{"id":12356,"date":"2023-06-21T17:31:46","date_gmt":"2023-06-21T15:31:46","guid":{"rendered":"http:\/\/gap47.astrosurf.com\/?page_id=12356"},"modified":"2024-01-27T18:34:18","modified_gmt":"2024-01-27T16:34:18","slug":"jwst4","status":"publish","type":"page","link":"https:\/\/gap47.astrosurf.com\/index.php\/ressources\/telescopes-exceptionnels\/jwst\/jwst4\/","title":{"rendered":"JWST4"},"content":{"rendered":"

James Webb Space Telescope, donn\u00e9es : 2023 juillet \/ d\u00e9cembre<\/span><\/strong><\/p>\n

Webb capture une image infrarouge d\u00e9taill\u00e9e d’\u00e9toiles en formation active<\/strong><\/span><\/p>\n

ESA 2023 07 26<\/span><\/span><\/strong><\/span><\/p>\n

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

Description de l’image : Au centre se trouve un mince nuage orange horizontal inclin\u00e9 du bas \u00e0 gauche vers le haut \u00e0 droite. Il occupe environ les deux tiers de la longueur de cet angle, mais est mince \u00e0 l’angle oppos\u00e9. En son centre se trouve un ensemble de tr\u00e8s grands pics de diffraction rouges et roses dans le motif \u00e0 huit pointes, familier de Webb. Il a une tache centrale jaune-blanche, qui cache deux \u00e9toiles en orbite serr\u00e9e. L’arri\u00e8re-plan est rempli d’\u00e9toiles et de galaxies. En bas \u00e0 gauche se trouvent des fl\u00e8ches de boussole indiquant l’orientation de l’image sur le ciel. La fl\u00e8che est pointe vers une heure. La fl\u00e8che nord pointe dans la direction de cinq heures. En haut \u00e0 droite se trouve une barre d’\u00e9chelle \u00e9tiquet\u00e9e 1 minute d’arc. La longueur de la barre d’\u00e9chelle est d’environ un dixi\u00e8me de l’image totale. Sous l’image se trouve une cl\u00e9 de couleur indiquant quels filtres NIRCam ont \u00e9t\u00e9 utilis\u00e9s pour cr\u00e9er l’image et quelle couleur de lumi\u00e8re visible est attribu\u00e9e \u00e0 chaque filtre. De gauche \u00e0 droite : F115W est bleu ; F187N est bleu clair; F200W est vert ; F335M est jaune ; F444W est orange ; et F470N est rouge.<\/span><\/i><\/span><\/i><\/p>\n

Le t\u00e9lescope spatial NASA\/ESA\/CSA James Webb a captur\u00e9 les \u00ab\u00a0bouffonneries\u00a0\u00bb d’une paire de jeunes \u00e9toiles en formation active, connues sous le nom de Herbig-Haro 46\/47, dans une image haute r\u00e9solution en lumi\u00e8re proche infrarouge. Il s’agit du portrait le plus d\u00e9taill\u00e9 de ces \u00e9toiles, qui r\u00e9sident \u00e0 seulement 1470 ann\u00e9es-lumi\u00e8re dans la constellation des Voiles (Vela), \u00e0 ce jour.<\/span><\/span><\/p>\n

Pour trouver la paire de jeunes \u00e9toiles, tracez les pointes de diffraction rose vif et rouge dans l’image jusqu’\u00e0 ce que vous atteigniez le centre : les \u00e9toiles se trouvent dans la tache orange-blanche. Ils sont enfouis profond\u00e9ment dans un disque de gaz et de poussi\u00e8re qui alimente leur croissance au fur et \u00e0 mesure qu’ils gagnent en masse. Le disque n’est pas visible, mais son ombre est visible dans les deux r\u00e9gions sombres et coniques entourant les \u00e9toiles centrales.<\/span><\/span><\/p>\n

La paire d’\u00e9toiles en formation active a envoy\u00e9 des jets dans deux directions pendant des milliers d’ann\u00e9es. Bien que Herbig-Haro 46\/47 ait \u00e9t\u00e9 \u00e9tudi\u00e9 par de nombreux t\u00e9lescopes, tant au sol que dans l’espace, depuis les ann\u00e9es 1950, Webb est le premier \u00e0 les capturer \u00e0 haute r\u00e9solution dans le proche infrarouge. Avec Webb, nous pouvons d\u00e9sormais mieux comprendre l’activit\u00e9 des \u00e9toiles – pass\u00e9es et pr\u00e9sentes – et regarder \u00e0 travers la n\u00e9buleuse bleue poussi\u00e9reuse, qui appara\u00eet en noir sur les images en lumi\u00e8re visible, qui les entoure. Au fil du temps, les chercheurs pourront glaner de nouveaux d\u00e9tails sur la formation des \u00e9toiles.<\/span><\/span><\/p>\n

Le t\u00e9lescope spatial NASA\/ESA\/CSA James Webb a captur\u00e9 une image haute r\u00e9solution d’une paire \u00e9troitement li\u00e9e d’\u00e9toiles en formation active, connue sous le nom de Herbig-Haro 46\/47, en lumi\u00e8re proche infrarouge. Cherchez-les au centre des pointes de diffraction rouges. Les \u00e9toiles sont enfouies profond\u00e9ment, apparaissant comme une tache orange-blanche. Ils sont entour\u00e9s d’un disque de gaz et de poussi\u00e8re qui continue d’augmenter leur masse.<\/span><\/span><\/p>\n

Six images dans le proche infrarouge de NIRCam (la cam\u00e9ra dans le proche infrarouge) \u00e0 bord du t\u00e9lescope spatial James Webb composent ce composite de Herbig-Haro 46\/47. 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><\/span> <\/span><\/span><\/span><\/p>\n

Cette image montre des longueurs d’onde de lumi\u00e8re invisibles dans le proche infrarouge qui ont \u00e9t\u00e9 traduites en couleurs de lumi\u00e8re visible. La cl\u00e9 de couleur montre quels filtres NIRCam ont \u00e9t\u00e9 utilis\u00e9s lors de la collecte de la lumi\u00e8re. La couleur de chaque nom de filtre est la couleur de la lumi\u00e8re visible utilis\u00e9e pour repr\u00e9senter la lumi\u00e8re infrarouge qui traverse ce filtre.<\/span><\/span> <\/span><\/span><\/span><\/p>\n

La barre d’\u00e9chelle est \u00e9tiquet\u00e9e en minutes d’arc, qui est une mesure de la distance angulaire sur le ciel. Une minute d’arc correspond \u00e0 1\/60 de degr\u00e9. (La pleine Lune a un diam\u00e8tre angulaire d’environ 30 minutes d’arc.) La taille r\u00e9elle d’un objet qui couvre une minute d’arc dans le ciel d\u00e9pend de sa distance au t\u00e9lescope.<\/span><\/span> <\/span><\/span><\/span><\/p>\n

Herbig-Haro 46\/47 est un objet important \u00e0 \u00e9tudier car il est relativement jeune \u2013 seulement quelques milliers d’ann\u00e9es. Les \u00e9toiles mettent des millions d’ann\u00e9es \u00e0 se former. Des cibles comme celle-ci donnent \u00e9galement aux chercheurs un aper\u00e7u de la fa\u00e7on dont les \u00e9toiles accumulent de la masse au fil du temps, leur permettant potentiellement de mod\u00e9liser la formation de notre propre Soleil, une \u00e9toile de faible masse.<\/span><\/span><\/p>\n

Les lobes orange \u00e0 deux c\u00f4t\u00e9s ont \u00e9t\u00e9 cr\u00e9\u00e9s par des \u00e9jections ant\u00e9rieures de ces \u00e9toiles. Les \u00e9jections les plus r\u00e9centes des \u00e9toiles apparaissent sous la forme de caract\u00e9ristiques bleues en forme de fil, courant le long du pic de diffraction angulaire qui recouvre les lobes orange. Les \u00e9toiles en formation active ing\u00e8rent le gaz et la poussi\u00e8re qui les entourent imm\u00e9diatement dans un disque (imaginez un cercle les enveloppant). Lorsque les \u00e9toiles \u00ab\u00a0mangent\u00a0\u00bb trop de mati\u00e8re en trop peu de temps, elles r\u00e9agissent en envoyant des jets bilat\u00e9raux le long de l’axe oppos\u00e9, en stabilisant la rotation de l’\u00e9toile et en retirant de la masse de la zone. Au cours des mill\u00e9naires, ces \u00e9jections r\u00e9gulent la quantit\u00e9 de masse que les \u00e9toiles conservent.<\/span><\/span><\/p>\n

Ne manquez pas le d\u00e9licat nuage bleu semi-transparent. C’est une r\u00e9gion de poussi\u00e8re dense et de gaz, connue sous le nom de n\u00e9buleuse. L’image nette dans le proche infrarouge de Webb nous permet de voir \u00e0 travers ses couches vaporeuses, montrant beaucoup plus de Herbig-Haro 46\/47, tout en r\u00e9v\u00e9lant \u00e9galement un large \u00e9ventail d’\u00e9toiles et de galaxies qui se trouvent bien au-del\u00e0. Les bords de la n\u00e9buleuse se transforment en un contour orange doux, comme un L en arri\u00e8re le long de la droite et du bas de l’image.<\/span><\/span><\/p>\n

La n\u00e9buleuse bleue influence les formes des jets orange projet\u00e9s par les \u00e9toiles centrales. Au fur et \u00e0 mesure que le mat\u00e9riau \u00e9ject\u00e9 p\u00e9n\u00e8tre dans la n\u00e9buleuse en bas \u00e0 gauche, il prend des formes plus larges, car il y a plus de possibilit\u00e9s pour les jets d’interagir avec les mol\u00e9cules \u00e0 l’int\u00e9rieur de la n\u00e9buleuse. Son mat\u00e9riau provoque \u00e9galement l’illumination des \u00e9jections d’\u00e9toiles. Au cours de millions d’ann\u00e9es, les \u00e9toiles d’Herbig-Haro 46\/47 se formeront pleinement, vidant la sc\u00e8ne.<\/span><\/span><\/p>\n

Prenez un moment pour vous attarder sur le fond. Une profusion de galaxies extr\u00eamement \u00e9loign\u00e9es pars\u00e8ment la vision de Webb. Son image composite NIRCam (Near-Infrared Camera) est compos\u00e9e de plusieurs poses, mettant en \u00e9vidence des galaxies et des \u00e9toiles lointaines. Les objets bleus avec des pics de diffraction sont des \u00e9toiles, et plus ils sont proches, plus ils paraissent gros. Les galaxies spirales blanches et roses semblent parfois plus grandes que ces \u00e9toiles, mais sont nettement plus \u00e9loign\u00e9es. Les plus petits points rouges, la sp\u00e9cialit\u00e9 infrarouge de Webb, sont souvent les galaxies les plus anciennes et les plus \u00e9loign\u00e9es.<\/span><\/span><\/p>\n

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

\n

La vie et les temps de la poussi\u00e8re<\/strong><\/span><\/p>\n

ESA 2023 07 31<\/span><\/strong><\/span><\/p>\n

Cette image montre la galaxie irr\u00e9guli\u00e8re NGC 6822, qui a \u00e9t\u00e9 observ\u00e9e par la cam\u00e9ra proche infrarouge (NIRCam) et l’instrument moyen infrarouge (MIRI) mont\u00e9s sur le t\u00e9lescope spatial NASA\/ESA\/CSA James Webb. Comme leurs noms l’indiquent, NIRCam et MIRI sondent diff\u00e9rentes parties du spectre \u00e9lectromagn\u00e9tique. Cela permet aux instruments d’observer diff\u00e9rents composants de la m\u00eame galaxie, avec MIRI particuli\u00e8rement sensible \u00e0 ses r\u00e9gions riches en gaz (les tourbillons jaunes sur cette image) et NIRCam adapt\u00e9 \u00e0 l’observation de son champ d’\u00e9toiles dense.<\/span><\/p>\n

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

NGC 6822 se trouve \u00e0 environ 1,5 million d’ann\u00e9es-lumi\u00e8re et est le voisin galactique le plus proche de la Voie lact\u00e9e qui ne fait pas partie de ses satellites. Il a une tr\u00e8s faible m\u00e9tallicit\u00e9, c’est-\u00e0-dire qu’il contient de tr\u00e8s faibles proportions d’\u00e9l\u00e9ments autres que l’hydrog\u00e8ne et l’h\u00e9lium. La m\u00e9tallicit\u00e9 est un concept absolument cl\u00e9 en astronomie, en partie parce que des \u00e9l\u00e9ments autres que l’hydrog\u00e8ne et l’h\u00e9lium sont en grande partie produits par les \u00e9toiles au cours de leur vie. Par cons\u00e9quent, au tout d\u00e9but de l’Univers (avant que la premi\u00e8re g\u00e9n\u00e9ration d’\u00e9toiles ne naisse, ne vive et ne meure), tout avait une m\u00e9tallicit\u00e9 tr\u00e8s faible. Cela fait des objets contemporains \u00e0 faible m\u00e9tallicit\u00e9 (comme NGC 6822) des objets d’int\u00e9r\u00eat pour comprendre comment des processus tels que l’\u00e9volution des \u00e9toiles et le cycle de vie de la poussi\u00e8re interstellaire se sont probablement produits dans l’Univers primordial. C’\u00e9tait la motivation de ces observations de NGC 6822 avec Webb : mieux comprendre comment se forment les \u00e9toiles et comment les poussi\u00e8res \u00e9voluent dans des environnements \u00e0 faible m\u00e9tallicit\u00e9.<\/span><\/p>\n

L’\u00e9tude de NGC 6822 a une histoire int\u00e9ressante qui est bien ant\u00e9rieure aux enqu\u00eates modernes avec Webb. Il a \u00e9t\u00e9 d\u00e9couvert pour la premi\u00e8re fois par E. E. Barnard, qui a pr\u00e9sent\u00e9 sa d\u00e9couverte dans un article tr\u00e8s bref en 1884 dans The Sidereal Messenger : un journal astronomique mensuel am\u00e9ricain de courte dur\u00e9e mais important qui a \u00e9t\u00e9 publi\u00e9 entre 1882 et 1891. Comme pour de nombreux objets astronomiques qui semblaient diffus avec les t\u00e9lescopes de l’\u00e9poque, NGC 6822 a \u00e9t\u00e9 class\u00e9e \u00e0 tort comme une \u00ab\u00a0n\u00e9buleuse extr\u00eamement faible\u00a0\u00bb.<\/span><\/p>\n

Au cours des ann\u00e9es suivantes, une s\u00e9rie de confusions ont surgi autour de NGC 6822 concernant sa taille apparente, sa luminosit\u00e9 et m\u00eame le type d’objet dont il s’agissait, car les astronomes de l’\u00e9poque n’avaient pas correctement pris en compte \u00e0 quel point le m\u00eame objet pouvait \u00eatre diff\u00e9rent avec diff\u00e9rents t\u00e9lescopes. Edwin Hubble, homonyme du t\u00e9lescope spatial Hubble de la NASA\/ESA, a ensuite \u00e9tudi\u00e9 NGC 6822 en profondeur et a publi\u00e9 son propre article beaucoup plus d\u00e9taill\u00e9 en 1925. Ce travail \u00e9tait exceptionnellement important pour l’\u00e9volution de la compr\u00e9hension de l’Univers par l’humanit\u00e9, car, en Les propres mots de Hubble : \u00ab NGC 6822, [\u00e9tait] le premier objet d\u00e9finitivement assign\u00e9 \u00e0 une r\u00e9gion en dehors du syst\u00e8me galactique \u00bb. Cet article a contribu\u00e9 \u00e0 r\u00e9soudre le d\u00e9bat qui faisait rage parmi les astronomes sur l’\u00e9tendue de l’Univers \u00e0 l’\u00e9poque en d\u00e9montrant qu’il y avait des objets astronomiques qui se trouvaient au-del\u00e0 de la Voie lact\u00e9e. L’\u00e9tude de cette galaxie a notamment \u00e9t\u00e9 poursuivie par Susan Keyser, qui fut la premi\u00e8re femme \u00e0 recevoir un doctorat en astronomie de Caltech. Sa th\u00e8se de 1966 est rest\u00e9e l’investigation la plus approfondie de cette galaxie jusque dans les ann\u00e9es 2000. Maintenant, l’\u00e9tude de cette galaxie locale cl\u00e9 est poursuivie par Webb.  <\/span><\/p>\n

En savoir plus<\/strong><\/span>
\nDescription de l’image : un champ dense d’\u00e9toiles avec des nuages \u200b\u200bde gaz et de poussi\u00e8re qui s’y accumulent. Les nuages \u200b\u200bsont in\u00e9gaux et vaporeux, des parties denses et brillantes obscurcissant le centre de l’image. Des galaxies lumineuses de diff\u00e9rentes formes et tailles brillent \u00e0 travers le gaz et les \u00e9toiles. Certaines des images d’\u00e9toiles sont un peu plus grandes que les autres, avec des pics de diffraction visibles ; deux \u00e9toiles de premier plan sont brillantes dans le coin inf\u00e9rieur droit. <\/span><\/p>\n

Cette image montre la galaxie irr\u00e9guli\u00e8re NGC 6822, qui a \u00e9t\u00e9 observ\u00e9e par la cam\u00e9ra proche infrarouge (NIRCam) et l’instrument moyen infrarouge (MIRI) mont\u00e9s sur le t\u00e9lescope spatial NASA\/ESA\/CSA James Webb. Comme leurs noms l’indiquent, NIRCam et MIRI sondent diff\u00e9rentes parties du spectre \u00e9lectromagn\u00e9tique. Cela permet aux instruments d’observer diff\u00e9rents composants de la m\u00eame galaxie, avec MIRI particuli\u00e8rement sensible \u00e0 ses r\u00e9gions riches en gaz et NIRCam adapt\u00e9 \u00e0 l’observation de son champ d’\u00e9toiles dense.<\/span><\/p>\n

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

Sur la gauche, l’image NIRCam proche infrarouge de Webb montre les innombrables \u00e9toiles de la galaxie avec des d\u00e9tails incroyables. Ici, la poussi\u00e8re et le gaz qui envahissent la galaxie sont r\u00e9duits \u00e0 des tra\u00een\u00e9es rouges translucides, mettant les \u00e9toiles \u00e0 nu pour une \u00e9tude astronomique. La puissance des instruments infrarouges glac\u00e9s de Webb et l’incroyable r\u00e9solution de son miroir primaire sont n\u00e9cessaires pour examiner les \u00e9toiles cach\u00e9es dans des environnements poussi\u00e9reux, et les r\u00e9sultats pr\u00e9sent\u00e9s ici sont spectaculaires.<\/span><\/p>\n

Les \u00e9toiles les plus brillantes apparaissent dans des couleurs bleu p\u00e2le et cyan sur cette image, des couleurs qui sont attribu\u00e9es aux longueurs d’onde de lumi\u00e8re les plus courtes que NIRCam peut d\u00e9tecter : le rouge et le proche infrarouge. La quantit\u00e9 de lumi\u00e8re \u00e9mise par n’importe quelle \u00e9toile diminue \u00e0 des longueurs d’onde de plus en plus longues, vers l’infrarouge moyen, de sorte que les \u00e9toiles qui sont plus faibles pour NIRCam apparaissent \u00e9galement plus chaudement color\u00e9es ici. Un orbe bleu vif en bas \u00e0 gauche du gaz est particuli\u00e8rement pro\u00e9minent : il s’agit d’un amas globulaire rempli d’\u00e9toiles.<\/span><\/p>\n

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

\u00c0 droite, les longueurs d’onde de l’infrarouge moyen sont montr\u00e9es dans l’image MIRI de Webb. L’\u00e9mission de la poussi\u00e8re galactique est beaucoup plus importante ici, obscurcissant une fois de plus les \u00e9toiles, qui sont elles-m\u00eames plus faibles \u00e0 ces longueurs d’onde infrarouges plus longues. Le gaz bleu brillant indique la lumi\u00e8re \u00e9mise par des compos\u00e9s organiques appel\u00e9s hydrocarbures aromatiques polycycliques, qui jouent un r\u00f4le essentiel dans la formation des \u00e9toiles et des plan\u00e8tes. Le cyan marque les taches de poussi\u00e8re plus froides, tandis que la poussi\u00e8re plus chaude est plus orange.<\/span><\/p>\n

Les galaxies lointaines bien au-del\u00e0 de NGC 6822 sont affich\u00e9es en orange. Les quelques galaxies relativement plus proches, quant \u00e0 elles, sont marqu\u00e9es en vert par leur propre poussi\u00e8re \u00e9mettrice de lumi\u00e8re, que MIRI peut d\u00e9tecter. Les couleurs rouge vif et magenta indiquent les zones actives de formation d’\u00e9toiles dans la galaxie. Avec autant d’\u00e9toiles, les explosions de supernova sont monnaie courante, et un exemple \u00e9tonnant de r\u00e9sidu de supernova est visible sur cette image : un anneau rouge juste en dessous du centre.<\/span><\/p>\n

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

\n

Webb met en lumi\u00e8re des arcs gravitationnels dans l’amas de galaxies \u00ab El Gordo \u00bb<\/strong><\/span><\/p>\n

ESA 2023 08 02<\/span><\/span><\/strong><\/span><\/p>\n

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

Description de l’image : Un fond noir est parsem\u00e9 de centaines de petites galaxies de formes diff\u00e9rentes, dont la couleur varie du blanc au jaune en passant par le rouge. Certaines galaxies sont d\u00e9form\u00e9es, semblant \u00eatre allong\u00e9es ou refl\u00e9t\u00e9es dans un miroir. Pr\u00e8s du centre, une ligne particuli\u00e8rement longue et fine s’\u00e9tend de dix heures \u00e0 quatre heures. En haut \u00e0 droite, une boucle rouge s’\u00e9tend sur environ les trois quarts du chemin autour d’une paire de galaxies. Une poign\u00e9e d’\u00e9toiles de premier plan affichent huit pointes de diffraction. <\/span><\/em><\/p>\n

