t\u00e9 publi\u00e9s aujourd’hui dans la revue Nature.<\/span><\/span><\/p>\n

Notes :<\/span><\/strong><\/p>\n

[1] Une mol\u00e9cule est une particule compos\u00e9e de deux ou plusieurs atomes li\u00e9s par des liaisons chimiques.
\n[2] Un compos\u00e9 est une mol\u00e9cule qui comprend plus d’un \u00e9l\u00e9ment. Ainsi, tous les compos\u00e9s sont des mol\u00e9cules mais toutes les mol\u00e9cules ne sont pas des compos\u00e9s. Par exemple, la mol\u00e9cule d’hydrog\u00e8ne (H2) est une mol\u00e9cule mais pas un compos\u00e9, tandis que la mol\u00e9cule d’eau (H2O) est \u00e9galement un compos\u00e9.
\n[3] La chimie organique fait r\u00e9f\u00e9rence \u00e0 la chimie des mol\u00e9cules et compos\u00e9s \u00e0 base de carbone. Elle peut \u00e9galement \u00eatre appel\u00e9e chimie du carbone.
\n[4] Un ion est un atome ou une mol\u00e9cule qui a une charge \u00e9lectrique globale, due \u00e0 un exc\u00e8s ou un d\u00e9ficit du nombre d’\u00e9lectrons n\u00e9gatifs par rapport au nombre de protons positifs dans l’ion. Un cation est un ion avec une charge nette positive (donc un d\u00e9ficit d’\u00e9lectrons).
\n[5] Une mol\u00e9cule organique complexe est une mol\u00e9cule \u00e0 plusieurs atomes de carbone.
\n[6] Un disque protoplan\u00e9taire est un disque rotatif de gaz et de poussi\u00e8re qui se forme autour de jeunes \u00e9toiles et \u00e0 partir duquel des plan\u00e8tes peuvent finalement se former.<\/span><\/p>\n

Traduction : Olivier Sabbagh<\/span><\/p>\n

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Continuer la lecture de « JWST3 »<\/span><\/a><\/p>\n","protected":false},"author":5,"featured_media":0,"parent":11758,"menu_order":2,"comment_status":"closed","ping_status":"closed","template":"","meta":{"_exactmetrics_skip_tracking":false,"_exactmetrics_sitenote_active":false,"_exactmetrics_sitenote_note":"","_exactmetrics_sitenote_category":0,"ngg_post_thumbnail":0,"footnotes":""},"class_list":["post-12118","page","type-page","status-publish","hentry"],"yoast_head":"\nJWST3 - L'observatoire est ouvert aux visiteurs tous les vendredis soirs \u00e0 21 heures, jusqu'au 3 juillet 2026 inclus, sans r\u00e9servation.<\/title>\n<meta name=\"robots\" content=\"index, follow, max-snippet:-1, max-image-preview:large, max-video-preview:-1\" \/>\n<link rel=\"canonical\" href=\"https:\/\/gap47.astrosurf.com\/index.php\/ressources\/telescopes-exceptionnels\/jwst\/jwst3\/\" \/>\n<meta property=\"og:locale\" content=\"fr_FR\" \/>\n<meta property=\"og:type\" content=\"article\" \/>\n<meta property=\"og:title\" content=\"JWST3 - L'observatoire est ouvert aux visiteurs tous les vendredis soirs \u00e0 21 heures, jusqu'au 3 juillet 2026 inclus, sans r\u00e9servation.\" \/>\n<meta property=\"og:description\" content=\"James Webb Space Telescope, donn\u00e9es : 2023 janvier \/ juin Webb confirme sa premi\u00e8re exoplan\u00e8te ESA 2023 01 11 Des chercheurs ont confirm\u00e9 la pr\u00e9sence d’une exoplan\u00e8te, une plan\u00e8te qui orbite autour d’une autre \u00e9toile, en utilisant pour la premi\u00e8re fois le t\u00e9lescope spatial James Webb. 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