Une nouvelle image de l’amas de galaxies connu sous le nom \u00ab d’El Gordo \u00bb r\u00e9v\u00e8le des objets lointains et poussi\u00e9reux jamais vus auparavant, et fournit une abondance de nouveaut\u00e9s scientifiquee. L’image infrarouge, prise par le t\u00e9lescope spatial NASA\/ESA\/CSA James Webb, affiche une vari\u00e9t\u00e9 de galaxies de fond inhabituelles et d\u00e9form\u00e9es qui n’\u00e9taient \u00e9voqu\u00e9es que dans les images pr\u00e9c\u00e9dentes du t\u00e9lescope spatial Hubble de la NASA\/ESA. <\/span><\/p>\n

El Gordo est un amas de centaines de galaxies qui existait lorsque l’univers avait 6,2 milliards d’ann\u00e9es, ce qui en fait un \u00ab adolescent cosmique \u00bb. C’est l\u2019amas le plus massif connu \u00e0 l’\u00e9poque. (\u00ab El Gordo \u00bb, en espagnol veut dire le \u00ab Le Gros \u00bb). <\/span><\/p>\n

El Gordo agit comme une lentille gravitationnelle, d\u00e9formant et grossissant la lumi\u00e8re des galaxies d’arri\u00e8re-plan \u00e9loign\u00e9es. Deux des caract\u00e9ristiques les plus importantes de l’image sont cette fine trace oblique, situ\u00e9e juste en dessous et \u00e0 gauche du centre de l’image, et la boucle ou crochet rouge en haut \u00e0 droite. Les deux sont des galaxies d’arri\u00e8re-plan \u00e0 lentilles. <\/span><\/p>\n

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

 <\/p>\n

NDT1<\/strong> : Article de Space Telescope Science Institute : L’\u00e9quipe a cibl\u00e9 El Gordo parce qu’il agit comme une loupe cosmique naturelle \u00e0 travers un ph\u00e9nom\u00e8ne connu sous le nom de lentille gravitationnelle. Sa puissante gravit\u00e9 d\u00e9forme et d\u00e9forme la lumi\u00e8re des objets se trouvant derri\u00e8re elle, un peu comme un verre de lunettes. <\/span><\/p>\n

\u00ab La lentille d’El Gordo augmente la luminosit\u00e9 et agrandit la taille des galaxies lointaines. Cet effet de lentille offre une fen\u00eatre unique sur l’univers lointain \u00bb, a d\u00e9clar\u00e9 Brenda Frye de l’Universit\u00e9 de l’Arizona. Frye est co-responsable de la branche PEARLS-Clusters de l’\u00e9quipe PEARLS (Prime Extragalactic Areas for Reionization and Lensing Science) et auteur principal de l’un des quatre articles analysant les observations d’El Gordo. <\/span><\/p>\n

L’hame\u00e7on ou la boucle<\/strong><\/span>
\nDans l’image d’El Gordo, l’une des caract\u00e9ristiques les plus frappantes est un arc lumineux repr\u00e9sent\u00e9 en rouge en haut \u00e0 droite. Surnomm\u00e9e \u00ab El Anzuelo \u00bb (L’hame\u00e7on) par l’un des \u00e9tudiants de Frye, la lumi\u00e8re de cette galaxie a mis 10,6 milliards d’ann\u00e9es pour atteindre la Terre. Sa couleur rouge distinctive est due \u00e0 une combinaison de rougissement d\u00fb \u00e0 la poussi\u00e8re dans la galaxie elle-m\u00eame et \u00e0 un redshift cosmologique d\u00fb \u00e0 sa distance extr\u00eame. <\/span><\/p>\n

En corrigeant les distorsions cr\u00e9\u00e9es par la lentille, l’\u00e9quipe a pu d\u00e9terminer que la galaxie d’arri\u00e8re-plan est en forme de disque mais seulement 26 000 ann\u00e9es-lumi\u00e8re de diam\u00e8tre, soit environ un quart de la taille de la Voie Lact\u00e9e. Ils ont \u00e9galement pu \u00e9tudier l’histoire de la formation d’\u00e9toiles de la galaxie, constatant que la formation d’\u00e9toiles d\u00e9clinait d\u00e9j\u00e0 rapidement au centre de la galaxie, un processus connu sous le nom d’extinction. <\/span><\/p>\n

\u00ab Nous avons pu diss\u00e9quer soigneusement le linceul de poussi\u00e8re qui enveloppe le centre de la galaxie o\u00f9 les \u00e9toiles se forment activement \u00bb, a d\u00e9clar\u00e9 Patrick Kamieneski de l’Arizona State University, auteur principal d’un deuxi\u00e8me article. \u00ab Maintenant, avec Webb, nous pouvons facilement voir \u00e0 travers cet \u00e9pais rideau de poussi\u00e8re, ce qui nous permet de voir de visu l’assemblage des galaxies de l’int\u00e9rieur \u00bb.<\/span><\/p>\n

Le Mince ou fine ligne oblique<\/strong><\/span>
\nUne autre caract\u00e9ristique importante de l’image Webb est une longue ligne fine comme un crayon \u00e0 gauche du centre. Connue sous le nom de \u00ab La Flaca \u00bb (la Mince), c’est une autre galaxie d’arri\u00e8re-plan \u00e0 lentilles dont la lumi\u00e8re a \u00e9galement mis pr\u00e8s de 11 milliards d’ann\u00e9es pour atteindre la Terre.<\/span><\/p>\n

Non loin de La Flaca se trouve une autre galaxie \u00e0 lentilles. Lorsque les chercheurs ont examin\u00e9 de pr\u00e8s cette galaxie, ils ont trouv\u00e9 trois images d’une seule \u00e9toile g\u00e9ante rouge qu’ils ont surnomm\u00e9e Quyllur, qui est le terme quechua pour \u00e9toile.<\/span><\/p>\n

Auparavant, Hubble avait trouv\u00e9 d’autres \u00e9toiles \u00e0 lentilles (comme Earendel), mais elles \u00e9taient toutes des superg\u00e9antes bleues. Quyllur est la premi\u00e8re \u00e9toile g\u00e9ante rouge individuelle observ\u00e9e au-del\u00e0 d’un milliard d’ann\u00e9es-lumi\u00e8re de la Terre. De telles \u00e9toiles \u00e0 d\u00e9calage vers le rouge \u00e9lev\u00e9 ne sont d\u00e9tectables qu’en utilisant les filtres infrarouges et la sensibilit\u00e9 de Webb.<\/span><\/p>\n

\u00ab Il est presque impossible de voir des \u00e9toiles g\u00e9antes rouges \u00e0 lentilles \u00e0 moins d’aller dans l’infrarouge. C’est la premi\u00e8re que nous ayons trouv\u00e9e avec Webb, mais nous nous attendons \u00e0 ce qu’il y en ait beaucoup d’autres \u00e0 venir \u00bb, a d\u00e9clar\u00e9 Jose Diego de l’Instituto de F\u00edsica de Cantabrie en Espagne, auteur principal d’un troisi\u00e8me article sur El Gordo.<\/span><\/p>\n

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

L’image infrarouge de Webb de l’amas de galaxies El Gordo (\u00ab\u00a0le gros\u00a0\u00bb) r\u00e9v\u00e8le des centaines de galaxies, dont certaines jamais vues auparavant \u00e0 ce niveau de d\u00e9tail. El Gordo agit comme une lentille gravitationnelle, d\u00e9formant et grossissant la lumi\u00e8re des galaxies d’arri\u00e8re-plan \u00e9loign\u00e9es. Deux des caract\u00e9ristiques les plus importantes de l’image sont le Thin One (le Mince), mis en \u00e9vidence dans la case A, et le Fishhook (l\u2019hame\u00e7on ou la boucle), un swoosh rouge mis en \u00e9vidence dans la case B. Les deux sont des galaxies d’arri\u00e8re-plan \u00e0 lentilles. Les encarts \u00e0 droite montrent des vues agrandies des deux objets. Cr\u00e9dit : Image : NASA, ESA, CSA, Science : Jose M. Diego (IFCA), Brenda Frye (Universit\u00e9 de l’Arizona), Patrick Kamieneski (ASU), Tim Carleton (ASU), Rogier Windhorst (ASU), Traitement d’image : Alyssa Pagan (STScI), Jake Summers (ASU), Jordan CJ D’Silva (UWA), Anton M. Koekemoer (STScI), Aaron Robotham (UWA), Rogier Windhorst (ASU)<\/span><\/i><\/span><\/p>\n

Groupe de galaxies et taches<\/strong><\/span>
\nD’autres objets de l’image Webb, bien que moins importants, sont tout aussi int\u00e9ressants sur le plan scientifique. Par exemple, Frye et son \u00e9quipe (qui comprend neuf \u00e9tudiants du secondaire aux \u00e9tudiants dipl\u00f4m\u00e9s) ont identifi\u00e9 cinq galaxies \u00e0 lentilles multiples qui semblent \u00eatre un b\u00e9b\u00e9 amas de galaxies form\u00e9 il y a environ 12,1 milliards d’ann\u00e9es. Il existe une autre douzaine de galaxies candidates qui pourraient \u00e9galement faire partie de cet amas lointain. <\/span><\/p>\n

En juillet 2022, le t\u00e9lescope spatial James Webb de la NASA a observ\u00e9 El Gordo, un amas de galaxies qui existait 6,2 milliards d’ann\u00e9es apr\u00e8s le big bang. Il a \u00e9t\u00e9 s\u00e9lectionn\u00e9 comme l’amas de galaxies le plus massif connu \u00e0 cette \u00e9poque dans l’histoire cosmique. L’image r\u00e9sultante r\u00e9v\u00e8le une vari\u00e9t\u00e9 de galaxies \u00e0 lentille gravitationnelle, y compris des objets frappants surnomm\u00e9s le Fishhook et le Thin One. Venez avec nous pour une visite vid\u00e9o de cette nouvelle image infrarouge de Webb. Cr\u00e9dit : NASA, ESA, ASC. <\/span><\/p>\n

\u00ab Alors que des donn\u00e9es suppl\u00e9mentaires sont n\u00e9cessaires pour confirmer qu’il y a 17 membres de cet amas, nous assistons peut-\u00eatre \u00e0 la formation d’un nouvel amas de galaxies sous nos yeux, un peu plus d’un milliard d’ann\u00e9es apr\u00e8s le big bang \u00bb, a d\u00e9clar\u00e9 Frye.<\/span><\/p>\n

Un dernier article examine des galaxies tr\u00e8s faibles, semblables \u00e0 des taches, appel\u00e9es galaxies ultra-diffuses. Comme leur nom l’indique, ces objets, dispers\u00e9s dans tout l’amas d’El Gordo, ont leurs \u00e9toiles largement r\u00e9parties dans l’espace. L’\u00e9quipe a identifi\u00e9 certaines des galaxies ultra-diffuses les plus \u00e9loign\u00e9es jamais observ\u00e9es, dont la lumi\u00e8re a parcouru 7,2 milliards d’ann\u00e9es pour nous atteindre.<\/span><\/p>\n

\u00ab Nous avons examin\u00e9 si les propri\u00e9t\u00e9s de ces galaxies sont diff\u00e9rentes de celles des galaxies ultra-diffuses que nous voyons dans l’univers local, et nous voyons effectivement quelques diff\u00e9rences. En particulier, elles sont plus bleues, plus jeunes, plus \u00e9tendues et plus uniform\u00e9ment r\u00e9parties dans tout l\u2019amas. Cela sugg\u00e8re que vivre dans l’environnement de l’amas au cours des 6 derniers milliards d’ann\u00e9es a eu un effet significatif sur ces galaxies \u00bb, a expliqu\u00e9 Timothy Carleton de l’Arizona State University, auteur principal du quatri\u00e8me article.<\/span><\/p>\n

\u00ab La lentille gravitationnelle a \u00e9t\u00e9 pr\u00e9dite par Albert Einstein il y a plus de 100 ans. Dans l’amas d’El Gordo, nous voyons la puissance de la lentille gravitationnelle en action \u00bb, a conclu Rogier Windhorst de l’Arizona State University, chercheur principal du programme PEARLS. \u00ab Les images PEARLS d’El Gordo sont d’une beaut\u00e9 hors du commun. Et elles nous ont montr\u00e9 comment Webb peut d\u00e9verrouiller le coffre au tr\u00e9sor d’Einstein \u00bb. <\/span><\/p>\n

L’article de Frye et al. a \u00e9t\u00e9 publi\u00e9 dans Astrophysical Journal. L’article de Kamieneski et al. a \u00e9t\u00e9 accept\u00e9 pour publication dans Astrophysical Journal. L’article de Diego et al. a \u00e9t\u00e9 publi\u00e9 dans Astronomy & Astrophysics. L’article de Carleton et al. a \u00e9t\u00e9 accept\u00e9 pour publication dans Astrophysical Journal.<\/span><\/p>\n

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

NDT2<\/strong> : Wikipedia : El Gordo<\/strong> (\u00ab Le Gros \u00bb en espagnol) est le plus grand amas de galaxies de l’univers lointain connu. Il a \u00e9t\u00e9 \u00e9tudi\u00e9 par les t\u00e9lescopes VLT, le t\u00e9lescope spatial Chandra et le t\u00e9lescope cosmologique d’Atacama. Cet amas, officiellement d\u00e9sign\u00e9 ACT-CL J0102-4915<\/strong>, est situ\u00e9 \u00e0 plus de 7 milliards d’ann\u00e9es-lumi\u00e8re vers la constellation du Ph\u00e9nix.<\/span><\/p>\n

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

ESO\/SOAR\/NASA \u2014 http:\/\/www.eso.org\/public\/images\/eso1203a\/<\/em>Cette image de l’amas de galaxies ACT-CL J0102\u22124915 combine des images prises avec le Very Large Telescope de l’ESO avec des images du t\u00e9lescope SOAR et des observations de rayons X de l’observatoire de rayons X Chandra de la NASA. L’image radiographique montre le gaz chaud dans le cluster et est repr\u00e9sent\u00e9e en bleu. Cet amas de galaxies r\u00e9cemment d\u00e9couvert a \u00e9t\u00e9 surnomm\u00e9 El Gordo – le \u00ab\u00a0gros\u00a0\u00bb en espagnol. Il se compose de deux sous-amas de galaxies distincts entrant en collision \u00e0 plusieurs millions de kilom\u00e8tres \u00e0 l’heure, et est si \u00e9loign\u00e9 que sa lumi\u00e8re a voyag\u00e9 pendant sept milliards d’ann\u00e9es pour atteindre la Terre.<\/em><\/span><\/p>\n

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

\n

La n\u00e9buleuse de la Lyre par Webb<\/strong><\/span><\/p>\n

APOD 2023 08 14<\/strong><\/span><\/p>\n

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

La n\u00e9buleuse de l’Anneau (M57) est plus compliqu\u00e9e qu’elle n’y para\u00eet \u00e0 travers un petit t\u00e9lescope. L’anneau central facilement visible mesure environ une ann\u00e9e-lumi\u00e8re de diam\u00e8tre, mais cette exposition remarquable du t\u00e9lescope spatial James Webb explore cette n\u00e9buleuse populaire avec une exposition profonde \u00e0 la lumi\u00e8re infrarouge. Des cordes de gaz, comme des cils autour d’un \u0153il cosmique, deviennent \u00e9videntes autour de l’Anneau dans cette image en vedette am\u00e9lior\u00e9e num\u00e9riquement dans des couleurs assign\u00e9es. Ces longs filaments peuvent \u00eatre caus\u00e9s par l’ombrage des n\u0153uds de gaz dense dans l’anneau \u00e0 partir de la lumi\u00e8re \u00e9nerg\u00e9tique \u00e9mise \u00e0 l’int\u00e9rieur. La n\u00e9buleuse de l’Anneau est une n\u00e9buleuse plan\u00e9taire allong\u00e9e, un type de nuage de gaz cr\u00e9\u00e9 lorsqu’une \u00e9toile semblable au Soleil \u00e9volue pour se d\u00e9barrasser de son atmosph\u00e8re ext\u00e9rieure pour devenir une \u00e9toile naine blanche. L’ovale central de la n\u00e9buleuse de l’anneau se trouve \u00e0 environ 2.500 ann\u00e9es-lumi\u00e8re vers la constellation de la Lyre.<\/span><\/p>\n

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

NDT <\/strong>: En France on l\u2019appelle plut\u00f4t la n\u00e9buleuse de la Lyre, ce qui est g\u00e9ographiquement plus pr\u00e9cis (il existe aussi une n\u00e9buleuse de l\u2019anneau dans l\u2019h\u00e9misph\u00e8re sud, photographi\u00e9 d\u2019ailleurs \u00e9galement par le JWST) : ci-dessous :<\/span><\/p>\n

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

La n\u00e9buleuse australe de l\u2019anneau (NGC 3132), dans la constellation des Voiles<\/em><\/span><\/p>\n

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

NDT 2<\/strong> : APOD 2023 04 02 \u2013<\/strong> M57 : La n\u00e9buleuse de l\u2019anneau par Hubble<\/strong><\/span>
\nIl a \u00e9t\u00e9 remarqu\u00e9 il y a des centaines d’ann\u00e9es par des astronomes qui ne pouvaient pas comprendre sa forme inhabituelle. Cela ressemblait \u00e0 un anneau dans le ciel. \u00c0 l’exception des anneaux de Saturne, la n\u00e9buleuse de l’anneau (M57) est peut-\u00eatre le cercle c\u00e9leste le plus c\u00e9l\u00e8bre. Nous savons maintenant ce que c’est et que sa forme embl\u00e9matique est due \u00e0 notre point de vue chanceux. La cartographie r\u00e9cente de la structure 3D de la n\u00e9buleuse en expansion, bas\u00e9e en partie sur cette image claire de Hubble, indique que la n\u00e9buleuse est un anneau relativement dense en forme de beignet enroul\u00e9 autour du milieu d’un nuage de gaz incandescent en forme de ballon de rugby. Notre vue depuis la plan\u00e8te Terre pointe dans l\u2019axe du ballon, face \u00e0 l\u2019anneau. Bien entendu, dans cet excellent exemple de n\u00e9buleuse plan\u00e9taire, la mati\u00e8re incandescente ne provient pas des plan\u00e8tes. Au lieu de cela, le linceul gazeux repr\u00e9sente les couches externes expuls\u00e9es de l’\u00e9toile mourante, autrefois semblable au Soleil, qui n\u2019est plus maintenant qu\u2019un minuscule point de lumi\u00e8re visible au centre de la n\u00e9buleuse. La lumi\u00e8re ultraviolette intense de la chaude \u00e9toile centrale ionise les atomes du gaz. La n\u00e9buleuse de l’Anneau mesure environ une ann\u00e9e-lumi\u00e8re de diam\u00e8tre et se situe \u00e0 environ 2.500 ann\u00e9es-lumi\u00e8re de distance.<\/span><\/p>\n

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

M57 vue par Hubble (1er<\/sup> octobre 1998)<\/em><\/span><\/p>\n

NDT 3<\/strong> : NGC 6720<\/strong> est une n\u00e9buleuse plan\u00e9taire situ\u00e9e dans la constellation de la Lyre. NGC 6720 a \u00e9t\u00e9 d\u00e9couverte par l’astronome fran\u00e7ais Charles Messier en 1779.<\/span><\/p>\n

Histoire des observations<\/strong><\/span>
\nM57 a \u00e9t\u00e9 la deuxi\u00e8me n\u00e9buleuse plan\u00e9taire d\u00e9couverte par Messier apr\u00e8s la n\u00e9buleuse de l’Halt\u00e8re (M27). Messier \u00e9tait \u00e0 la recherche de com\u00e8tes, lorsqu’il a d\u00e9couvert la n\u00e9buleuse plan\u00e9taire le 31 janvie Le rapport de Messier sur sa d\u00e9couverte ind\u00e9pendante de la com\u00e8te C\/1779 A1 (Bode) est parvenu \u00e0 l’astronome fran\u00e7ais Antoine Darquier de Pellepoix deux semaines plus tard et il a alors en cherchant cette com\u00e8te d\u00e9couvert ind\u00e9pendamment M57. Darquier \u00e9crivit plus tard qu’elle \u00e9tait \u00ab aussi grande que Jupiter et ressemblait \u00e0 une plan\u00e8te qui s’estompe \u00bb, ce qui a sans doute contribu\u00e9 ensuite \u00e0 l’utilisation de la terminologie persistante de n\u00e9buleuse plan\u00e9taire<\/em>.<\/span><\/p>\n

L’astronome allemand Johann Elert Bode a observ\u00e9 M57 dans la nuit du 27 au 28 aout. Il rapporta qu’il a clairement vu cette n\u00e9buleuse entre les \u00e9toiles Beta et Gamma de la Lyre avec un t\u00e9lescope de Dollond de 3 pieds (de focale).<\/span><\/p>\n

William Herschel a observ\u00e9 \u00e0 plusieurs reprises M57 qu’il a d’abord d\u00e9crite comme une n\u00e9buleuse poss\u00e9dant une tache r\u00e9guli\u00e8re, concentrique et sombre au milieu, probablement entour\u00e9 d’un anneau d’\u00e9toiles. Dans toutes ses autres observations, Herschel \u00e9met l’hypoth\u00e8se que l’anneau est constitu\u00e9 d’\u00e9toiles. Herschel trouvait que les n\u00e9buleuses plan\u00e9taires alors connues ressemblaient \u00e0 la plan\u00e8te Uranus qu’il avait d\u00e9couverte en 1781. C’est lui qui imagina l’appellation n\u00e9buleuse plan\u00e9taire. L’\u00e9toile centrale de M57 a \u00e9t\u00e9 d\u00e9couverte en 1800 par l’astronome allemand Friedrich von Hahn.<\/span><\/p>\n

\"\"<\/p>\n

Dessin <\/em>de la n\u00e9buleuse de la Lyre r\u00e9alis\u00e9 en 1874 par <\/em>\u00c9tienne L\u00e9opold Trouvelot<\/em><\/span><\/p>\n

John Herschel a observ\u00e9 M57 \u00e0 de nombreuses reprises entre en 1828 et 1829. Dans son catalogue, sous la d\u00e9signation GC 4447, il l’a d\u00e9crite comme \u00ab une magnifique n\u00e9buleuse de forme annulaire, brillante, assez grande et consid\u00e9rablement \u00e9tendue \u00bb.<\/span><\/p>\n

William Henry Smyth et William Parsons (lord Rosse) l’ont aussi observ\u00e9e en 1835 et en 1844. En 1850, alors qu’il avait observ\u00e9 M57 \u00e0 sept reprises, Lord Rosse souligne que les sept n\u00e9buleuses plan\u00e9taires alors connues ne peuvent \u00eatre consid\u00e9r\u00e9es comme des agr\u00e9gations semblables \u00e0 notre Soleil ou aux \u00e9toiles fixes. Il soutient qu’il ne s’agit pas d’un corps solide ou liquide \u00e9mettant de la lumi\u00e8re, mais que c’est de la mati\u00e8re \u00e0 l’\u00e9tat gazeux \u00e9mettant de la lumi\u00e8re.<\/span><\/p>\n

Dans un article de William Huggins et William Allen Miller publi\u00e9 en 1864 par la Royal Society, M57 est d\u00e9crit comme une n\u00e9buleuse annulaire, brillante, assez grande et consid\u00e9rablement allong\u00e9e. Son spectre est faible indiquant que la luminosit\u00e9 de M57 est plus faible que les autres n\u00e9buleuses examin\u00e9es. Les auteurs soulignent qu’il est probable que la mati\u00e8re occupant la partie centrale de M57 soit de constitution similaire \u00e0 celle de l’anneau en raison de ses caract\u00e9ristiques spectrales. John Dreyer a repris les termes d\u00e9j\u00e0 employ\u00e9s pour d\u00e9crire M57 et l’a inscrite dans le New General Catalogue sous la d\u00e9signation NGC 6720. Heber Doust Curtis a r\u00e9alis\u00e9 une photographie et un dessin de M57 qui ont \u00e9t\u00e9 publi\u00e9s en 1918 dans le livre \u00abDescriptions of 762 Nebulae and Clusters Photographed with the Crossley Reflector\u00bb.<\/span><\/p>\n

Observation<\/strong><\/span>
\nCette n\u00e9buleuse est pr\u00e9sente dans le ciel de l’h\u00e9misph\u00e8re nord et observable toute l’ann\u00e9e, dans les meilleures conditions entre mai et septembre. Elle se situe dans la Lyre, l’un des sommets du Triangle d’\u00e9t\u00e9, ce qui facilite sa recherche (surtout quand elle occupe le z\u00e9nith, pendant les mois d’\u00e9t\u00e9).<\/span><\/p>\n

M57 est relativement facile \u00e0 localiser. On trouve d’abord l’ast\u00e9risme du Triangle d’\u00e9t\u00e9 constitu\u00e9 des trois \u00e9toiles les plus brillantes des constellations de l’Aigle (Alta\u00efr), du Cygne (Deneb) et de la Lyre (V\u00e9ga). M57 est situ\u00e9 entre les \u00e9toiles Beta et Gamma Lyrae \u00e0 environ un tiers de la distance \u00e0 partir de Beta.<\/span><\/p>\n

Sa magnitude n’est que de 8,8, elle est donc invisible \u00e0 l’\u0153il nu. Son diam\u00e8tre apparent est assez faible, ce qui diminue sa visibilit\u00e9. Pour l’observer (et distinguer l’anneau), il faut utiliser un petit t\u00e9lescope ou une lunette astronomique, car son apparence dans des jumelles est semblable \u00e0 un objet presque stellaire. Dans un petit instrument d’amateur avec un grossissement de 100 , l’anneau commence \u00e0 appara\u00eetre ainsi que le centre sombre. Une \u00e9toile de 12\u00e8me magnitude se trouve \u00e0 une minute \u00e0 l’Est du centre. Si la couleur peut \u00eatre d\u00e9cel\u00e9e, elle sera l\u00e9g\u00e8rement verte, ce qui est pr\u00e9visible puisque presque toute sa lumi\u00e8re est \u00e9mise dans seulement quelques raies spectrales vertes. M\u00eame avec de petits instruments il est possible de remarquer une l\u00e9g\u00e8re ellipticit\u00e9 suivant un angle de position 60\u00b0 pour le grand axe. De plus en plus de d\u00e9tails deviennent visibles si l’on utilise de plus grandes ouvertures et dans de bonnes conditions d’observation. Mais, m\u00eame avec de grands instruments, l’\u00e9toile centrale ne sera visible que si les conditions sont exceptionnellement favorables, ou avec l’aide de filtres. Toujours avec de grands instruments, quelques petites \u00e9toiles peuvent \u00eatre aper\u00e7ues en premier plan ou en arri\u00e8re-plan \u00e0 l’int\u00e9rieur de la partie en extension.<\/span><\/p>\n

Caract\u00e9ristiques<\/strong><\/span>
\nDistance, taille et vitesse<\/span>
\nDeux distances bas\u00e9es sur les r\u00e9cents relev\u00e9s du satellite Gaia sont indiqu\u00e9es sur la base de donn\u00e9es astronomique Simbad : 787,650 \u00b1 27,173 2 pc (\u223c2 570 a.l.) et 786,968 \u00b1 36,787 5 pc (\u223c2 570 a.l.). Une valeur de 787 \u00b1 37 pc peut repr\u00e9senter ces deux mesures. Puisque sa taille apparente est de 3,0\u2032, un calcul rapide montre que son envergure est \u00e9gale \u00e0 2,24 \u00b1 0,11 al. Une publication de l’ann\u00e9e 1995 rapporte une vitesse de \u221219,1 km\/s.<\/span><\/p>\n

Dans un article publi\u00e9 en 2007, on \u00e9value les dimensions de son ellipso\u00efde \u00e0 0,10 pc x 0,13 pc x 0,20 pc’ (0,33 x 0,62 x 0,65 al). Ces valeurs sont passablement plus petites de celles que l’on trouve ailleurs.<\/span><\/p>\n

\u00c2ge de la n\u00e9buleuse<\/strong><\/span>
\nLa dur\u00e9e de vie d’une n\u00e9buleuse plan\u00e9taire est tr\u00e8s br\u00e8ve, seulement une dizaine de milliers d’ann\u00e9es. L’estimation de l’\u00e2ge d’une n\u00e9buleuse est passablement difficile \u00e0 faire et il est surtout calcul\u00e9 par une m\u00e9thode approximative bas\u00e9e sur sa taille et son taux d’expansion. L’\u00e9valuation de l’\u00e2ge de M57 varie \u00e9norm\u00e9ment d’une source \u00e0 l’autre. De 6.000 \u00e0 8.000 ans, de 2.500 \u00e0 \u00b1 5600 ans selon une publication parue en 2003 et finalement 7000 ans selon une publication du m\u00eame auteur principal parue en 2007.<\/span><\/p>\n

\u00c9toile centrale<\/strong><\/span>
\nL’\u00e9toile centrale est une naine blanche de la taille d’une plan\u00e8te comme la Terre. Sa temp\u00e9rature de surface est de 120.000 K et sa luminosit\u00e9 est environ 200 fois plus grande (Log10<\/sub> \u2248 2,3) que celle du Soleil. Sa masse se situe entre 0,61 et 0,62 masse solaire.<\/span><\/p>\n

Luminosit\u00e9<\/strong><\/span>
\nComme la plupart des n\u00e9buleuses plan\u00e9taires, M57 est beaucoup plus brillante visuellement avec une magnitude de 8,8 que photographiquement avec une valeur de 9,7. Cela est d\u00fb au fait que la plus grande partie de leur lumi\u00e8re est \u00e9mise dans tr\u00e8s peu de raies spectrales.<\/span><\/p>\n

Toutes les parties int\u00e9rieures de cette n\u00e9buleuse ont une teinte bleu-vert caus\u00e9e par les raies d’\u00e9mission d’oxyg\u00e8ne doublement ionis\u00e9 \u00e0 495,7 et 500,7 nm. Les raies spectrales dites interdites se produisent seulement dans des conditions de tr\u00e8s basse densit\u00e9, quelques atomes seulement par centim\u00e8tre cube. Dans la r\u00e9gion externe de l’anneau, une partie de la teinte rouge\u00e2tre provient de l’\u00e9mission \u00e0 656,3 nm de l’hydrog\u00e8ne, une des raies de la s\u00e9rie de Balmer. Les raies interdites de l’azote contribue \u00e0 la teinte rouge\u00e2tre \u00e0 des longueurs d’onde de 654,8 et 658,3 nm.<\/span><\/p>\n

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

\n

Webb capture un tourbillon cosmique<\/strong><\/span><\/p>\n

ESA 2023 08 29<\/span> <\/span><\/strong><\/p>\n

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

Description de l’image : Une grande galaxie spirale occupe la totalit\u00e9 de l’image.<\/em> Le noyau est principalement d\u2019un blanc \u00e9clatant, mais il existe \u00e9galement des structures tourbillonnantes et d\u00e9taill\u00e9es qui ressemblent \u00e0 de l\u2019eau entourant un drain.<\/em> Il y a une lumi\u00e8re blanche et bleu p\u00e2le qui \u00e9mane des \u00e9toiles et de la poussi\u00e8re au centre du noyau, mais elle est \u00e9troitement limit\u00e9e au noyau.<\/em> Les anneaux pr\u00e9sentent des couleurs rouge fonc\u00e9 et orange et mettent en \u00e9vidence des filaments de poussi\u00e8re autour de bulles noires caverneuses.<\/em><\/span><\/p>\n

Les bras gracieux et sinueux de la grande galaxie spirale M51 s’\u00e9tendent sur cette image prise par le t\u00e9lescope spatial James Webb de la NASA\/ESA\/CSA. Contrairement \u00e0 la m\u00e9nagerie de galaxies spirales \u00e9tranges et merveilleuses avec des bras spiraux d\u00e9chiquet\u00e9s ou perturb\u00e9s, les galaxies spirales de grande conception poss\u00e8dent des bras spiraux pro\u00e9minents et bien d\u00e9velopp\u00e9s comme ceux pr\u00e9sent\u00e9s sur cette image. Ce portrait galactique est une image composite qui int\u00e8gre les donn\u00e9es de la cam\u00e9ra proche infrarouge de Webb (NIRCam) et de l\u2019innovant instrument infrarouge moyen (MIRI), dont la moiti\u00e9 a \u00e9t\u00e9 fournie par l\u2019Europe.<\/span><\/p>\n

Sur cette image, les r\u00e9gions rouge fonc\u00e9 tracent la poussi\u00e8re chaude et filamenteuse qui impr\u00e8gne le milieu de la galaxie. Les r\u00e9gions rouges montrent la lumi\u00e8re retrait\u00e9e des mol\u00e9cules complexes se formant sur les grains de poussi\u00e8re, tandis que les couleurs orange et jaune r\u00e9v\u00e8lent les r\u00e9gions de gaz ionis\u00e9 par les amas d’\u00e9toiles r\u00e9cemment form\u00e9s. La r\u00e9troaction stellaire a un effet dramatique sur le milieu de la galaxie et cr\u00e9e un r\u00e9seau complexe de n\u0153uds brillants ainsi que de bulles noires caverneuses.<\/span><\/p>\n

M51 \u2013 \u00e9galement connue sous le nom de NGC 5194 ou Galaxie du Tourbillon \u2013 se trouve \u00e0 environ 27 millions d’ann\u00e9es-lumi\u00e8re de la Terre dans la constellation de Canes Venatici et est pi\u00e9g\u00e9e dans une relation tumultueuse avec sa voisine proche, la galaxie naine NGC 5195. L’interaction entre ces deux galaxies a fait de ces voisines galactiques l’une des paires de galaxies les mieux \u00e9tudi\u00e9es dans le ciel nocturne. On pense que l\u2019influence gravitationnelle du plus petit compagnon de M51 est en partie responsable de la nature majestueuse des bras spiraux pro\u00e9minents et distincts de la galaxie. Si vous souhaitez en savoir plus sur ces deux voisins galactiques qui se chamaillent, vous pouvez explorer les observations ant\u00e9rieures de M51 par le t\u00e9lescope spatial Hubble de la NASA\/ESA ici.<\/span><\/p>\n

Cette observation Webb de M51 fait partie d\u2019une s\u00e9rie d\u2019observations intitul\u00e9es collectivement Feedback in Emerging extrAgalactic Star amasTers, ou FEAST. Les observations FEAST ont \u00e9t\u00e9 con\u00e7ues pour mettre en lumi\u00e8re l\u2019interaction entre la r\u00e9troaction stellaire et la formation d\u2019\u00e9toiles dans des environnements ext\u00e9rieurs \u00e0 notre propre galaxie, la Voie Lact\u00e9e. La r\u00e9troaction stellaire est le terme utilis\u00e9 pour d\u00e9crire l’effusion d’\u00e9nergie des \u00e9toiles vers les environnements qui les forment, et constitue un processus crucial pour d\u00e9terminer la vitesse \u00e0 laquelle les \u00e9toiles se forment. Comprendre la r\u00e9troaction stellaire est essentiel pour construire des mod\u00e8les universels pr\u00e9cis de formation d\u2019\u00e9toiles.<\/span><\/p>\n

L’objectif des observations FEAST est de d\u00e9couvrir et d’\u00e9tudier des p\u00e9pini\u00e8res d’\u00e9toiles dans des galaxies situ\u00e9es au-del\u00e0 de notre propre Voie Lact\u00e9e. Avant que Webb ne devienne op\u00e9rationnel, d’autres observatoires tels que le Large Millimeter Array d’Atacama dans le d\u00e9sert chilien et Hubble nous ont donn\u00e9 un aper\u00e7u de la formation des \u00e9toiles soit au d\u00e9but (en suivant les nuages denses de gaz et de poussi\u00e8re o\u00f9 les \u00e9toiles se formeront) soit apr\u00e8s la formation des \u00e9toiles qui ont d\u00e9truit avec leur \u00e9nergie leurs nuages \u200b\u200bde gaz et de poussi\u00e8re natals. Webb ouvre une nouvelle fen\u00eatre sur les premiers stades de la formation des \u00e9toiles et de la lumi\u00e8re stellaire, ainsi que sur le retraitement \u00e9nerg\u00e9tique des gaz et des poussi\u00e8res. Les scientifiques voient pour la premi\u00e8re fois des amas d\u2019\u00e9toiles \u00e9merger de leur nuage natal dans des galaxies situ\u00e9es au-del\u00e0 de notre groupe local. Ils pourront \u00e9galement mesurer le temps n\u00e9cessaire \u00e0 ces \u00e9toiles pour polluer avec les m\u00e9taux nouvellement form\u00e9s et pour nettoyer le gaz (ces \u00e9chelles de temps sont diff\u00e9rentes d’une galaxie \u00e0 l’autre). En \u00e9tudiant ces processus, nous comprendrons mieux comment le cycle de formation des \u00e9toiles et l\u2019enrichissement en m\u00e9taux sont r\u00e9gul\u00e9s au sein des galaxies ainsi que les d\u00e9lais de formation des plan\u00e8tes et des naines brunes. Une fois la poussi\u00e8re et les gaz retir\u00e9s des \u00e9toiles nouvellement form\u00e9es, il ne reste plus de mati\u00e8re pour former des plan\u00e8tes.<\/span><\/p>\n

 <\/p>\n

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

\n

Webb d\u00e9couvre du m\u00e9thane et du dioxyde de carbone dans l\u2019atmosph\u00e8re de K2-18 b<\/strong><\/span><\/p>\n

ESA 2023 09 11<\/span><\/span><\/strong><\/p>\n

Une nouvelle enqu\u00eate men\u00e9e par une \u00e9quipe internationale d’astronomes utilisant les donn\u00e9es du t\u00e9lescope spatial James Webb NASA\/ESA\/CSA sur K2-18 b, une exoplan\u00e8te 8,6 fois plus massive que la Terre, a r\u00e9v\u00e9l\u00e9 la pr\u00e9sence de mol\u00e9cules contenant du carbone, notamment du m\u00e9thane et du dioxyde de carbone. Cette d\u00e9couverte s’ajoute \u00e0 des \u00e9tudes r\u00e9centes sugg\u00e9rant que K2-18 b pourrait \u00eatre une exoplan\u00e8te hyc\u00e9enne*<\/span>, susceptible de poss\u00e9der une atmosph\u00e8re riche en hydrog\u00e8ne et une surface recouverte d’eau et d’oc\u00e9an.<\/span><\/p>\n

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

Description de l’image : Illustration d’une plan\u00e8te exoplan\u00e8te et de son \u00e9toile naine froide et rouge sur fond noir parsem\u00e9e de quelques petites \u00e9toiles.<\/em> La plan\u00e8te est grande, au premier plan \u00e0 droite et l’\u00e9toile est plus petite, en arri\u00e8re-plan en bas \u00e0 gauche.<\/em> La plan\u00e8te est compos\u00e9e de diff\u00e9rentes nuances de bleu, avec des m\u00e8ches de blanc dispers\u00e9es un peu partout.<\/em> Le bord gauche de la plan\u00e8te (le c\u00f4t\u00e9 faisant face \u00e0 l\u2019\u00e9toile) est \u00e9clair\u00e9, tandis que le reste est dans l\u2019ombre.<\/em> L’\u00e9toile a une lueur rouge vif. <\/em><\/span><\/p>\n

Le concept de cet artiste montre \u00e0 quoi pourrait ressembler l\u2019exoplan\u00e8te K2-18 b sur la base de donn\u00e9es scientifiques.<\/em> K2-18 b, une exoplan\u00e8te 8,6 fois plus massive que la Terre, orbite autour de l’\u00e9toile naine froide K2-18 dans la zone habitable et se trouve \u00e0 120 ann\u00e9es-lumi\u00e8re de la Terre.<\/em> Une nouvelle enqu\u00eate men\u00e9e avec le t\u00e9lescope spatial James Webb NASA\/ESA\/CSA sur K2-18 b a r\u00e9v\u00e9l\u00e9 la pr\u00e9sence de mol\u00e9cules carbon\u00e9es, notamment de m\u00e9thane et de dioxyde de carbone.<\/em> L’abondance de m\u00e9thane et de dioxyde de carbone, ainsi que la p\u00e9nurie d’ammoniac, confortent l’hypoth\u00e8se selon laquelle il pourrait y avoir un oc\u00e9an sous une atmosph\u00e8re riche en hydrog\u00e8ne dans K2-18 b.<\/em><\/span><\/p>\n

Le premier aper\u00e7u des propri\u00e9t\u00e9s atmosph\u00e9riques de cette exoplan\u00e8te de zone habitable [1] est venu d\u2019observations avec le t\u00e9lescope spatial NASA\/ESA Hubble, qui a donn\u00e9 lieu \u00e0 d\u2019autres \u00e9tudes qui ont depuis modifi\u00e9 notre compr\u00e9hension du syst\u00e8me. De nouvelles observations ont \u00e9t\u00e9 faites avec l’instrument NIRISS, une contribution canadienne, et un instrument NIRSpec, une contribution europ\u00e9enne, \u00e0 bord du t\u00e9lescope spatial James Webb NASA\/ESA\/CSA.<\/span><\/p>\n

K2-18 b orbite autour de l’\u00e9toile naine froide K2-18 dans la zone habitable et se trouve \u00e0 120 ann\u00e9es-lumi\u00e8re de la Terre dans la constellation du Lion. Les exoplan\u00e8tes telles que K2-18 b, dont la taille se situe entre celles de la Terre et de Neptune, ne ressemblent \u00e0 rien de ce qui existe dans notre syst\u00e8me solaire. Ce manque de plan\u00e8tes analogues \u00e0 proximit\u00e9 signifie que ces \u00ab sous-Neptunes \u00bb sont mal comprises et que la nature de leurs atmosph\u00e8res fait l\u2019objet d\u2019un d\u00e9bat actif entre les astronomes. La suggestion selon laquelle le sous-Neptune K2-18 b pourrait \u00eatre une exoplan\u00e8te hyc\u00e9enne est intrigante, car certains astronomes pensent que ces mondes sont des environnements prometteurs pour rechercher des preuves de la vie sur les exoplan\u00e8tes.<\/span><\/p>\n

\u00ab Nos r\u00e9sultats soulignent l’importance de prendre en compte la diversit\u00e9 des environnements habitables dans la recherche de la vie ailleurs \u00bb, a expliqu\u00e9 Nikku Madhusudhan, astronome \u00e0 l’Universit\u00e9 de Cambridge et auteur principal de l’article annon\u00e7ant ces r\u00e9sultats. \u00ab Traditionnellement, la recherche de vie sur les exoplan\u00e8tes s’est concentr\u00e9e principalement sur les plan\u00e8tes rocheuses plus petites, mais les mondes hyc\u00e9ens plus grands sont nettement plus propices aux observations atmosph\u00e9riques \u00bb.<\/span><\/p>\n

L’abondance de m\u00e9thane et de dioxyde de carbone, ainsi que la p\u00e9nurie d’ammoniac, confortent l’hypoth\u00e8se selon laquelle il pourrait y avoir un oc\u00e9an sous une atmosph\u00e8re riche en hydrog\u00e8ne sur K2-18 b. Ces premi\u00e8res observations de Webb ont \u00e9galement permis de d\u00e9tecter une mol\u00e9cule appel\u00e9e sulfure de dim\u00e9thyle (DMS). Sur Terre, cela n\u2019est produit que par la vie. La majeure partie du DMS pr\u00e9sent dans l\u2019atmosph\u00e8re terrestre est \u00e9mise par le phytoplancton des environnements marins.<\/span><\/p>\n

L’inf\u00e9rence du DMS est moins robuste et n\u00e9cessite une validation plus approfondie. \u00ab Les prochaines observations de Webb devraient pouvoir confirmer si le DMS est effectivement pr\u00e9sent dans l’atmosph\u00e8re de K2-18 b \u00e0 des niveaux significatifs \u00bb, a expliqu\u00e9 Madhusudhan.<\/span><\/p>\n

M\u00eame si K2-18 b se situe dans la zone habitable et est d\u00e9sormais connu pour h\u00e9berger des mol\u00e9cules carbon\u00e9es, cela ne signifie pas n\u00e9cessairement que la plan\u00e8te peut abriter la vie. La grande taille de la plan\u00e8te \u2013 avec un rayon 2,6 fois sup\u00e9rieur \u00e0 celui de la Terre \u2013 signifie que l\u2019int\u00e9rieur de la plan\u00e8te contient probablement un vaste manteau de glace \u00e0 haute pression, comme Neptune, mais avec une atmosph\u00e8re plus fine, riche en hydrog\u00e8ne et une surface oc\u00e9anique. Les mondes hyc\u00e9ens devraient avoir des oc\u00e9ans d\u2019eau. Cependant, il est \u00e9galement possible que l\u2019oc\u00e9an soit trop chaud pour \u00eatre habitable ou \u00eatre liquide. \u00ab Bien que ce type de plan\u00e8te n’existe pas dans notre syst\u00e8me solaire, les plan\u00e8tes sub-Neptunes sont le type de plan\u00e8te le plus courant connu jusqu’\u00e0 pr\u00e9sent dans la galaxie \u00bb, a expliqu\u00e9 Subhajit Sarkar, membre de l’\u00e9quipe de l’Universit\u00e9 de Cardiff. \u00ab Nous avons obtenu \u00e0 ce jour le spectre le plus d\u00e9taill\u00e9 d’une zone habitable sous-Neptune, ce qui nous a permis de d\u00e9terminer les mol\u00e9cules qui existent dans son atmosph\u00e8re \u00bb.<\/span><\/p>\n

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

Description de l’image : Le graphique montre les spectres de l’exoplan\u00e8te K2-18 b de NIRISS et NIRSpec sous la forme d’un graphique, avec l’axe Y vertical \u00e9tiquet\u00e9 Quantit\u00e9 de lumi\u00e8re bloqu\u00e9e et l’axe horizontal \u00e9tiquet\u00e9 Longueur d’onde de la lumi\u00e8re (microns). Les spectres sont trac\u00e9s sous forme de points avec de courtes lignes verticales verticales \u00e0 travers le trac\u00e9, le mod\u00e8le le mieux adapt\u00e9 \u00e9tant une ligne blanche bleue et irr\u00e9guli\u00e8re. Il y a des colonnes verticales vertes, jaunes et bleu clair d’\u00e9paisseurs variables dispers\u00e9es sur le trac\u00e9 indiquant o\u00f9 les variations du la ligne repr\u00e9sente respectivement la pr\u00e9sence de m\u00e9thane, de dioxyde de carbone et de sulfure de dim\u00e9thyle. Derri\u00e8re le graphique se trouve une illustration de la plan\u00e8te et de l\u2019\u00e9toile.<\/em> <\/em><\/span><\/p>\n

Le spectre de K2-18 b, obtenu avec le NIRISS (Near-Infrared Imager and Slitless Spectrograph) et le NIRSpec (Near-Infrared Spectrograph) de Webb, montre une abondance de m\u00e9thane et de dioxyde de carbone dans l’atmosph\u00e8re de l’exoplan\u00e8te, ainsi qu’une possible d\u00e9tection d’un mol\u00e9cule appel\u00e9e sulfure de dim\u00e9thyle (DMS). La d\u00e9tection de m\u00e9thane et de dioxyde de carbone, ainsi que la p\u00e9nurie d’ammoniac, concordent avec la pr\u00e9sence d’un oc\u00e9an sous une atmosph\u00e8re riche en hydrog\u00e8ne dans K2-18 b. K2-18 b, 8,6 fois plus massive que la Terre, orbite autour de l’\u00e9toile naine froide K2-18 dans la zone habitable et se trouve \u00e0 120 ann\u00e9es-lumi\u00e8re de la Terre.<\/em><\/span><\/p>\n

Caract\u00e9riser les atmosph\u00e8res des exoplan\u00e8tes comme K2-18 b \u2013 c\u2019est-\u00e0-dire identifier leurs gaz et leurs conditions physiques \u2013 est un domaine tr\u00e8s actif en astronomie. Cependant, ces plan\u00e8tes sont litt\u00e9ralement \u00e9clips\u00e9es par l\u2019\u00e9clat de leurs \u00e9toiles m\u00e8res beaucoup plus grandes, ce qui rend l\u2019exploration des atmosph\u00e8res des exoplan\u00e8tes particuli\u00e8rement difficile.<\/span><\/p>\n

L’\u00e9quipe a contourn\u00e9 ce d\u00e9fi en analysant la lumi\u00e8re de l’\u00e9toile m\u00e8re de K2-18 b alors qu’elle traversait l’atmosph\u00e8re de l’exoplan\u00e8te. K2-18 b est une exoplan\u00e8te en transit, ce qui signifie que nous pouvons d\u00e9tecter une baisse de luminosit\u00e9 lors de son passage devant la face de son \u00e9toile h\u00f4te. C\u2019est ainsi que l\u2019exoplan\u00e8te a \u00e9t\u00e9 d\u00e9couverte pour la premi\u00e8re fois. Cela signifie que lors des transits, une infime fraction de la lumi\u00e8re des \u00e9toiles traversera l’atmosph\u00e8re de l’exoplan\u00e8te avant d’atteindre des t\u00e9lescopes comme Webb. Le passage de la lumi\u00e8re des \u00e9toiles \u00e0 travers l\u2019atmosph\u00e8re de l\u2019exoplan\u00e8te laisse des traces que les astronomes peuvent reconstituer pour d\u00e9terminer les gaz de l\u2019atmosph\u00e8re de l\u2019exoplan\u00e8te.<\/span><\/p>\n

\u00ab Ce r\u00e9sultat n’a \u00e9t\u00e9 possible que gr\u00e2ce \u00e0 la gamme de longueurs d’onde \u00e9tendue et \u00e0 la sensibilit\u00e9 sans pr\u00e9c\u00e9dent de Webb, qui ont permis une d\u00e9tection robuste des caract\u00e9ristiques spectrales avec seulement deux transits \u00bb, a poursuivi Madhusudhan. \u00ab \u00c0 titre de comparaison, une observation de transit avec Webb a fourni une pr\u00e9cision comparable \u00e0 huit observations avec Hubble r\u00e9alis\u00e9es sur quelques ann\u00e9es et dans une plage de longueurs d’onde relativement \u00e9troite \u00bb.<\/span><\/p>\n

\u00ab Ces r\u00e9sultats sont le produit de seulement deux observations de K2-18b, et bien d’autres sont en cours \u00bb, a expliqu\u00e9 Savvas Constantinou, membre de l’\u00e9quipe de l’Universit\u00e9 de Cambridge. \u00ab Cela signifie que notre travail ici n’est qu’une premi\u00e8re d\u00e9monstration de ce que Webb peut observer dans les exoplan\u00e8tes en zone habitable \u00bb.<\/span><\/p>\n

L\u2019\u00e9quipe a maintenant l\u2019intention de mener des recherches de suivi avec le spectrographe MIRI (Mid-InfraRed Instrument) du t\u00e9lescope qui, esp\u00e8re-t-elle, valideront davantage leurs r\u00e9sultats et fourniront de nouvelles informations sur les conditions environnementales sur K2-18 b.<\/span><\/p>\n

\u00ab Notre objectif ultime est l’identification de la vie sur une exoplan\u00e8te habitable, ce qui transformerait notre compr\u00e9hension de notre place dans l’Univers \u00bb, a conclu Madhusudhan. \u00ab Nos d\u00e9couvertes constituent une \u00e9tape prometteuse vers une compr\u00e9hension plus profonde des mondes hyc\u00e9ens dans cette qu\u00eate \u00bb.<\/span><\/p>\n

Les r\u00e9sultats de l\u2019\u00e9quipe sont accept\u00e9s pour publication dans The Astrophysical Journal Letters.<\/span><\/p>\n

Remarques [1]
\n<\/strong>La zone habitable est la r\u00e9gion autour d’une \u00e9toile o\u00f9 les conditions pourraient potentiellement \u00eatre propices au maintien de la vie sur une plan\u00e8te au sein de cette r\u00e9gion, permettant par exemple la pr\u00e9sence d’eau liquide \u00e0 sa surface.<\/span><\/p>\n

Hyc\u00e9enne*<\/strong><\/span>
\nCe terme d\u00e9signe une nouvelle cat\u00e9gorie d’exoplan\u00e8tes dont la taille se situe entre deux fois et quatre fois celle de la Terre. Elle se situent entre des \u00ab\u00a0super-Terres\u00a0\u00bb et des \u00ab\u00a0mini-Neptunes\u00a0\u00bb. En outre, une plan\u00e8te \u00ab hyc\u00e9enne \u00bb serait recouverte d’eau, dot\u00e9e d’une atmosph\u00e8re gorg\u00e9e d’hydrog\u00e8ne et la temp\u00e9rature sur sa surface \u00ab serait dans la limite de ce qui est consid\u00e9r\u00e9 comme acceptable sur Terre pour des formes de vie \u00bb.<\/span><\/p>\n

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

\n

Vue de la galaxie NGC 6822 par la cam\u00e9ra NIRCam de webb<\/strong><\/span><\/p>\n

ESA 2023 09 30<\/span><\/span><\/strong><\/p>\n

\"\"<\/a>Description de l’image : Un champ immense et dense enti\u00e8rement rempli de petites \u00e9toiles.<\/em> Quelques images d’\u00e9toiles sont un peu plus grandes que les autres, avec des pointes de diffraction visibles ;<\/em> deux \u00e9toiles au premier plan sont grandes et brillantes sur le c\u00f4t\u00e9 droit.<\/em> De nombreuses petites galaxies de formes et de tailles diverses peuvent \u00eatre vues cach\u00e9es derri\u00e8re les \u00e9toiles.<\/em> Au centre, un l\u00e9ger gaz rouge fonc\u00e9 appara\u00eet.<\/em><\/span><\/p>\n

Cette image montre la galaxie irr\u00e9guli\u00e8re NGC 6822, observ\u00e9e par la cam\u00e9ra proche infrarouge (NIRCam) mont\u00e9e sur le t\u00e9lescope spatial James Webb NASA\/ESA\/CSA. NIRCam sonde le proche infrarouge, ce qui dans ce cas le rend appropri\u00e9 pour l’observation du champ d’\u00e9toiles dens\u00e9ment peupl\u00e9.<\/span><\/p>\n

L\u2019image NIRCam dans le proche infrarouge de Webb montre les innombrables \u00e9toiles de la galaxie avec des d\u00e9tails incroyables. Ici, la poussi\u00e8re et les gaz qui impr\u00e8gnent la galaxie sont r\u00e9duits \u00e0 des tra\u00een\u00e9es rouges translucides, mettant les \u00e9toiles \u00e0 nu pour les \u00e9tudes astronomiques. La puissance des instruments infrarouges glacials de Webb et l\u2019incroyable r\u00e9solution de son miroir principal sont n\u00e9cessaires pour examiner les \u00e9toiles cach\u00e9es dans des environnements poussi\u00e9reux, et les r\u00e9sultats pr\u00e9sent\u00e9s ici sont spectaculaires.<\/span><\/p>\n

Les \u00e9toiles les plus brillantes apparaissent dans des couleurs bleu p\u00e2le et cyan sur cette image, couleurs attribu\u00e9es aux longueurs d’onde de lumi\u00e8re les plus courtes que NIRCam peut d\u00e9tecter : le rouge et l’infrarouge le plus proche. La quantit\u00e9 de lumi\u00e8re \u00e9mise par n’importe quelle \u00e9toile diminue \u00e0 des longueurs d’onde de plus en plus longues, vers l’infrarouge moyen, de sorte que les \u00e9toiles les plus faibles pour NIRCam apparaissent \u00e9galement ici avec des couleurs plus chaudes. Un orbe bleu vif en bas \u00e0 gauche du gaz est particuli\u00e8rement visible : il s\u2019agit d\u2019un amas globulaire rempli d\u2019\u00e9toiles.<\/span><\/p>\n

Une image composite de NGC 6822 pr\u00e9sentant des donn\u00e9es de NIRCam et de l\u2019instrument Mid-InfraRed de Webb (MIRI) a \u00e9t\u00e9 publi\u00e9e pour la s\u00e9rie ESA\/Webb Picture of the Month en juillet 2023.<\/span><\/p>\n

NDT<\/strong> : Wikipedia : NGC 6822<\/strong>, \u00e9galement appel\u00e9e la galaxie de Barnard<\/strong>, est une galaxie irr\u00e9guli\u00e8re barr\u00e9e, magellanique et naine. Elle est situ\u00e9e dans la constellation du Sagittaire. NGC 6822 a \u00e9t\u00e9 d\u00e9couverte par l’astronome am\u00e9ricain Edward Emerson Barnard en 1881. Cette galaxie a aussi \u00e9t\u00e9 observ\u00e9e par l’astronome allemand Max Wolf le 16 juillet 1906 et elle a \u00e9t\u00e9 inscrite \u00e0 l’Index Catalogue sous la d\u00e9signation IC 4895. NGC 6822 a \u00e9t\u00e9 utilis\u00e9 par G\u00e9rard de Vaucouleurs comme une galaxie de type morphologique IB(s)m dans son atlas des galaxies.<\/span><\/p>\n

\"\"<\/a>Vue de la galaxie de Barnard depuis l’<\/em>ESO<\/em><\/span><\/p>\n

Vitesse et distance de NGC 6822<\/strong><\/span>
\nLa base de donn\u00e9es astronomique Simbad indique une vitesse provenant d’une publication parue en 2017 \u00e9gale \u00e0 \u221258 km\/s, valeur tr\u00e8s semblable \u00e0 celle de la base de donn\u00e9es NASA\/IPAC qui est de \u221254,8 \u00b1 2,1 km\/s. Cette galaxie s’approche donc de la Voie lact\u00e9e.<\/p>\n

La base de donn\u00e9es NASA\/IPAC indique que 127 valeurs de la distance de NGC 6822 non bas\u00e9es sur le d\u00e9calage vers le rouge (redshift<\/em>) ont \u00e9t\u00e9 publi\u00e9es entre les ann\u00e9es 1980 et 2016. La valeur moyenne et l’\u00e9cart-type donnent une distance de 0,521 \u00b1 0,176 Mpc (\u223c1,7 million d’a.l.). Cependant, Simbad rapporte huit valeurs de publications plus r\u00e9centes et le r\u00e9sultat donne une distance plus pr\u00e9cise, 488 \u00b1 23 kpc (\u223c1,59 million d’a.l.).<\/span><\/p>\n

Histoire des observations<\/strong><\/span>
\nL\u2019\u00e9tude de NGC 6822 a une histoire int\u00e9ressante qui est bien ant\u00e9rieure aux \u00e9tudes modernes avec nos t\u00e9lescopes spatiaux. Edwom Barnard a d\u00e9couvert NGC 6822 avec une lunette astronomique \u00e0 l’observatoire Vanderbilt \u00e0 Nashville. Il a pr\u00e9sent\u00e9 sa d\u00e9couverte dans un tr\u00e8s bref article publi\u00e9 en 1884 dans \u00ab The Sidereal Messenger<\/em> \u00bb, un journal astronomique mensuel am\u00e9ricain de courte dur\u00e9e, mais important qui a exist\u00e9 entre 1882 et 1891. Comme pour de nombreux objets astronomiques qui semblaient diffus dans les t\u00e9lescopes de l\u2019\u00e9poque, NGC 6822 a \u00e9t\u00e9 mal cat\u00e9goris\u00e9e comme une \u00ab n\u00e9buleuse extr\u00eamement faible \u00bb.<\/span><\/p>\n

Au cours des ann\u00e9es suivantes, une s\u00e9rie de confusions est apparue autour de NGC 6822 sur sa taille apparente, sa luminosit\u00e9 et m\u00eame sur le type d\u2019objet dont il s\u2019agissait, car les astronomes de l\u2019\u00e9poque ne pr\u00e9sentaient pas uniform\u00e9ment leurs observations en raison des diff\u00e9rences entre les divers t\u00e9lescopes de l’\u00e9poque. En raison de cette confusion, l’observation de Max Wolf n’a pas \u00e9t\u00e9 reconnue comme la m\u00eame galaxie par John Dreyer qui, apr\u00e8s avoir publi\u00e9 le New General Catalogue, l’a inclus dans l’Index Catalogue sous la d\u00e9signation IC 4895.<\/span><\/p>\n

Edwin Hubble a ensuite \u00e9tudi\u00e9 NGC 6822 en profondeur et a publi\u00e9 un article en 1925. Il a identifi\u00e9 15 \u00e9toiles variables dans cet objet, dont 11 c\u00e9ph\u00e9ides qui, par application de la relation p\u00e9riode-luminosit\u00e9 d\u00e9couverte par Henrietta Swan Leavitt, permirent d’\u00e9valuer le module de distance de cette structure et d’en d\u00e9duire un \u00e9loignement sup\u00e9rieur \u00e0 environ 214 kpc (\u223c698 000 a.l.) \u00e0 l’\u00e9poque, c’est-\u00e0-dire bien au-del\u00e0 des Nuages de Magellan, et bien au-del\u00e0 \u00e9galement de la taille de l’Univers de 300 000 ann\u00e9es-lumi\u00e8re propos\u00e9e alors par Harlow Shapley dans le Grand D\u00e9bat. Cette d\u00e9couverte ouvrit la voie \u00e0 la compr\u00e9hension de la nature extragalactique de ce qu’on appelait alors les \u00ab n\u00e9buleuses spirales \u00bb telles que la galaxie d’Androm\u00e8de et la galaxie du Triangle, et par l\u00e0 m\u00eame fit prendre conscience de la taille r\u00e9elle de l’Univers.<\/span><\/p>\n

L\u2019\u00e9tude de cette galaxie a notamment \u00e9t\u00e9 poursuivie par Susan Kayser, qui a \u00e9t\u00e9 la premi\u00e8re femme \u00e0 recevoir un doctorat en astronomie du Caltech. Sa th\u00e8se de 1966 est rest\u00e9e l\u2019enqu\u00eate la plus approfondie de cette galaxie jusqu\u2019aux ann\u00e9es 2000 alors que le t\u00e9lescope spatial Hubble a \u00e9t\u00e9 mis \u00e0 contribution ainsi que certains des grands t\u00e9lescopes optiques bas\u00e9s au sol. Maintenant, l’\u00e9tude dans le domaine de l’infrarouge de cette galaxie du Groupe local est poursuivie par le t\u00e9lescope spatial James Webb.<\/span><\/p>\n

Images du t\u00e9lescope James Webb<\/strong><\/span>\"\"<\/a><\/p>\n

Image capt\u00e9e par l’instrume MIRI (Mid-InfraRed Instrument) du <\/em>t\u00e9lescope spatial James Webb<\/em><\/span><\/p>\n

L’instrument MIRI du t\u00e9lescope James Webb capte les donn\u00e9es dans l’infrarouge moyen. \u00c0 ces longueurs d’onde, l’\u00e9mission de lumi\u00e8re par la poussi\u00e8re galactique est importante alors que celle des \u00e9toiles est plus faible. Sur l’image de James Web, les \u00e9missions des r\u00e9gions gazeuses bleues proviennent de compos\u00e9s organiques appel\u00e9s hydrocarbures aromatiques polycycliques (HAP<\/strong>). Ces compos\u00e9s jouent un r\u00f4le essentiel dans la formation des \u00e9toiles et de leurs plan\u00e8tes. Les r\u00e9gions poussi\u00e9reuses plus froides sont color\u00e9es en cyan, alors que la poussi\u00e8re plus chaude est en orange. Quelques galaxies relativement plus rapproch\u00e9es sont aussi visibles sur l’image, elles arborent une couleur verte, alors que les plus lointaines sont orange. Les couleurs rouge vif et magenta indiquent les zones actives de formation d\u2019\u00e9toiles de NGC 6822. Avec autant d\u2019\u00e9toiles, les explosions de supernova sont nombreuses, et un exemple d\u2019un r\u00e9manent de supernova est visible sur cette image : un anneau rouge juste en dessous du centre. Le cyan marque les taches de poussi\u00e8re plus froide, tandis que la poussi\u00e8re plus chaude est orange.<\/span><\/p>\n

\"\"<\/a>Image capt\u00e9e par l’instrument <\/em>NIRCam<\/em> (Near-InfraRed Camera) du <\/em>t\u00e9lescope spatial James Webb<\/em><\/span><\/p>\n

L\u2019image NIRCam<\/a> proche infrarouge de Webb montre les nombreuses \u00e9toiles de la galaxie avec des d\u00e9tails tr\u00e8s pr\u00e9cis. Ici, la poussi\u00e8re et le gaz qui impr\u00e8gnent la galaxie sont r\u00e9duits \u00e0 des m\u00e8ches rouges translucides, mettant les \u00e9toiles \u00e0 nu pour une \u00e9tude astronomique. La puissance des instruments infrarouges glac\u00e9s de Webb et l\u2019incroyable r\u00e9solution de son miroir primaire sont n\u00e9cessaires pour examiner les \u00e9toiles cach\u00e9es dans des environnements poussi\u00e9reux, et les r\u00e9sultats, comme indiqu\u00e9 ici, sont spectaculaires.<\/span><\/p>\n

Les \u00e9toiles les plus brillantes apparaissent en bleu p\u00e2le et en cyan dans cette image, couleurs qui sont attribu\u00e9es aux longueurs d\u2019onde de lumi\u00e8re les plus courtes que NIRCam peut d\u00e9tecter, le rouge et l’infrarouge proche<\/a>. La quantit\u00e9 de lumi\u00e8re \u00e9mise par n\u2019importe quelle \u00e9toile diminue \u00e0 des longueurs d\u2019onde de plus en plus longues, vers l\u2019infrarouge moyen, de sorte que les \u00e9toiles qui sont plus faibles apparaissent plus chaudement color\u00e9es ici. Un orbe bleu vif en bas \u00e0 gauche du gaz est particuli\u00e8rement pro\u00e9minent : il s\u2019agit d\u2019un amas globulaire, rempli d\u2019\u00e9toiles.<\/span><\/p>\n

Caract\u00e9ristiques<\/strong><\/span>
\nApparence g\u00e9n\u00e9rale et cin\u00e9matique<\/strong><\/span>
\nNGC 6822 renferme diverses populations, dont la cin\u00e9tique et la distribution spatiale sont diff\u00e9rentes. En lumi\u00e8re visible, sa structure est domin\u00e9e par une barre d’une longueur de 8′, environ 1,1 kpc (\u223c3 590 a.l.), orient\u00e9 presque nord-sud et par un immense disque d’hydrog\u00e8ne neutre (r\u00e9gion HI) centr\u00e9 sur le centre optique dont les dimensions sont d’environ 6 kpc par 13 kpc et dont l’angle de position (A.P.) est de 130\u00b0.<\/span><\/p>\n

De plus, on trouve une grande formation stellaire presque sph\u00e9ro\u00efdale dont l’A. P. est de 64,5\u00b0, presque perpendiculaire au disque d’hydrog\u00e8ne neutre. Cette formation est surtout compos\u00e9e d’\u00e9toiles d’\u00e2ge interm\u00e9diaire. Le disque et la formation sph\u00e9ro\u00efdale n’ont pas la m\u00eame cin\u00e9matique. La vitesse radiale de la formation d’\u00e9toiles est de \u221232,9 km\/s et il est en rotation autour de son petit axe \u00e0 des vitesses de rotation allant de 20 \u00e0 70 km\/s. La vitesse du disque est de 57 km\/s et il tourne autour d’un axe presque perpendiculaire \u00e0 l’axe principal de l’ellipso\u00efde \u00e0 des vitesses allant de -50 \u00e0 100 km\/s. Des \u00e9tudes des amas stellaires dans cette galaxie ont aussi r\u00e9v\u00e9l\u00e9 qu’ils pr\u00e9sentent des cin\u00e9matiques compl\u00e8tement diff\u00e9rentes avec une vitesse radiale moyenne de \u221288 \u00b1 22,7 km\/s.<\/span><\/p>\n

Masse et mati\u00e8re sombre<\/strong><\/span>
\nL’\u00e9tude spectroscopique de quatre amas ouverts de NGC 6822 a permis de d\u00e9terminer que leur vitesse radiale allait de \u221261,2 \u00b1 20,4 km\/s \u00e0 \u2212115,34 \u00b1 57,9 km\/s. Selon cette distribution des vitesses, le rapport Rapport masse\/luminosit\u00e9 de NGC 6822 est \u00e9gal \u00e0  ( M \/ L ) \u2299 , ce qui fait de NGC 6822 l’une des galaxies naines qui contient en proportion le plus de mati\u00e8re noire dans le Groupe local.<\/span><\/p>\n

Les \u00e9toiles de NGC 6822<\/strong><\/span>
\nUne \u00e9tude r\u00e9alis\u00e9e \u00e0 l’aide du t\u00e9lescope Subaru a permis d’identifier 47 amas ouverts dans cette galaxie. La masse de ces amas varie de 103<\/sup> \u00e0 104<\/sup> masses solaires.<\/span><\/p>\n

Plusieurs jeunes \u00e9toiles massives (JME) ont fait l’objet de publications pour cette galaxie. On d\u00e9nombrait 277 candidates \u00e0 ce titre. Une \u00e9tude r\u00e9alis\u00e9e sur les donn\u00e9es capt\u00e9es par les t\u00e9lescopes spatiaux Herschel et Spitzer a permis de confirmer la nature de 125 d’entre elles en plus d’identifier 199 nouvelles JME. La plupart sont situ\u00e9es dans les r\u00e9gions de formation d’\u00e9toiles connues, mais l’\u00e9tude a permis de d\u00e9couvrir une autre r\u00e9gion. Les masses des JME varient de 15 \u00e0 50 masses solaires. Un groupe de 82 des 277 candidates a \u00e9t\u00e9 d\u00e9finitivement exclu des JME par l’\u00e9tude.<\/span><\/p>\n

Les spectres de 24 n\u00e9buleuses plan\u00e9taires ont fait l’objet d’une publication en 2015. Deux groupes pr\u00e9sentant des m\u00e9tallicit\u00e9s diff\u00e9rentes sont pr\u00e9sents dans cette galaxie, un groupe de vieilles \u00e9toiles de faible m\u00e9tallicit\u00e9 et un plus jeune pr\u00e9sentant des m\u00e9tallicit\u00e9s semblables aux valeurs des r\u00e9gions HII.<\/span><\/p>\n

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

Quatre grandes r\u00e9gions HII de NGC 6822. Cette image fusionne l’image en lumi\u00e8re visible catp\u00e9e par l’instrument WFI du <\/em>t\u00e9lescope de 2,2 m\u00e8tres MPG-ESO<\/em> de l’<\/em>observatoire de La Silla<\/em> et les donn\u00e9es en onde radio du r\u00e9seau ALMA<\/em><\/span><\/p>\n

\"\"<\/a>Zoom des quatre r\u00e9gions<\/em><\/span><\/p>\n

En 1977, Paul W. Hodge a publi\u00e9 un article qui identifiait 16 r\u00e9gions HII, mais on en connait maintenant plusieurs autres, 150 selon la version anglaise de Wikip\u00e9dia. Les donn\u00e9es en onde radio des quatre plus vastes r\u00e9gions HII a \u00e9t\u00e9 capt\u00e9e par le r\u00e9seau de radiot\u00e9lescopes ALMA. Ces donn\u00e9es ont \u00e9t\u00e9 superpos\u00e9es \u00e0 l’image en lumi\u00e8re visible obtenue \u00e0 l’observatoire de La Silla. Les quatre zones \u00e9tudi\u00e9es par ALMA sont encadr\u00e9es sur l’image et pr\u00e9sent\u00e9es en gros plan \u00e0 droite.<\/span><\/p>\n

Auparavant, les astronomes \u00e9taient incapables de r\u00e9soudre les r\u00e9gions de formation d’\u00e9toiles autres que celle de la Voie lact\u00e9e. Mais maintenant, la tr\u00e8s haute r\u00e9solution du r\u00e9seau ALMA ouvre une fen\u00eatre sur la formation d’\u00e9toiles dans d’autres galaxies rapproch\u00e9es. L’analyse des donn\u00e9es a r\u00e9v\u00e9l\u00e9 que, contrairement \u00e0 notre galaxie, la formation d’\u00e9toiles se produit dans de petites r\u00e9gions denses d’hydrog\u00e8ne mol\u00e9culaire, d’o\u00f9 la difficult\u00e9 de les observer. On connait maintenant plusieurs r\u00e9gions froides et denses de gaz mol\u00e9culaire d’hydrog\u00e8ne qui peuvent gr\u00e2ce donner naissance \u00e0 des \u00e9toiles par effondrement gravitationnel. L’une de ces r\u00e9gions est le disque d’hydrog\u00e8ne mentionn\u00e9 plus haut. La plupart des \u00e9toiles de ces r\u00e9gions se sont form\u00e9es il y a de trois \u00e0 cinq milliards d’ann\u00e9es.<\/span><\/p>\n

\"\"<\/a>L’image Hubble-X d’une r\u00e9gion tr\u00e8s active en formation d’\u00e9toiles de NGC 6822<\/i><\/span><\/i><\/p>\n

L’image dite Hubble-X de NGC 6822 ne d\u00e9signe pas la forme de la r\u00e9gion de formation d’\u00e9toiles, mais le rang d’une image d’un catalogue de cette galaxie. X est le chiffre romain pour 10. Une intense p\u00e9riode de formation d’\u00e9toiles s’est produite dans cette galaxie voisine de la n\u00f4tre il y a seulement quatre millions d’ann\u00e9es, ce qui est bien peu compar\u00e9 aux quelques 13,8 milliards d’ann\u00e9es de l’Univers. Cette image a \u00e9t\u00e9 capt\u00e9e en septembre 1997 en utilisant l’imageur WFPC2 du t\u00e9lescope spatial. Le diam\u00e8tre de Hubble-X est d’environ 110 al et cette r\u00e9gion contient plusieurs milliers de nouvelles \u00e9toiles. Hubble-X est de loin plus brillant et plus vaste que la c\u00e9l\u00e8bre n\u00e9buleuse d’Orion (M42), la r\u00e9gion rapproch\u00e9e de formation d’\u00e9toiles la plus brillante de la Voie lact\u00e9e. D’ailleurs, le petit nuage juste sous Hubble-X, \u00e0 peine r\u00e9solu, est de m\u00eame taille et de m\u00eame luminosit\u00e9 que M42.<\/span><\/p>\n

Les amas globulaires<\/strong><\/span>
\nTrois nouveaux amas globulaires ont \u00e9t\u00e9 d\u00e9couverts autour de cette galaxie en 2012. En 2018, le total connu \u00e9tait de huit, la plupart \u00e9tant compacts et assez brillants pour \u00eatre observ\u00e9s avec de grands t\u00e9lescopes.<\/span><\/p>\n

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

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

\n

Webb identifie un jet stream \u00e0 grande vitesse sur Jupiter<\/span><\/strong><\/span><\/p>\n

ESA 2023 10 19<\/span><\/span><\/strong><\/p>\n

Des chercheurs utilisant la NIRCam (cam\u00e9ra proche infrarouge) du t\u00e9lescope spatial James Webb NASA\/ESA\/CSA ont d\u00e9couvert un courant-jet \u00e0 grande vitesse situ\u00e9 au-dessus de l\u2019\u00e9quateur de Jupiter, au-dessus des principaux ponts nuageux.<\/span><\/p>\n

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

Les chercheurs ont rep\u00e9r\u00e9 plusieurs cisaillements de vent, ou zones o\u00f9 la vitesse du vent change avec la hauteur ou la distance, ce qui leur a permis de suivre l’avion \u00e0 r\u00e9action. Le jet se d\u00e9place \u00e0 515 km\/h et est situ\u00e9 dans la basse stratosph\u00e8re de Jupiter, juste au-dessus des brumes troposph\u00e9riques, \u00e0 c\u00f4t\u00e9 de la limite entre les couches de troposph\u00e8re et de stratosph\u00e8re.<\/span><\/p>\n

Cette image met en \u00e9vidence plusieurs des caract\u00e9ristiques autour de la zone \u00e9quatoriale de Jupiter qui, lors d\u2019une rotation de la plan\u00e8te (10 heures), sont tr\u00e8s clairement perturb\u00e9es par le mouvement du courant-jet. La d\u00e9couverte de ce jet donne un aper\u00e7u de la mani\u00e8re dont les couches de la c\u00e9l\u00e8bre atmosph\u00e8re turbulente de Jupiter interagissent les unes avec les autres et de la mani\u00e8re dont Webb est unique en son genre pour suivre ces caract\u00e9ristiques. Les chercheurs attendent avec impatience des observations suppl\u00e9mentaires de Jupiter avec Webb pour d\u00e9terminer si la vitesse et l\u2019altitude du jet changent au fil du temps.<\/span><\/p>\n

Description de l’image : L’infographie montre l’image de Jupiter par Webb \u00e0 gauche.<\/em> Sur le c\u00f4t\u00e9 droit se trouvent huit images distinctes.<\/em> Deux de ces images sont horizontales et couvrent toute la moiti\u00e9 droite de l’infographie.<\/em> Il s\u2019agit de vues agrandies d\u2019une section de l\u2019\u00e9quateur de Jupiter \u2013 d\u00e9limit\u00e9es dans un cadre blanc sur l\u2019image de la plan\u00e8te \u00e0 gauche.<\/em> Ces deux images sont blanches et grises avec des nuages vaporeux horizontaux.<\/em> Il y a six cases plus petites entre les deux images horizontales.<\/em> La premi\u00e8re colonne des cases est encadr\u00e9e en orange, la deuxi\u00e8me colonne en violet et la troisi\u00e8me en jaune.<\/em> Chacune des images plus petites correspond \u00e0 des cases orange, violettes et jaunes plac\u00e9es le long des images horizontales.<\/em><\/span><\/p>\n

Ces r\u00e9sultats ont \u00e9t\u00e9 r\u00e9cemment publi\u00e9s dans un article dans Nature Astronomy.<\/span><\/p>\n

Ces d\u00e9couvertes pourraient contribuer \u00e0 \u00e9clairer l’explorateur Jupiter Icy Moons de l’ESA, Juice, qui a \u00e9t\u00e9 lanc\u00e9 le 14 avril 2023. Juice effectuera des observations d\u00e9taill\u00e9es de la plan\u00e8te gazeuse g\u00e9ante et de ses trois grandes lunes oc\u00e9aniques – Ganym\u00e8de, Callisto et Europe – avec une suite de instruments de t\u00e9l\u00e9d\u00e9tection, g\u00e9ophysiques et in situ.<\/span><\/p>\n

Juice se concentrera sur le d\u00e9voilement de l’atmosph\u00e8re de Jupiter vers le haut depuis le sommet des nuages. Il \u00e9tudiera l’\u00e9volution des temp\u00e9ratures, de la configuration des vents et de la chimie dans l’atmosph\u00e8re de Jupiter pour r\u00e9pondre \u00e0 des questions telles que : quel est le temps et le climat sur Jupiter ? Comment fonctionne une atmosph\u00e8re lorsqu\u2019il n\u2019y a pas de surface solide ? Qu\u2019est-ce qui pourrait rendre la haute atmosph\u00e8re de Jupiter si chaude de mani\u00e8re inattendue ?<\/span><\/p>\n

 <\/span><\/p>\n

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

\n

 Premie\u0300re de\u0301tection par Webb d’un e\u0301le\u0301ment lourd issu d’une fusion d’e\u0301toiles<\/span><\/strong><\/span><\/p>\n

ESA 2023 10 25<\/span><\/span><\/strong><\/p>\n

Les conditions dans lesquelles de nombreux \u00e9l\u00e9ments chimiques sont cr\u00e9\u00e9s dans l\u2019Univers ont longtemps \u00e9t\u00e9 entour\u00e9es de myst\u00e8re. Cela inclut des \u00e9l\u00e9ments tr\u00e8s pr\u00e9cieux, voire vitaux \u00e0 la vie telle que nous la connaissons. Les astronomes se rapprochent d\u00e9sormais d’une r\u00e9ponse gr\u00e2ce au t\u00e9lescope spatial James Webb et \u00e0 un \u00e9v\u00e9nement \u00e0 haute \u00e9nergie : le deuxi\u00e8me sursaut gamma le plus brillant jamais d\u00e9tect\u00e9, probablement caus\u00e9 par la fusion de deux \u00e9toiles \u00e0 neutrons \u2013 qui a entra\u00een\u00e9 une explosion connue sous le nom de kilonova.<\/span><\/p>\n

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

Kilonova et galaxie h\u00f4te<\/span><\/em><\/p>\n

Une \u00e9quipe de scientifiques a utilis\u00e9 plusieurs t\u00e9lescopes spatiaux et terrestres, dont le t\u00e9lescope spatial James Webb NASA\/ESA\/CSA, pour observer un sursaut gamma exceptionnellement brillant, GRB 230307A, et identifier la fusion d’\u00e9toiles \u00e0 neutrons qui a g\u00e9n\u00e9r\u00e9 l’explosion qui a cr\u00e9\u00e9 l’\u00e9clatement. Webb a \u00e9galement aid\u00e9 les scientifiques \u00e0 d\u00e9tecter l’\u00e9l\u00e9ment chimique tellure \u00e0 la suite de l’explosion.<\/span><\/p>\n

D\u2019autres \u00e9l\u00e9ments proches du tellure dans le tableau p\u00e9riodique \u2013 comme l\u2019iode, qui est n\u00e9cessaire \u00e0 une grande partie de la vie sur Terre \u2013 sont \u00e9galement susceptibles d\u2019\u00eatre pr\u00e9sents parmi les mat\u00e9riaux \u00e9ject\u00e9s de la kilonova. Une kilonova est une explosion produite par une \u00e9toile \u00e0 neutrons fusionnant soit avec un trou noir, soit avec une autre \u00e9toile \u00e0 neutrons.<\/span><\/p>\n

\u00ab Un peu plus de 150 ans apr\u00e8s que Dmitri Mendele\u00efev a \u00e9crit le tableau p\u00e9riodique des \u00e9l\u00e9ments, nous sommes enfin en mesure de commencer \u00e0 combler ces derni\u00e8res lacunes de compr\u00e9hension l\u00e0 o\u00f9 tout a \u00e9t\u00e9 cr\u00e9\u00e9, gr\u00e2ce \u00e0 Webb \u00bb, a d\u00e9clar\u00e9 Andrew Levan de l’Universit\u00e9 Radboud \u00e0 l’Universit\u00e9 de Radboud. Pays-Bas et l’Universit\u00e9 de Warwick au Royaume-Uni, auteur principal de l’\u00e9tude.<\/span><\/p>\n

Alors que les fusions d’\u00e9toiles \u00e0 neutrons ont longtemps \u00e9t\u00e9 th\u00e9oris\u00e9es comme \u00e9tant les \u00ab cuiseurs \u00e0 pression \u00bb id\u00e9aux pour cr\u00e9er certains des \u00e9l\u00e9ments les plus rares, sensiblement plus lourds que le fer, les astronomes ont d\u00e9j\u00e0 rencontr\u00e9 quelques obstacles pour obtenir des preuves solides.<\/span><\/p>\n

\"\"<\/a>Kilonova et galaxie h\u00f4te (propre)<\/em><\/span><\/p>\n

Cette image de l’instrument NIRCam (Near-Infrared Camera) de Webb met en \u00e9vidence la kilonova de GRB 230307A et son ancienne galaxie d’origine parmi leur environnement local d’autres galaxies et \u00e9toiles de premier plan.<\/em> Les \u00e9toiles \u00e0 neutrons ont \u00e9t\u00e9 expuls\u00e9es de leur galaxie d’origine et ont parcouru une distance d’environ 120 000 ann\u00e9es-lumi\u00e8re, soit approximativement le diam\u00e8tre de la Voie lact\u00e9e, avant de finalement fusionner plusieurs centaines de millions d’ann\u00e9es plus tard.<\/em><\/span><\/p>\n

Cette image est une composition d’expositions distinctes acquises par le t\u00e9lescope spatial James Webb \u00e0 l’aide de l’instrument NIRCam.<\/em> Plusieurs filtres ont \u00e9t\u00e9 utilis\u00e9s pour \u00e9chantillonner de larges plages de longueurs d\u2019onde.<\/em> La couleur r\u00e9sulte de l’attribution de diff\u00e9rentes teintes (couleurs) \u00e0 chaque image monochromatique (niveaux de gris) associ\u00e9e \u00e0 un filtre individuel.<\/em> Dans ce cas, les couleurs attribu\u00e9es sont : Bleu : F115W + F150W Vert : F277W Rouge : F356W + F444W<\/em><\/span><\/p>\n

Description de l’image : Des galaxies brillantes et d’autres sources de lumi\u00e8re de diff\u00e9rentes tailles et formes sont dispers\u00e9es sur une bande noire de l’espace : de petits points, des taches brumeuses de type elliptique avec des halos et des taches en forme de spirale.<\/em> Les objets varient en couleur : blanc, bleu-blanc, jaune-blanc et orange-rouge.<\/em> Vers le centre \u00e0 droite se trouve une galaxie spirale bleu-blanc vue de face, plus grande que les autres sources de lumi\u00e8re de l’image.<\/em><\/span><\/p>\n

Les Kilonovas sont extr\u00eamement rares, ce qui rend difficile l’observation de ces \u00e9v\u00e9nements. Les sursauts gamma (GRB) courts, traditionnellement consid\u00e9r\u00e9s comme ceux qui durent moins de deux secondes, peuvent \u00eatre des sous-produits de ces \u00e9pisodes de fusion peu fr\u00e9quents. En revanche, les longs sursauts gamma peuvent durer plusieurs minutes et sont g\u00e9n\u00e9ralement associ\u00e9s \u00e0 la mort explosive d\u2019une \u00e9toile massive.<\/span><\/p>\n

Le cas du GRB 230307A est particuli\u00e8rement remarquable. D\u00e9tect\u00e9 pour la premi\u00e8re fois par le t\u00e9lescope spatial Fermi Gamma-ray de la NASA en mars, il s\u2019agit du deuxi\u00e8me GRB le plus brillant observ\u00e9 en plus de 50 ans d\u2019observations, environ 1 000 fois plus lumineux qu\u2019un sursaut gamma typique observ\u00e9 par Fermi. Il a \u00e9galement dur\u00e9 200 secondes, ce qui le place r\u00e9solument dans la cat\u00e9gorie des sursauts gamma de longue dur\u00e9e, malgr\u00e9 son origine diff\u00e9rente. \u00ab Cette rafale entre dans la cat\u00e9gorie longue. Ce n’est pas pr\u00e8s de la fronti\u00e8re. Mais cela semble provenir d\u2019une \u00e9toile \u00e0 neutrons en fusion \u00bb, a ajout\u00e9 Eric Burns, co-auteur de l\u2019article et membre de l\u2019\u00e9quipe Fermi de la Louisiana State University.<\/span><\/p>\n

La collaboration de nombreux t\u00e9lescopes au sol et dans l\u2019espace a permis aux scientifiques de rassembler une mine d\u2019informations sur cet \u00e9v\u00e9nement d\u00e8s la d\u00e9tection de l\u2019\u00e9clatement. C’est un exemple de la fa\u00e7on dont les satellites et les t\u00e9lescopes travaillent ensemble pour observer les changements dans l’Univers \u00e0 mesure qu’ils se d\u00e9roulent.<\/span><\/p>\n

Apr\u00e8s la d\u00e9tection initiale, une s\u00e9rie intensive d\u2019observations depuis le sol et depuis l\u2019espace a \u00e9t\u00e9 lanc\u00e9e pour localiser la source dans le ciel et suivre l\u2019\u00e9volution de sa luminosit\u00e9. Ces observations dans les rayons gamma, les rayons X, l’optique, l’infrarouge et la radio ont montr\u00e9 que la contrepartie optique\/infrarouge \u00e9tait faible, \u00e9voluait rapidement et devenait tr\u00e8s rouge \u2013 les caract\u00e9ristiques d’une kilonova.<\/span><\/p>\n

\u00ab Ce type d’explosion est tr\u00e8s rapide, la mati\u00e8re contenue dans l’explosion se dilatant \u00e9galement rapidement \u00bb, a d\u00e9clar\u00e9 Om Sharan Salafia, co-auteur de l’\u00e9tude \u00e0 l’Observatoire INAF de Brera en Italie. \u00ab Au fur et \u00e0 mesure que l’ensemble du nuage se dilate, la mati\u00e8re se refroidit rapidement et le pic de sa lumi\u00e8re devient visible dans l’infrarouge et devient plus rouge sur des \u00e9chelles de temps allant de quelques jours \u00e0 quelques semaines \u00bb.<\/span><\/p>\n

Plus tard, il aurait \u00e9t\u00e9 impossible d\u2019\u00e9tudier cette kilonova depuis le sol, mais c\u2019\u00e9taient les conditions parfaites pour que les instruments NIRCam (Near-Infrared Camera) et NIRSpec (Near-Infrared Spectrograph) de Webb puissent observer cet environnement tumultueux. Le spectre pr\u00e9sente de larges lignes qui montrent que le mat\u00e9riau est \u00e9ject\u00e9 \u00e0 grande vitesse, mais une caract\u00e9ristique est claire : la lumi\u00e8re \u00e9mise par le tellure, un \u00e9l\u00e9ment plus rare que le platine sur Terre.<\/span><\/p>\n

Les capacit\u00e9s infrarouges tr\u00e8s sensibles de Webb ont aid\u00e9 les scientifiques \u00e0 identifier l’adresse des deux \u00e9toiles \u00e0 neutrons qui ont cr\u00e9\u00e9 la kilonova : une galaxie spirale situ\u00e9e \u00e0 environ 120 000 ann\u00e9es-lumi\u00e8re du site de la fusion.<\/span><\/p>\n

Avant leur aventure, ils \u00e9taient autrefois deux \u00e9toiles massives normales qui formaient un syst\u00e8me binaire dans leur galaxie spirale d’origine. Comme le duo \u00e9tait li\u00e9 gravitationnellement, les deux \u00e9toiles ont \u00e9t\u00e9 lanc\u00e9es ensemble \u00e0 deux occasions distinctes : lorsque l\u2019une des deux \u00e9toiles a explos\u00e9 en supernova et est devenue une \u00e9toile \u00e0 neutrons, et lorsque l\u2019autre \u00e9toile a embo\u00eet\u00e9 le pas.<\/span><\/p>\n

Dans ce cas, les \u00e9toiles \u00e0 neutrons sont rest\u00e9es comme un syst\u00e8me binaire malgr\u00e9 deux secousses explosives et ont \u00e9t\u00e9 expuls\u00e9es de leur galaxie d’origine. Le couple a parcouru environ l\u2019\u00e9quivalent du diam\u00e8tre de la Voie lact\u00e9e avant de fusionner plusieurs centaines de millions d\u2019ann\u00e9es plus tard.<\/span><\/p>\n

Les scientifiques s’attendent \u00e0 trouver encore plus de kilonovas \u00e0 l’avenir gr\u00e2ce au nombre croissant de possibilit\u00e9s de disposer de t\u00e9lescopes spatiaux et terrestres travaillant de mani\u00e8re compl\u00e9mentaire pour \u00e9tudier les changements dans l’Univers.<\/span><\/p>\n

\u00ab Webb fournit un coup de pouce ph\u00e9nom\u00e9nal et peut trouver des \u00e9l\u00e9ments encore plus lourds \u00bb, a d\u00e9clar\u00e9 Ben Gompertz, co-auteur de l’\u00e9tude \u00e0 l’Universit\u00e9 de Birmingham au Royaume-Uni. \u00ab \u00c0 mesure que nous obtiendrons des observations plus fr\u00e9quentes, les mod\u00e8les s\u2019am\u00e9lioreront et le spectre pourra \u00e9voluer davantage dans le temps. Webb a certainement ouvert la porte \u00e0 beaucoup plus de choses, et ses capacit\u00e9s seront compl\u00e8tement transformatrices pour notre compr\u00e9hension de l\u2019Univers \u00bb.<\/span><\/p>\n

Ces r\u00e9sultats ont \u00e9t\u00e9 publi\u00e9s dans la revue Nature<\/span><\/p>\n

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

Spectre d’\u00e9mission Kilonova<\/em><\/span><\/p>\n

Cette pr\u00e9sentation graphique compare les donn\u00e9es spectrales de la kilonova de GRB 230307A observ\u00e9es par le t\u00e9lescope spatial James Webb et un mod\u00e8le kilonova. Les deux montrent un pic distinct dans la r\u00e9gion du spectre associ\u00e9e au tellure, la zone \u00e9tant ombr\u00e9e en rouge. La d\u00e9tection du tellure, qui est plus rare que le platine sur Terre, marque le premier regard direct de Webb sur un \u00e9l\u00e9ment lourd individuel d\u2019une kilonova.<\/em><\/span><\/p>\n

Bien que les astronomes aient \u00e9mis l\u2019hypoth\u00e8se que les fusions d\u2019\u00e9toiles \u00e0 neutrons constituent l\u2019environnement id\u00e9al pour cr\u00e9er des \u00e9l\u00e9ments chimiques, dont certains sont essentiels \u00e0 la vie, ces \u00e9v\u00e9nements explosifs \u2013 connus sous le nom de kilonovas \u2013 sont rares et rapides. Le NIRSpec (spectrographe proche infrarouge) de Webb a acquis un spectre de la kilonova du GRB 230307A, aidant ainsi les scientifiques \u00e0 obtenir des preuves de la synth\u00e8se d’\u00e9l\u00e9ments lourds \u00e0 partir de fusions d’\u00e9toiles \u00e0 neutrons.<\/em><\/span><\/p>\n

Gr\u00e2ce \u00e0 l\u2019extraordinaire capacit\u00e9 de Webb \u00e0 regarder plus loin dans l\u2019espace que jamais auparavant, les astronomes s\u2019attendent \u00e0 trouver encore plus de kilonovas et \u00e0 acqu\u00e9rir de nouvelles preuves de la cr\u00e9ation d\u2019\u00e9l\u00e9ments lourds.<\/em><\/span><\/p>\n

Description de l’image : Le spectre est trac\u00e9 sous forme de graphique lin\u00e9aire de la luminosit\u00e9 en fonction de la longueur d’onde de la lumi\u00e8re (microns). Les raies spectrales varient en longueur d’onde de la lumi\u00e8re le long de l’axe x, le premier tic \u00e9tant \u00e9tiquet\u00e9 \u00ab 1,0 \u00bb et le dernier tic \u00e9tant \u00e9tiquet\u00e9 \u00ab 5,0 \u00bb, et en luminosit\u00e9, le niveau de luminosit\u00e9 devenant plus \u00e9lev\u00e9 en augmentant le long de l’axe y. axe. La raie spectrale Webb est blanche et irr\u00e9guli\u00e8re. Environ un tiers du graphique pr\u00e9sente un pic distinct entre 2,0 et 2,5 microns. Apr\u00e8s 2,5 microns, la raie spectrale monte progressivement vers la droite. La raie spectrale du mod\u00e8le est rouge et plus lisse que les donn\u00e9es Webb. La raie spectrale du mod\u00e8le \u00e0 1,0 micron commence bas (faible) et plate avant de culminer entre 2,0 et 2,5 microns, similaire aux donn\u00e9es Webb. La zone situ\u00e9e sous la raie spectrale du mod\u00e8le est ombr\u00e9e en rouge et \u00e9tiquet\u00e9e \u00ab Tellurium T E \u00bb. La raie spectrale du mod\u00e8le descend ensuite apr\u00e8s 2,5 microns et suit la tendance g\u00e9n\u00e9rale des donn\u00e9es Webb.<\/em><\/span> <\/em><\/span><\/p>\n

Plus d’information
\n<\/strong>Webb est le t\u00e9lescope le plus grand et le plus puissant jamais lanc\u00e9 dans l’espace. Dans le cadre d\u2019un accord de collaboration internationale, l\u2019ESA a assur\u00e9 le service de lancement du t\u00e9lescope, \u00e0 l\u2019aide du lanceur Ariane 5. En collaboration avec des partenaires, l’ESA \u00e9tait responsable du d\u00e9veloppement et de la qualification des adaptations d’Ariane 5 pour la mission Webb et de l’acquisition du service de lancement par Arianespace. L’ESA a \u00e9galement fourni le spectrographe NIRSpec et 50 % de l’instrument infrarouge moyen MIRI, con\u00e7u et construit par un consortium d’instituts europ\u00e9ens financ\u00e9s au niveau national (le Consortium europ\u00e9en MIRI) en partenariat avec le JPL et l’Universit\u00e9 de l’Arizona.<\/span><\/p>\n

Webb est un partenariat international entre la NASA, l’ESA et l’Agence spatiale canadienne (ASC).<\/span><\/p>\n

 <\/p>\n

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

\n

Webb et Hubble s’associent pour cr\u00e9er la vue la plus color\u00e9e de l’Univers<\/span><\/strong><\/span><\/p>\n

ESA 2023 11 09<\/span><\/span><\/strong><\/p>\n

Le t\u00e9lescope spatial James Webb NASA\/ESA\/CSA et le t\u00e9lescope spatial NASA\/ESA Hubble se sont unis pour \u00e9tudier un vaste amas de galaxies connu sous le nom de MACS0416. L\u2019image panchromatique r\u00e9sultante combine la lumi\u00e8re visible et infrarouge pour assembler l\u2019une des vues les plus compl\u00e8tes de l\u2019Univers jamais obtenues. Situ\u00e9 \u00e0 environ 4,3 milliards d\u2019ann\u00e9es-lumi\u00e8re de la Terre, MACS0416 est une paire d\u2019amas de galaxies en collision qui finiront par se combiner pour former un amas encore plus grand.<\/span><\/p>\n

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

L\u2019image r\u00e9v\u00e8le une richesse de d\u00e9tails qui ne sont possibles qu\u2019en combinant la puissance des deux t\u00e9lescopes spatiaux. Il comprend une multitude de galaxies en dehors de l\u2019amas et une multitude de sources qui varient dans le temps, probablement en raison de la lentille gravitationnelle \u2013 la distorsion et l\u2019amplification de la lumi\u00e8re provenant de sources de fond distantes.<\/span><\/p>\n

Cet amas \u00e9tait le premier d’une s\u00e9rie de vues sans pr\u00e9c\u00e9dent et tr\u00e8s profondes de l’Univers issues d’un programme ambitieux et collaboratif de Hubble appel\u00e9 Frontier Fields, inaugur\u00e9 en 2014. Hubble a \u00e9t\u00e9 le pionnier de la recherche de certaines des galaxies intrins\u00e8quement les plus faibles et les plus jeunes jamais d\u00e9tect\u00e9es. La vision infrarouge de Webb renforce consid\u00e9rablement cette vision approfondie en allant encore plus loin dans l\u2019Univers primitif gr\u00e2ce \u00e0 sa vision infrarouge. Pour cr\u00e9er l\u2019image, en g\u00e9n\u00e9ral, les longueurs d\u2019onde de lumi\u00e8re les plus courtes \u00e9taient cod\u00e9es en bleu, les longueurs d\u2019onde les plus longues en rouge et les longueurs d\u2019onde interm\u00e9diaires en vert. La large gamme de longueurs d\u2019onde, de 0,4 \u00e0 5 microns, donne un paysage de galaxies particuli\u00e8rement vivant.<\/span><\/p>\n

Ces couleurs donnent des indices sur les distances des galaxies : les galaxies les plus bleues sont relativement proches et montrent souvent une formation d’\u00e9toiles intense, comme le d\u00e9tecte mieux Hubble, tandis que les galaxies les plus rouges ont tendance \u00e0 \u00eatre plus \u00e9loign\u00e9es et sont mieux d\u00e9tect\u00e9es par Webb. Certaines galaxies apparaissent \u00e9galement tr\u00e8s rouges car elles contiennent de grandes quantit\u00e9s de poussi\u00e8re cosmique qui a tendance \u00e0 absorber les couleurs plus bleues de la lumi\u00e8re des \u00e9toiles.<\/span><\/p>\n

M\u00eame si les nouvelles observations de Webb contribuent \u00e0 cette vision esth\u00e9tique, elles ont \u00e9t\u00e9 r\u00e9alis\u00e9es dans un but scientifique sp\u00e9cifique. L\u2019\u00e9quipe de recherche a combin\u00e9 ses trois \u00e9poques d\u2019observations, chacune \u00e0 quelques semaines d\u2019intervalle, avec une quatri\u00e8me \u00e9poque de l\u2019\u00e9quipe de recherche CANUCS (CANadian NIRISS Unbiased Cluster Survey). L\u2019objectif \u00e9tait de rechercher des objets dont la luminosit\u00e9 observ\u00e9e varie au fil du temps, appel\u00e9s transitoires. Ils ont identifi\u00e9 14 de ces transitoires dans le champ de vision. Douze d\u2019entre eux \u00e9taient situ\u00e9s dans trois galaxies fortement agrandies par lentille gravitationnelle, et il s\u2019agit probablement d\u2019\u00e9toiles individuelles ou de syst\u00e8mes \u00e0 \u00e9toiles multiples qui sont bri\u00e8vement tr\u00e8s fortement agrandies. Les deux transitoires restants se situent dans des galaxies de fond plus mod\u00e9r\u00e9ment agrandies et sont probablement des supernov\u00e6.<\/span><\/p>\n

La d\u00e9couverte d’un si grand nombre de transitoires avec des observations s’\u00e9talant sur une p\u00e9riode de temps relativement courte sugg\u00e8re que les astronomes pourraient trouver beaucoup plus de transitoires dans cet amas et dans d’autres similaires gr\u00e2ce \u00e0 une surveillance r\u00e9guli\u00e8re avec Webb.\u200b<\/span><\/p>\n

Parmi les transitoires identifi\u00e9s par l\u2019\u00e9quipe, un s\u2019est particuli\u00e8rement d\u00e9marqu\u00e9. Situ\u00e9 dans une galaxie qui existait environ 3 milliards d’ann\u00e9es apr\u00e8s le Big Bang, il est agrandi d’un facteur d’au moins 4 000. L’\u00e9quipe a surnomm\u00e9 le syst\u00e8me stellaire Mothra en clin d’\u0153il \u00e0 sa \u00ab nature monstrueuse \u00bb, \u00e9tant \u00e0 la fois extr\u00eamement brillant et extr\u00eamement agrandi. Elle rejoint une autre \u00e9toile \u00e0 lentilles que les chercheurs avaient pr\u00e9c\u00e9demment identifi\u00e9e et qu’ils ont surnomm\u00e9e Godzilla. Godzilla et Mothra sont tous deux des monstres g\u00e9ants connus sous le nom de kaiju dans le cin\u00e9ma japonais.<\/span><\/p>\n

Il est int\u00e9ressant de noter que Mothra est \u00e9galement visible dans les observations de Hubble effectu\u00e9es neuf ans plus t\u00f4t. Ceci est inhabituel, car un alignement tr\u00e8s sp\u00e9cifique entre l\u2019amas de galaxies du premier plan et l\u2019\u00e9toile d\u2019arri\u00e8re-plan est n\u00e9cessaire pour agrandir autant une \u00e9toile. Les mouvements mutuels de l\u2019\u00e9toile et de l\u2019amas auraient finalement d\u00fb \u00e9liminer cet alignement.<\/span><\/p>\n

L’explication la plus probable est qu’il existe un objet suppl\u00e9mentaire dans le groupe au premier plan qui ajoute un grossissement suppl\u00e9mentaire. L\u2019\u00e9quipe a r\u00e9ussi \u00e0 limiter sa masse \u00e0 une valeur comprise entre 10 000 et 1 million de fois celle de notre Soleil. La nature exacte de cette \u00ab milli-lentille \u00bb reste cependant inconnue. Il est possible que l\u2019objet soit un amas d\u2019\u00e9toiles globulaires trop faible pour que Webb puisse l\u2019observer directement.<\/span><\/p>\n

Les donn\u00e9es Webb pr\u00e9sent\u00e9es ici ont \u00e9t\u00e9 obtenues dans le cadre du programme PEARLS (Prime Extragalactic Areas for Reionization and Lensing Science), programme GTO 1176.<\/span><\/p>\n

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

\n

Pas de trucs, juste des friandises<\/strong><\/span><\/p>\n

ESA 2023 11 14 <\/span><\/strong><\/span><\/p>\n

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

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

Ce mois-ci, Webb pr\u00e9sente non pas un, mais deux r\u00e9gals spectaculaires\u2026 pour les yeux. Deux vues d\u00e9taill\u00e9es diff\u00e9rentes de la galaxie spirale barr\u00e9e M83 sont r\u00e9v\u00e9l\u00e9es dans ces nouvelles images, toutes deux prises \u00e0 l’aide du t\u00e9lescope spatial James Webb NASA\/ESA\/CSA. M83, \u00e9galement connu sous le nom de NGC 5236, a \u00e9t\u00e9 observ\u00e9 par Webb dans le cadre d’une s\u00e9rie d’observations collectivement intitul\u00e9es F<\/strong>eedback in E<\/strong>merging extrA<\/strong>galactic S<\/strong>tar amasT<\/strong>ers, ou FEAST. Une autre cible des observations FEAST, M51, a fait l’objet d’une pr\u00e9c\u00e9dente photo Webb du mois. Comme pour les six galaxies composant l’\u00e9chantillon FEAST, M83 et M51 ont \u00e9t\u00e9 observ\u00e9es avec NIRCam et MIRI, deux des quatre instruments mont\u00e9s sur Webb.<\/span><\/p>\n

Les deux vues de Webb de M83 observ\u00e9es avec l\u2019instrument MIRI (en haut) et l\u2019instrument NIRCam (en bas).<\/span><\/em><\/p>\n

\u200b<\/p>\n

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

\n

Les chercheurs \u00e9tonn\u00e9s par l\u2019image de Webb d\u2019une \u00e9toile ayant explos\u00e9<\/strong><\/span><\/p>\n

ESA 2023 12 11<\/span><\/strong><\/span><\/p>\n

Comme un ornement rond et brillant pr\u00eat \u00e0 \u00eatre plac\u00e9 \u00e0 l\u2019endroit parfait sur l\u2019arbre de No\u00ebl, le reste de la supernova Cassiop\u00e9e A (Cas A) brille dans une nouvelle image du t\u00e9lescope spatial James Webb de la NASA\/ESA\/CSA. Cependant, cette sc\u00e8ne n\u2019est pas une nuit silencieuse proverbiale \u2013 tout n\u2019est pas calme.<\/span><\/p>\n

La vue NIRCam (Near-Infrared Camera) de Webb de Cas A affiche une explosion tr\u00e8s violente \u00e0 une r\u00e9solution auparavant inaccessible \u00e0 ces longueurs d’onde. Cette image haute r\u00e9solution d\u00e9voile des d\u00e9tails complexes de la coque de mati\u00e8re en expansion qui heurte le gaz rejet\u00e9 par l’\u00e9toile avant son explosion.<\/span><\/p>\n

Cas A est l\u2019un des restes de supernova les mieux \u00e9tudi\u00e9s de tout le cosmos. Au fil des ann\u00e9es, des observatoires au sol et dans l\u2019espace, notamment le t\u00e9lescope spatial Hubble NASA\/ESA, ont rassembl\u00e9 collectivement une image multi-longueurs d\u2019onde des restes en lambeaux de l\u2019objet.<\/span><\/p>\n

Cependant, les astronomes sont d\u00e9sormais entr\u00e9s dans une nouvelle \u00e8re dans l\u2019\u00e9tude de Cas A. En avril 2023, le MIRI (Mid-Infrared Instrument) de Webb a lanc\u00e9 cette histoire, r\u00e9v\u00e9lant des caract\u00e9ristiques nouvelles et inattendues dans la coque interne du reste de la supernova. Mais bon nombre de ces caract\u00e9ristiques sont invisibles dans la nouvelle image NIRCam, et les astronomes \u00e9tudient pourquoi.<\/span><\/p>\n

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

Cassiopeia A par NIRCam<\/em><\/span><\/p>\n

La lumi\u00e8re infrarouge est invisible \u00e0 nos yeux, c’est pourquoi les processeurs d’images et les scientifiques repr\u00e9sentent ces longueurs d’onde de lumi\u00e8re avec des couleurs visibles. Dans cette nouvelle image de Cas A, des couleurs ont \u00e9t\u00e9 attribu\u00e9es aux diff\u00e9rents filtres de NIRCam, et chacune de ces couleurs fait allusion \u00e0 une activit\u00e9 diff\u00e9rente se produisant au sein de l’objet. \u00c0 premi\u00e8re vue, l\u2019image NIRCam peut para\u00eetre moins color\u00e9e que l\u2019image MIRI. Cependant, cela ne signifie pas qu\u2019il y a moins d\u2019informations : cela se r\u00e9sume simplement aux longueurs d\u2019onde dans lesquelles le mat\u00e9riau de l\u2019objet \u00e9met sa lumi\u00e8re.<\/span><\/p>\n

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

Cassiopeia A par MIRI<\/em><\/span><\/p>\n

Les couleurs les plus visibles dans la derni\u00e8re image de Webb sont des touffes d\u2019orange vif et de rose clair qui constituent la coque interne du reste de la supernova. La vue extr\u00eamement nette de Webb peut d\u00e9tecter les plus petits n\u0153uds de gaz, compos\u00e9s de soufre, d\u2019oxyg\u00e8ne, d\u2019argon et de n\u00e9on, provenant de l\u2019\u00e9toile elle-m\u00eame. Ce gaz contient un m\u00e9lange de poussi\u00e8res et de mol\u00e9cules, qui seront \u00e9ventuellement incorpor\u00e9es dans de nouvelles \u00e9toiles et syst\u00e8mes plan\u00e9taires. Certains filaments de d\u00e9bris sont trop petits pour \u00eatre r\u00e9solus, m\u00eame par Webb, ce qui signifie qu’ils ont un diam\u00e8tre comparable ou inf\u00e9rieur \u00e0 16 milliards de kilom\u00e8tres (environ 100 unit\u00e9s astronomiques). En comparaison, la totalit\u00e9 de Cas A s\u2019\u00e9tend sur 10 ann\u00e9es-lumi\u00e8re, soit environ 96 000 milliards de kilom\u00e8tres.<\/span><\/p>\n

Lorsque l\u2019on compare la nouvelle vue proche infrarouge de Webb du Cas A avec la vue infrarouge moyen, sa cavit\u00e9 interne et sa coque la plus externe sont curieusement d\u00e9pourvues de couleur. La p\u00e9riph\u00e9rie de la coque int\u00e9rieure principale, qui apparaissait en orange fonc\u00e9 et rouge sur l’image MIRI, ressemble maintenant \u00e0 la fum\u00e9e d’un feu de camp. Cela marque l’endroit o\u00f9 l’onde de souffle de la supernova s’enfonce dans le mat\u00e9riau circumstellaire environnant. La poussi\u00e8re contenue dans le mat\u00e9riau circumstellaire est trop froide pour \u00eatre d\u00e9tect\u00e9e directement dans les longueurs d’onde du proche infrarouge, mais s’illumine dans le moyen infrarouge.<\/span><\/p>\n

Les chercheurs ont conclu que la couleur blanche est la lumi\u00e8re du rayonnement synchrotron, \u00e9mise \u00e0 travers le spectre \u00e9lectromagn\u00e9tique, y compris le proche infrarouge. Il est g\u00e9n\u00e9r\u00e9 par des particules charg\u00e9es se d\u00e9pla\u00e7ant \u00e0 des vitesses extr\u00eamement \u00e9lev\u00e9es et en spirale autour des lignes de champ magn\u00e9tique. Le rayonnement synchrotron est \u00e9galement visible dans les coquilles en forme de bulles situ\u00e9es dans la moiti\u00e9 inf\u00e9rieure de la cavit\u00e9 interne.<\/span><\/p>\n

On ne voit pas non plus dans la vue proche infrarouge la boucle de lumi\u00e8re verte dans la cavit\u00e9 centrale du Cas A qui brillait dans la lumi\u00e8re infrarouge moyen, surnomm\u00e9e \u00e0 juste titre le monstre vert par l’\u00e9quipe de recherche. Cette fonctionnalit\u00e9 a \u00e9t\u00e9 d\u00e9crite comme \u00ab difficile \u00e0 comprendre \u00bb par les chercheurs lors de leur premier examen.<\/span><\/p>\n

Bien que le \u00ab vert \u00bb du monstre vert ne soit pas visible dans NIRCam, ce qui reste dans le proche infrarouge dans cette r\u00e9gion peut donner un aper\u00e7u de cette caract\u00e9ristique myst\u00e9rieuse. Les trous circulaires visibles sur l\u2019image MIRI sont l\u00e9g\u00e8rement d\u00e9limit\u00e9s par une \u00e9mission blanche et violette sur l\u2019image NIRCam \u2013 cela repr\u00e9sente un gaz ionis\u00e9. Les chercheurs pensent que cela est d\u00fb aux d\u00e9bris de supernova qui traversent et sculptent le gaz laiss\u00e9 par l\u2019\u00e9toile avant son explosion.<\/span><\/p>\n

Les chercheurs ont \u00e9galement \u00e9t\u00e9 absolument stup\u00e9faits par une caract\u00e9ristique fascinante situ\u00e9e dans le coin inf\u00e9rieur droit du champ de vision de NIRCam. Ils appellent cette grosse goutte stri\u00e9e Baby Cas A \u2013 car elle ressemble \u00e0 une prog\u00e9niture de la supernova principale.<\/span><\/p>\n

C’est un l\u00e9ger \u00e9cho. La lumi\u00e8re de l\u2019explosion ancienne de l\u2019\u00e9toile a atteint et r\u00e9chauffe la poussi\u00e8re lointaine, qui brille en refroidissant. La complexit\u00e9 de la structure de la poussi\u00e8re et la proximit\u00e9 apparente de Baby Cas A avec Cas A elle-m\u00eame intriguent particuli\u00e8rement les chercheurs. En r\u00e9alit\u00e9, Baby Cas A est situ\u00e9 \u00e0 environ 170 ann\u00e9es-lumi\u00e8re derri\u00e8re le reste de la supernova.<\/span><\/p>\n

Il y a \u00e9galement plusieurs autres \u00e9chos lumineux plus petits dispers\u00e9s dans le nouveau portrait de Webb.<\/span><\/p>\n

Le reste de la supernova Cas A est situ\u00e9 \u00e0 11 000 ann\u00e9es-lumi\u00e8re dans la constellation de Cassiop\u00e9e. De notre point de vue, on estime qu\u2019elle a explos\u00e9 il y a environ 340 ans.<\/span><\/p>\n

 <\/p>\n

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

\n

Webb identifie la plus petite naine brune flottante<\/strong><\/span><\/p>\n

ESA 2023 12 13<\/span><\/strong><\/span><\/p>\n

Cette d\u00e9couverte aide \u00e0 r\u00e9pondre \u00e0 la question : jusqu’o\u00f9 peut-on aller en formant des \u00e9toiles ? Les naines brunes sont parfois appel\u00e9es \u00e9toiles rat\u00e9es, car elles se forment comme des \u00e9toiles par effondrement gravitationnel, mais ne gagnent jamais suffisamment de masse pour d\u00e9clencher la fusion nucl\u00e9aire. Les plus petites naines brunes peuvent chevaucher en masse celles des plan\u00e8tes g\u00e9antes. Dans leur qu\u00eate de la plus petite naine brune, les astronomes utilisant le t\u00e9lescope spatial James Webb NASA\/ESA\/CSA ont trouv\u00e9 le nouveau d\u00e9tenteur du record : un objet pesant seulement trois \u00e0 quatre fois la masse de Jupiter.<\/span><\/p>\n

Les naines brunes sont des objets qui chevauchent la ligne de d\u00e9marcation entre les \u00e9toiles et les plan\u00e8tes. Ils se forment comme des \u00e9toiles, devenant suffisamment denses pour s\u2019effondrer sous leur propre gravit\u00e9, mais ils ne deviennent jamais suffisamment denses et chauds pour commencer \u00e0 fusionner l\u2019hydrog\u00e8ne et se transformer en \u00e9toile. Au bas de l\u2019\u00e9chelle, certaines naines brunes sont comparables \u00e0 des plan\u00e8tes g\u00e9antes, pesant \u00e0 peine quelques fois la masse de Jupiter.<\/span><\/p>\n

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

Description de l’image : Image d’un amas d’\u00e9toiles et d’une n\u00e9buleuse, avec trois d\u00e9tails d’image extraits dans des bo\u00eetes carr\u00e9es empil\u00e9es verticalement sur la droite.<\/em> L\u2019image principale montre de vaporeux filaments rose-violet et une dispersion d\u2019\u00e9toiles.<\/em> Chacune des trois cases \u00e0 droite correspond \u00e0 un petit d\u00e9tail, num\u00e9rot\u00e9 et encercl\u00e9, dans l\u2019image principale.<\/em> Encadr\u00e9 1 (en haut) : Un d\u00e9tail en bas \u00e0 gauche de l\u2019image principale montre une paire de petites taches circulaires blanc ros\u00e9 sur un fond brun jaun\u00e2tre.<\/em> Encadr\u00e9 2 (au milieu) : Un d\u00e9tail du milieu de la partie inf\u00e9rieure de l’image principale montre une seule petite tache circulaire ros\u00e2tre sur un fond brun jaun\u00e2tre.<\/em> Encadr\u00e9 3 : Un d\u00e9tail du bord inf\u00e9rieur droit de l\u2019image principale montre une petite tache circulaire ros\u00e2tre sur un fond brun fonc\u00e9.<\/em><\/span><\/p>\n

Les astronomes tentent de d\u00e9terminer le plus petit objet pouvant se former \u00e0 la mani\u00e8re d\u2019une \u00e9toile. Une \u00e9quipe internationale utilisant le t\u00e9lescope spatial James Webb NASA\/ESA\/CSA a identifi\u00e9 le nouveau d\u00e9tenteur du record : une minuscule naine brune flottant librement avec seulement trois \u00e0 quatre fois la masse de Jupiter.<\/span><\/p>\n

\u00ab Une question fondamentale que vous trouverez dans tous les manuels d\u2019astronomie est la suivante : quelles sont les plus petites \u00e9toiles ? C\u2019est \u00e0 cela que nous essayons de r\u00e9pondre \u00bb, a expliqu\u00e9 l\u2019auteur principal Kevin Luhman de la Pennsylvania State University.<\/span><\/p>\n

Pour localiser cette nouvelle naine brune, Luhman et sa coll\u00e8gue, Catarina Alves de Oliveira, ont choisi d’\u00e9tudier l’amas d’\u00e9toiles IC 348, situ\u00e9 \u00e0 environ 1 000 ann\u00e9es-lumi\u00e8re de nous, dans la r\u00e9gion de formation d’\u00e9toiles de Pers\u00e9e. Cet amas est jeune, \u00e2g\u00e9 d’environ cinq millions d’ann\u00e9es seulement. En cons\u00e9quence, toutes les naines brunes seraient encore relativement brillantes en lumi\u00e8re infrarouge, rayonnantes \u00e0 cause de la chaleur de leur formation.<\/span><\/p>\n

L\u2019\u00e9quipe a d\u2019abord photographi\u00e9 le centre de l\u2019amas \u00e0 l\u2019aide de la NIRCam (cam\u00e9ra proche infrarouge) de Webb pour identifier les candidates naines brunes \u00e0 partir de leur luminosit\u00e9 et de leurs couleurs. Ils ont suivi les cibles les plus prometteuses \u00e0 l\u2019aide du r\u00e9seau de microobturateurs NIRSpec (Near-Infrared Spectrograph) de Webb.<\/span><\/p>\n

Cette image prise par l’instrument NIRCam (Near-Infrared Camera) du t\u00e9lescope spatial James Webb de la NASA montre la partie centrale de l’amas d’\u00e9toiles IC 348. Les astronomes ont parcouru l’amas \u00e0 la recherche de minuscules naines brunes flottant librement : des objets trop petits pour \u00eatre des \u00e9toiles. mais plus grande que la plupart des plan\u00e8tes. Ils ont trouv\u00e9 trois naines brunes qui font moins de huit fois la masse de Jupiter, qui sont encercl\u00e9es sur l\u2019image principale et montr\u00e9es dans les extraits d\u00e9taill\u00e9s \u00e0 droite. Le plus petit p\u00e8se seulement trois \u00e0 quatre fois plus que Jupiter, ce qui remet en cause les th\u00e9ories sur la formation des \u00e9toiles.<\/span><\/p>\n

Les rideaux vaporeux qui remplissent l\u2019image sont constitu\u00e9s de mati\u00e8re interstellaire r\u00e9fl\u00e9chissant la lumi\u00e8re des \u00e9toiles de l\u2019amas, ce qu\u2019on appelle une n\u00e9buleuse par r\u00e9flexion. Le mat\u00e9riau comprend \u00e9galement des mol\u00e9cules contenant du carbone appel\u00e9es hydrocarbures aromatiques polycycliques ou HAP. L\u2019\u00e9toile brillante la plus proche du centre du cadre est en fait une paire d\u2019\u00e9toiles de type B dans un syst\u00e8me binaire, les \u00e9toiles les plus massives de l\u2019amas. Les vents provenant de ces \u00e9toiles peuvent aider \u00e0 sculpter la grande boucle visible sur le c\u00f4t\u00e9 droit du champ de vision.<\/span><\/p>\n

La sensibilit\u00e9 infrarouge de Webb \u00e9tait cruciale, permettant \u00e0 l\u2019\u00e9quipe de d\u00e9tecter des objets plus faibles que les t\u00e9lescopes au sol. De plus, la vision nette de Webb leur a permis de d\u00e9terminer quels objets rouges \u00e9taient des naines brunes pr\u00e9cises et lesquels \u00e9taient des galaxies \u00e0 fond blobby.<\/span><\/p>\n

Ce processus de vannage a conduit \u00e0 trois cibles intrigantes pesant trois \u00e0 huit masses de Jupiter, avec des temp\u00e9ratures de surface allant de 830 \u00e0 1 500 degr\u00e9s Celsius. Le plus petit d\u2019entre eux ne p\u00e8se que trois \u00e0 quatre fois Jupiter, selon les mod\u00e8les informatiques.<\/span><\/p>\n

Expliquer comment une si petite naine brune a pu se former est th\u00e9oriquement un d\u00e9fi. Un nuage de gaz lourd et dense poss\u00e8de suffisamment de gravit\u00e9 pour s\u2019effondrer et former une \u00e9toile. Cependant, en raison de sa gravit\u00e9 plus faible, il devrait \u00eatre plus difficile pour un petit nuage de s\u2019effondrer pour former une naine brune, et cela est particuli\u00e8rement vrai pour les naines brunes ayant la masse des plan\u00e8tes g\u00e9antes.<\/span><\/p>\n

\u00ab Il est assez facile pour les mod\u00e8les actuels de cr\u00e9er des plan\u00e8tes g\u00e9antes dans un disque autour d’une \u00e9toile \u00bb, a d\u00e9clar\u00e9 Catarina Alves de Oliveira de l’ESA, chercheuse principale du programme d’observation. \u00ab Mais dans cet amas, il serait peu probable que cet objet se soit form\u00e9 dans un disque, se formant plut\u00f4t comme une \u00e9toile, et trois masses de Jupiter sont 300 fois plus petites que notre Soleil. Nous devons donc nous demander comment le processus de formation d\u2019\u00e9toiles fonctionne-t-il avec des masses aussi tr\u00e8s petites ? \u00bb.<\/span><\/p>\n

En plus de fournir des indices sur le processus de formation des \u00e9toiles, les minuscules naines brunes peuvent \u00e9galement aider les astronomes \u00e0 mieux comprendre les exoplan\u00e8tes. Les naines brunes les moins massives chevauchent les plus grandes exoplan\u00e8tes ; par cons\u00e9quent, on s\u2019attendrait \u00e0 ce qu\u2019ils aient des propri\u00e9t\u00e9s similaires. Cependant, une naine brune flottant librement est plus facile \u00e0 \u00e9tudier qu\u2019une exoplan\u00e8te g\u00e9ante puisque cette derni\u00e8re est cach\u00e9e dans l\u2019\u00e9clat de son \u00e9toile h\u00f4te.<\/span><\/p>\n

Deux des naines brunes identifi\u00e9es lors de cette \u00e9tude pr\u00e9sentent la signature spectrale d’un hydrocarbure non identifi\u00e9, une mol\u00e9cule contenant \u00e0 la fois des atomes d’hydrog\u00e8ne et de carbone. La m\u00eame signature infrarouge a \u00e9t\u00e9 d\u00e9tect\u00e9e par la mission Cassini de la NASA dans les atmosph\u00e8res de Saturne et de sa lune Titan. On l’a \u00e9galement observ\u00e9 dans le milieu interstellaire, le gaz entre les \u00e9toiles.<\/span><\/p>\n

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

Description de l’image : Une image montrant de vaporeux filaments rose-violet et une dispersion d’\u00e9toiles.<\/em> En bas \u00e0 gauche se trouvent des fl\u00e8ches de boussole indiquant l’orientation de l’image sur le ciel.<\/em> La fl\u00e8che nord pointe dans la direction de 11 heures.<\/em> La fl\u00e8che est pointe vers 8 heures.<\/em> Sous l’image se trouve une cl\u00e9 de couleur indiquant quels filtres ont \u00e9t\u00e9 utilis\u00e9s pour cr\u00e9er l’image et quelle couleur de lumi\u00e8re visible est attribu\u00e9e \u00e0 chaque filtre de lumi\u00e8re infrarouge.<\/em> De gauche \u00e0 droite, les filtres Webb NIRCam sont F277W (bleu), F360M (vert) et F444W (rouge).<\/em> Une barre d’\u00e9chelle en bas \u00e0 droite de l’image repr\u00e9sente environ un cinqui\u00e8me de la largeur totale de l’image et le texte en dessous indique 0,1 ann\u00e9e-lumi\u00e8re.<\/em><\/span><\/p>\n

\u00ab C’est la premi\u00e8re fois que nous d\u00e9tectons cette mol\u00e9cule dans l’atmosph\u00e8re d’un objet ext\u00e9rieur \u00e0 notre syst\u00e8me solaire \u00bb, a expliqu\u00e9 Catarina. \u00ab Les mod\u00e8les d\u2019atmosph\u00e8res des naines brunes ne pr\u00e9disent pas son existence. Nous observons des objets plus jeunes et de masses plus faibles que jamais auparavant, et nous voyons quelque chose de nouveau et d\u2019inattendu \u00bb.<\/span><\/p>\n

\u00c9tant donn\u00e9 que les objets se situent bien dans la gamme de masse des plan\u00e8tes g\u00e9antes, cela soul\u00e8ve la question de savoir s\u2019il s\u2019agit bien de naines brunes ou de plan\u00e8tes voyou qui ont \u00e9t\u00e9 \u00e9ject\u00e9es des syst\u00e8mes plan\u00e9taires. Bien que l\u2019\u00e9quipe ne puisse pas exclure cette derni\u00e8re hypoth\u00e8se, elle affirme qu\u2019il s\u2019agit bien plus probablement de naines brunes que de plan\u00e8tes \u00e9ject\u00e9es.<\/span><\/p>\n

Amas d’\u00e9toiles IC 348 (image de la boussole NIRCam) Cette image de l’amas d’\u00e9toiles IC 348, captur\u00e9e par l’instrument NIRCam (Near-Infrared Camera) de Webb, montre des fl\u00e8ches de boussole, une barre d’\u00e9chelle et une cl\u00e9 de couleur pour r\u00e9f\u00e9rence.<\/span><\/p>\n

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 (vu de dessous) est invers\u00e9e par rapport aux fl\u00e8ches de direction sur une carte du sol (vue de dessus).<\/span><\/p>\n

La barre d’\u00e9chelle est indiqu\u00e9e en ann\u00e9es-lumi\u00e8re, qui correspond \u00e0 la distance parcourue par la lumi\u00e8re en une ann\u00e9e terrestre. (Il faut 0,1 an \u00e0 la lumi\u00e8re pour parcourir une distance \u00e9gale \u00e0 la longueur de la barre d’\u00e9chelle.) Une ann\u00e9e-lumi\u00e8re \u00e9quivaut \u00e0 environ 5,88 billions de milles ou 9,46 billions de km. Le champ de vision montr\u00e9 sur cette image est d’environ 0,5 ann\u00e9e-lumi\u00e8re de diam\u00e8tre et 0,8 ann\u00e9e-lumi\u00e8re de haut.<\/span><\/p>\n

Cette image montre des longueurs d\u2019onde invisibles du proche infrarouge qui ont \u00e9t\u00e9 traduites en couleurs de lumi\u00e8re visible. La cl\u00e9 de couleur montre quels filtres NIRCam ont \u00e9t\u00e9 utilis\u00e9s lors de la collecte de la lumi\u00e8re. La couleur de chaque nom de filtre est la couleur de la lumi\u00e8re visible utilis\u00e9e pour repr\u00e9senter la lumi\u00e8re infrarouge qui traverse ce filtre.<\/span><\/p>\n

Une plan\u00e8te g\u00e9ante \u00e9ject\u00e9e est peu probable pour deux raisons. Premi\u00e8rement, de telles plan\u00e8tes sont g\u00e9n\u00e9ralement rares par rapport aux plan\u00e8tes de masse plus petite. Deuxi\u00e8mement, la plupart des \u00e9toiles sont des \u00e9toiles de faible masse et les plan\u00e8tes g\u00e9antes sont particuli\u00e8rement rares parmi ces \u00e9toiles. En cons\u00e9quence, il est peu probable que la plupart des \u00e9toiles de l\u2019IC 348 (qui sont des \u00e9toiles de faible masse) soient capables de produire des plan\u00e8tes aussi massives. De plus, comme l\u2019amas n\u2019a que cinq millions d\u2019ann\u00e9es, les plan\u00e8tes g\u00e9antes n\u2019ont probablement pas eu le temps de se former puis d\u2019\u00eatre \u00e9ject\u00e9es de leur syst\u00e8me.<\/span><\/p>\n

La d\u00e9couverte d\u2019autres objets de ce type contribuera \u00e0 clarifier leur statut. Les th\u00e9ories sugg\u00e8rent que les \u00ab plan\u00e8tes voyou \u00bb sont plus susceptibles d’\u00eatre trouv\u00e9es \u00e0 la p\u00e9riph\u00e9rie d’un amas d’\u00e9toiles, donc \u00e9largir la zone de recherche pourrait les identifier si elles existent dans IC 348. Les travaux futurs pourraient \u00e9galement inclure des enqu\u00eates plus longues permettant de d\u00e9tecter des objets plus faibles et plus petits. La courte enqu\u00eate men\u00e9e par l\u2019\u00e9quipe devait d\u00e9tecter des objets aussi petits que deux fois la masse de Jupiter. Des relev\u00e9s plus longs pourraient facilement atteindre une masse de Jupiter. Ces observations ont \u00e9t\u00e9 prises dans le cadre du programme d’observation du temps garanti #1229.<\/span><\/p>\n

Les r\u00e9sultats ont \u00e9t\u00e9 publi\u00e9s dans l’Astronomical Journal.<\/span><\/p>\n

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

L\u2019\u00e9toile Atik (Omicron Persei ou o Per) est toute proche de l\u2019amas ouvert IC 348, dans lequel se trouvent ces naines brunes, visibles aussi ci-dessous, \u00e0 peu pr\u00e8s au centre (petite tache verte)<\/em><\/span><\/p>\n

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

NTD<\/strong> : Diverses sources, fran\u00e7aises et anglaises : IC 348 est une r\u00e9gion de formation d’\u00e9toiles dans la constellation de Pers\u00e9e situ\u00e9e \u00e0 environ 315 parsecs du Soleil. Il se compose d\u2019une n\u00e9bulosit\u00e9 et d\u2019un amas associ\u00e9 vieux de 2 millions d\u2019ann\u00e9es d\u2019environ 400 \u00e9toiles d\u2019un diam\u00e8tre angulaire de 20\u2033. Les \u00e9toiles les plus massives de l’amas sont le syst\u00e8me stellaire binaire BD+31\u00b0643, qui poss\u00e8de une classe spectrale combin\u00e9e de B5. D’apr\u00e8s les observations infrarouges effectu\u00e9es \u00e0 l’aide du t\u00e9lescope spatial Spitzer, environ la moiti\u00e9 des \u00e9toiles de l’amas poss\u00e8dent un disque circumstellaire, dont 60 % sont des disques \u00e9pais ou primordiaux. L’\u00e2ge de cet amas a permis de d\u00e9couvrir trois naines brunes de faible masse. Ces objets perdent de la chaleur \u00e0 mesure qu\u2019ils vieillissent, ils sont donc plus facilement d\u00e9couverts lorsqu\u2019ils sont encore jeunes.<\/span><\/p>\n

L\u2019\u00e9toile Atik (Omicron Persei ou o Per) est toute proche de l\u2019amas ouvert IC 348, dans lequel se trouvent ces naines brunes.<\/span><\/p>\n

Omicron Persei<\/strong> (en abr\u00e9g\u00e9 \u03bf Per<\/strong>) est une \u00e9toile multiple de la constellation de Pers\u00e9e. Elle porte le nom traditionnel Atik<\/strong> (\u00e9galement Ati, Al Atik, d\u00e9riv\u00e9 de l’arabe \u00ab l’\u00e9paule \u00bb). Le nom d’Atik a \u00e9t\u00e9 officialis\u00e9 par l’Union astronomique internationale le 12 septembre 2016. Omicron Persei est un syst\u00e8me triple.<\/span><\/p>\n

Omicron Persei A est une binaire spectroscopique constitu\u00e9e d’une g\u00e9ante bleue de type spectral B1III et d’une \u00e9toile bleu-blanc de la s\u00e9quence principale de type B2V orbitant l’une autour de l’autre en 4,4 jours. C’est \u00e9galement une variable ellipso\u00efdale. Omicron Persei B, la troisi\u00e8me \u00e9toile, est une composante optique distante d’une seconde d’arc.<\/span><\/p>\n

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

Cette image infrarouge du t\u00e9lescope spatial Hubble NASA\/ESA montre une image de l’objet protostellaire LRLL 54361 et de son riche voisinage cosmique, une r\u00e9gion appel\u00e9e IC 348. La proto\u00e9toile, qui est l’objet brillant d’o\u00f9 proviennent des faisceaux de lumi\u00e8re en forme d’\u00e9ventail,<\/em> situ\u00e9 vers la droite de l’image, \u00e9met des \u00e9clairs de lumi\u00e8re tous les 25,3 jours.<\/em><\/span><\/p>\n

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

\n

Webb sonne les vacances avec la plan\u00e8te aux anneaux Uranus<\/span><\/strong><\/span><\/p>\n

ESA 2023 12 18<\/span><\/strong><\/span><\/p>\n

Le t\u00e9lescope spatial James Webb NASA\/ESA\/CSA a r\u00e9cemment vis\u00e9 l’\u00e9trange et \u00e9nigmatique Uranus, une g\u00e9ante de glace qui orbite sur le c\u00f4t\u00e9. Ce que Webb a d\u00e9couvert, c’est un monde dynamique avec des anneaux, des lunes, des temp\u00eates et d’autres caract\u00e9ristiques atmosph\u00e9riques, notamment une calotte polaire saisonni\u00e8re. L’image s’\u00e9tend sur une version bicolore publi\u00e9e plus t\u00f4t cette ann\u00e9e, ajoutant une couverture de longueur d’onde suppl\u00e9mentaire pour un aspect plus d\u00e9taill\u00e9. Avec sa sensibilit\u00e9 exquise, Webb a captur\u00e9 les anneaux int\u00e9rieurs et ext\u00e9rieurs sombres d\u2019Uranus, y compris l\u2019insaisissable anneau Zeta \u2013 l\u2019anneau extr\u00eamement faible et diffus le plus proche de la plan\u00e8te. Il a \u00e9galement photographi\u00e9 bon nombre des 27 lunes connues de la plan\u00e8te, et a m\u00eame vu quelques petites lunes \u00e0 l\u2019int\u00e9rieur des anneaux.<\/span><\/p>\n

Dans les longueurs d\u2019onde visibles, Uranus apparaissait comme une boule bleue placide et solide. Dans les longueurs d’onde infrarouges (comme on le voit ici), Webb r\u00e9v\u00e8le un monde de glace \u00e9trange et dynamique rempli de caract\u00e9ristiques atmosph\u00e9riques passionnantes. L\u2019un des plus frappants est la calotte polaire nord saisonni\u00e8re de la plan\u00e8te. Par rapport \u00e0 l\u2019image du d\u00e9but de cette ann\u00e9e, certains d\u00e9tails de la calotte sont plus faciles \u00e0 voir sur ces nouvelles images. Ceux-ci incluent la calotte int\u00e9rieure blanche et brillante et la bande sombre au bas de la calotte polaire, vers les latitudes inf\u00e9rieures. Plusieurs temp\u00eates brillantes peuvent \u00e9galement \u00eatre observ\u00e9es pr\u00e8s et au-dessous de la fronti\u00e8re sud de la calotte polaire. Le nombre de ces temp\u00eates, ainsi que leur fr\u00e9quence et l\u2019endroit o\u00f9 elles apparaissent dans l\u2019atmosph\u00e8re d\u2019Uranus, pourraient \u00eatre dus \u00e0 une combinaison d\u2019effets saisonniers et m\u00e9t\u00e9orologiques.<\/span><\/p>\n

La calotte polaire devient pro\u00e9minente lorsque le p\u00f4le de la plan\u00e8te commence \u00e0 pointer vers le Soleil, \u00e0 l\u2019approche du solstice et re\u00e7oit davantage de lumi\u00e8re solaire. Uranus atteindra son prochain solstice en 2028 et les astronomes sont impatients d’observer tout changement possible dans la structure de ces caract\u00e9ristiques. Webb aidera \u00e0 d\u00e9m\u00ealer les effets saisonniers et m\u00e9t\u00e9orologiques qui influencent les temp\u00eates d\u2019Uranus, ce qui est essentiel pour aider les astronomes \u00e0 comprendre l\u2019atmosph\u00e8re complexe de la plan\u00e8te.<\/span><\/p>\n

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

La plan\u00e8te Uranus sur fond noir. La plan\u00e8te appara\u00eet bleue avec une grande tache blanche occupant la moiti\u00e9 droite. La tache est la plus blanche au centre, puis s’estompe en bleu \u00e0 mesure qu’elle s’\u00e9tend de droite \u00e0 gauche. Un mince contour d\u2019Uranus est \u00e9galement blanc. Autour de la plan\u00e8te se trouve un syst\u00e8me d\u2019anneaux imbriqu\u00e9s. L\u2019anneau le plus ext\u00e9rieur est le plus brillant tandis que l\u2019anneau le plus int\u00e9rieur est le plus p\u00e2le. Contrairement aux anneaux horizontaux de Saturne, les anneaux d\u2019Uranus sont verticaux et semblent donc entourer la plan\u00e8te de forme ovale. Il y a neuf points blanc bleu\u00e2tre dispers\u00e9s autour des anneaux.<\/em> <\/strong><\/span><\/p>\n

Cette image d’Uranus prise par NIRCam (cam\u00e9ra proche infrarouge) sur le t\u00e9lescope spatial James Webb NASA\/ESA\/CSA montre la plan\u00e8te et ses anneaux avec une nouvelle clart\u00e9. L\u2019image Webb capture de mani\u00e8re exquise la calotte polaire nord saisonni\u00e8re d\u2019Uranus, y compris la calotte int\u00e9rieure blanche et brillante et la bande sombre au bas de la calotte polaire. Les sombres anneaux int\u00e9rieurs et ext\u00e9rieurs d\u2019Uranus sont \u00e9galement visibles sur cette image, y compris l\u2019insaisissable anneau Zeta \u2013 l\u2019anneau extr\u00eamement faible et diffus le plus proche de la plan\u00e8te.<\/span><\/p>\n

Cette image Webb montre \u00e9galement neuf des 27 lunes de la plan\u00e8te. Ce sont les points bleus qui entourent les anneaux de la plan\u00e8te. Dans le sens des aiguilles d’une montre, \u00e0 partir de 14 heures, ce sont : Rosalind, Puck, Belinda, Desdemona, Cressida, Bianca, Portia, Juliet et Perdita. Les orbites de ces lunes partagent l\u2019inclinaison de 98 degr\u00e9s de leur plan\u00e8te m\u00e8re par rapport au plan du syst\u00e8me solaire.<\/span><\/p>\n

Une journ\u00e9e sur Uranus dure environ 17 heures, la rotation de la plan\u00e8te est donc relativement rapide. Cela rend extr\u00eamement difficile pour les observatoires dot\u00e9s d\u2019un \u0153il aiguis\u00e9 comme Webb de capturer une image simple de la plan\u00e8te enti\u00e8re : les temp\u00eates et autres caract\u00e9ristiques atmosph\u00e9riques, ainsi que les lunes de la plan\u00e8te, se d\u00e9placent visiblement en quelques minutes. Cette image combine plusieurs expositions plus longues et plus courtes de ce syst\u00e8me dynamique pour corriger ces l\u00e9gers changements tout au long de la dur\u00e9e d’observation.<\/span><\/p>\n

 <\/strong>Parce qu’Uranus orbite sur le c\u00f4t\u00e9 avec une inclinaison d’environ 98 degr\u00e9s, il conna\u00eet les saisons les plus extr\u00eames du syst\u00e8me solaire. Pendant pr\u00e8s d\u2019un quart de chaque ann\u00e9e uranienne, le Soleil brille sur un p\u00f4le, plongeant l\u2019autre moiti\u00e9 de la plan\u00e8te dans un hiver sombre de 21 ans.<\/span><\/p>\n

Gr\u00e2ce \u00e0 la r\u00e9solution et \u00e0 la sensibilit\u00e9 infrarouges in\u00e9gal\u00e9es de Webb, les astronomes voient d\u00e9sormais Uranus et ses caract\u00e9ristiques uniques avec une clart\u00e9 r\u00e9volutionnaire. Ces d\u00e9tails, en particulier ceux de l’anneau Zeta proche, seront d’une valeur inestimable pour planifier toute mission future vers Uranus, en particulier l’orbiteur et la sonde Uranus propos\u00e9s.<\/span><\/p>\n

Les scientifiques souhaitent amener tout vaisseau spatial en visite aussi pr\u00e8s que possible de la plan\u00e8te pour mesurer le champ gravitationnel d’Uranus et mieux analyser l’atmosph\u00e8re. Cependant, une approche aussi rapproch\u00e9e devrait \u00eatre planifi\u00e9e avec soin pour \u00e9viter les collisions avec d\u2019\u00e9ventuels d\u00e9bris provenant d\u2019anneaux de glace et de poussi\u00e8re.<\/span><\/p>\n

Uranus peut \u00e9galement servir de r\u00e9f\u00e9rence pour \u00e9tudier les nombreuses exoplan\u00e8tes lointaines de taille similaire d\u00e9couvertes au cours des derni\u00e8res d\u00e9cennies. Cette \u00ab exoplan\u00e8te dans notre jardin \u00bb peut aider les astronomes \u00e0 comprendre comment fonctionnent les plan\u00e8tes de cette taille, \u00e0 quoi ressemble leur m\u00e9t\u00e9orologie et comment elles se sont form\u00e9es. Cela peut \u00e0 son tour nous aider \u00e0 comprendre notre propre syst\u00e8me solaire dans son ensemble en le pla\u00e7ant dans un contexte plus large.<\/span><\/p>\n

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

Une image avec un fond noir, un orbe lumineux pr\u00e8s du centre entour\u00e9 d’anneaux.<\/em> Il y a des taches qui sont des galaxies d\u2019arri\u00e8re-plan dispers\u00e9es dans toute l\u2019image et plusieurs sources ponctuelles bleu vif qui sont les lunes de la plan\u00e8te.<\/em> En bas \u00e0 gauche se trouvent des fl\u00e8ches de boussole indiquant l’orientation de l’image sur le ciel.<\/em> Sous l’image se trouve une cl\u00e9 de couleur indiquant quels filtres ont \u00e9t\u00e9 utilis\u00e9s pour cr\u00e9er l’image et quelle couleur de lumi\u00e8re visible est attribu\u00e9e \u00e0 chaque filtre de lumi\u00e8re infrarouge<\/em><\/span><\/p>\n

Cette image d’Uranus, captur\u00e9e par la cam\u00e9ra infrarouge proche de Webb (NIRCam), montre les fl\u00e8ches de la boussole, la barre d’\u00e9chelle et la cl\u00e9 de couleur pour r\u00e9f\u00e9rence. 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 (vu de dessous) est invers\u00e9e par rapport aux fl\u00e8ches de direction sur une carte du sol (vue de dessus). La barre d’\u00e9chelle est \u00e9tiquet\u00e9e 16 secondes d’arc. La longueur de la barre d’\u00e9chelle correspond \u00e0 environ un septi\u00e8me de la largeur totale de l’image. Cette image montre des longueurs d\u2019onde invisibles du proche infrarouge qui ont \u00e9t\u00e9 traduites en couleurs de lumi\u00e8re visible. La cl\u00e9 de couleur montre quels filtres NIRCam ont \u00e9t\u00e9 utilis\u00e9s lors de la collecte de la lumi\u00e8re. La couleur de chaque nom de filtre est la couleur de la lumi\u00e8re visible utilis\u00e9e pour repr\u00e9senter la lumi\u00e8re infrarouge qui traverse ce filtre.<\/span><\/p>\n

Les filtres NIRCam de Webb pour cette image sont F140M (bleu), F210M (cyan), F300M (jaune) et F460M (orange).<\/span><\/p>\n

Plus d’information<\/strong><\/span>
\nWebb est le t\u00e9lescope le plus grand et le plus puissant jamais lanc\u00e9 dans l’espace. Dans le cadre d\u2019un accord de collaboration internationale, l\u2019ESA a assur\u00e9 le service de lancement du t\u00e9lescope, \u00e0 l\u2019aide du lanceur Ariane 5. En collaboration avec des partenaires, l’ESA \u00e9tait responsable du d\u00e9veloppement et de la qualification des adaptations d’Ariane 5 pour la mission Webb et de l’acquisition du service de lancement par Arianespace. L’ESA a \u00e9galement fourni le spectrographe NIRSpec et 50 % de l’instrument infrarouge moyen MIRI, con\u00e7u et construit par un consortium d’instituts europ\u00e9ens financ\u00e9s au niveau national (le Consortium europ\u00e9en MIRI) en partenariat avec le JPL et l’Universit\u00e9 de l’Arizona.<\/span><\/p>\n

Webb est un partenariat international entre la NASA, l’ESA et l’Agence spatiale canadienne (ASC).<\/span><\/p>\n

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

\n

Rassemblement galactique<\/strong><\/span><\/p>\n

ESA 2023 12 19<\/span><\/span><\/strong><\/span><\/p>\n

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

Description de l’image : Un amas de galaxies.<\/em> La plupart des galaxies visibles sont de forme ovale et lisses.<\/em> Quelques-uns ont des bras en spirale dans diverses orientations.<\/em> La plus grande galaxie se trouve directement au centre, et \u00e0 proximit\u00e9 se trouvent plusieurs images de galaxies d’arri\u00e8re-plan, \u00e9tir\u00e9es et d\u00e9form\u00e9es en longs arcs par lentille gravitationnelle.<\/em> Le fond est noir et contient de nombreuses tr\u00e8s petites galaxies, mais aucune \u00e9toile.<\/em><\/span><\/p>\n

Le vaste amas de galaxies SDSS J1226+2152 dans la constellation de la Chevelure de B\u00e9r\u00e9nice d\u00e9forme les images de galaxies lointaines en arri\u00e8re-plan en tra\u00een\u00e9es et en taches de lumi\u00e8re dans cette image du t\u00e9lescope spatial James Webb NASA\/ESA\/CSA. Il s\u2019agit d\u2019un exemple spectaculaire de lentille gravitationnelle, un ph\u00e9nom\u00e8ne qui se produit lorsqu\u2019un objet c\u00e9leste massif tel qu\u2019un amas de galaxies d\u00e9forme l\u2019espace-temps et fait d\u00e9vier le trajet de la lumi\u00e8re provenant de galaxies plus lointaines, presque comme si une lentille monumentale le redirigeait. Cette image provient d’un ensemble d’observations scientifiques pr\u00e9coces avec Webb.<\/span><\/p>\n

L’une des galaxies \u00e0 lentilles les plus remarquables dans ce domaine riche s’appelle SGAS J12265.3+215220. Sur cette image, il s’agit de la galaxie \u00e0 lentille la plus int\u00e9rieure, juste au-dessus et \u00e0 droite de la galaxie centrale. Cet amas se situe bien au-del\u00e0 de l’amas du premier plan, nous donnant une vue de la galaxie environ deux milliards d’ann\u00e9es apr\u00e8s le big bang. Les astronomes utilisent d\u00e9sormais cette r\u00e9serve tr\u00e8s attendue de galaxies brillantes \u00e0 lentille gravitationnelle de Webb pour explorer la formation d’\u00e9toiles dans des galaxies lointaines.<\/span><\/p>\n

Tout comme leurs homonymes optiques, les lentilles gravitationnelles peuvent agrandir et d\u00e9former les galaxies lointaines. Cela permet aux astronomes d\u2019observer les d\u00e9tails les plus fins des galaxies qui seraient g\u00e9n\u00e9ralement trop \u00e9loign\u00e9es pour \u00eatre clairement r\u00e9solues. Dans le cas du SGAS J122651.3+215220, la combinaison de la lentille gravitationnelle et des capacit\u00e9s d’observation sans pr\u00e9c\u00e9dent de Webb permettra aux astronomes de mesurer o\u00f9 et \u00e0 quelle vitesse les \u00e9toiles se forment et \u00e9galement d’avoir un aper\u00e7u des environnements qui soutiennent la formation d’\u00e9toiles dans des galaxies vues au travers de lentilles gravitationnelles.<\/span><\/p>\n

Au milieu de cet affichage spectaculaire de lentilles gravitationnelles, une m\u00e9nagerie de galaxies spirales et elliptiques de toutes formes et tailles entoure l\u2019amas de galaxies. Les instruments infrarouges sensibles de Webb se sont r\u00e9v\u00e9l\u00e9s prodigieux dans la d\u00e9tection de galaxies lointaines dans l\u2019obscurit\u00e9 de l\u2019espace. Aucune des petites piq\u00fbres d\u2019\u00e9pingle dans la partie du ciel captur\u00e9e ici n\u2019est une \u00e9toile : chacune est une galaxie. La vari\u00e9t\u00e9 de couleurs des petites galaxies sombres nous donne une id\u00e9e de ce que nous observons : la plupart des galaxies blanches plus p\u00e2les remonteront \u00e0 la p\u00e9riode de formation intense d’\u00e9toiles connue sous le nom de midi cosmique, environ deux \u00e0 trois milliards d’ann\u00e9es apr\u00e8s le big bang, tandis que les quelques petits syst\u00e8mes orange et rouge datent probablement d’encore plus t\u00f4t dans l’histoire de l’Univers.<\/span><\/p>\n

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

\n

Webb rep\u00e8re une deuxi\u00e8me supernova avec une lentille gravitationnelle dans une galaxie lointaine<\/span><\/strong><\/span><\/p>\n

ESA 2023 12 21<\/span><\/span><\/strong><\/span><\/p>\n

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

En novembre 2023, le t\u00e9lescope spatial James Webb NASA\/ESA\/CSA a observ\u00e9 un massif amas de galaxies nomm\u00e9 MACS J0138.0-2155. Gr\u00e2ce \u00e0 un effet appel\u00e9 lentille gravitationnelle, pr\u00e9dit pour la premi\u00e8re fois par Albert Einstein, une galaxie lointaine nomm\u00e9e MRG-M0138 semble d\u00e9form\u00e9e par la puissante gravit\u00e9 de l’amas de galaxies interm\u00e9diaire. En plus de d\u00e9former et d’agrandir la galaxie lointaine, l’effet de lentille gravitationnelle provoqu\u00e9 par MACS J0138 produit cinq images diff\u00e9rentes de MRG-M0138.<\/span><\/p>\n

En 2019, des astronomes ont annonc\u00e9 la d\u00e9couverte surprenante selon laquelle une explosion stellaire, ou supernova, s’\u00e9tait produite \u00e0 l’int\u00e9rieur de MRG-M0138, comme le montrent les images du t\u00e9lescope spatial Hubble de la NASA\/ESA prises en 2016. Lorsqu’un autre groupe d’astronomes a examin\u00e9 les images Webb de 2023, ils ont \u00e9t\u00e9 \u00e9tonn\u00e9s de constater que sept ans plus tard, la m\u00eame galaxie abrite une deuxi\u00e8me supernova.<\/span><\/p>\n

Deux images de la supernova sont vues dans la Webb NIRCam (Near-Infrared Camera) (voir l’image annot\u00e9e qui met en \u00e9vidence ces caract\u00e9ristiques ici), mais une image suppl\u00e9mentaire de la supernova devrait devenir visible vers 2035.<\/span><\/p>\n

Dans cette image, le bleu repr\u00e9sente la lumi\u00e8re \u00e0 1,15 et 1,5 microns (F115W+F150), le vert \u00e0 2,0 et 2,77 microns (F200W+277W) et le rouge \u00e0 3,56 et 4,44 microns (F356W + F444W).<\/span><\/p>\n

Ces observations ont \u00e9t\u00e9 prises dans le cadre du programme de temps discr\u00e9tionnaire 6549 du directeur Webb.<\/span><\/p>\n

Tout ceci se passe vers la constellation de la Baleine \u00e0 environ 10 milliards d\u2019ann\u00e9es-lumi\u00e8re (NDT).<\/strong><\/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

\"\"<\/a>Image annot\u00e9e<\/em><\/span><\/p>\n

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

\n
\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":"

James Webb Space Telescope, donn\u00e9es : 2023 juillet \/ d\u00e9cembre Webb capture une image infrarouge d\u00e9taill\u00e9e d’\u00e9toiles en formation active ESA 2023 07 26 Description de l’image : Au centre se trouve un mince nuage orange horizontal inclin\u00e9 du bas \u00e0 gauche vers le haut \u00e0 droite. Il occupe environ les deux tiers de la … <\/p>\n

Continuer la lecture de « JWST4 »<\/span><\/a><\/p>\n","protected":false},"author":5,"featured_media":0,"parent":11758,"menu_order":3,"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-12356","page","type-page","status-publish","hentry"],"yoast_head":"\nJWST4 - 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\/jwst4\/\" \/>\n<meta property=\"og:locale\" content=\"fr_FR\" \/>\n<meta property=\"og:type\" content=\"article\" \/>\n<meta property=\"og:title\" content=\"JWST4 - 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 juillet \/ d\u00e9cembre Webb capture une image infrarouge d\u00e9taill\u00e9e d’\u00e9toiles en formation active ESA 2023 07 26 Description de l’image : Au centre se trouve un mince nuage orange horizontal inclin\u00e9 du bas \u00e0 gauche vers le haut \u00e0 droite. Il occupe environ les deux tiers de la … Continuer la lecture de « JWST4 »\" \/>\n<meta property=\"og:url\" content=\"https:\/\/gap47.astrosurf.com\/index.php\/ressources\/telescopes-exceptionnels\/jwst\/jwst4\/\" \/>\n<meta property=\"og:site_name\" content=\"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=\"article:publisher\" content=\"https:\/\/www.facebook.com\/astrogap47\/\" \/>\n<meta property=\"article:modified_time\" content=\"2024-01-27T16:34:18+00:00\" \/>\n<meta property=\"og:image\" content=\"http:\/\/gap47.astrosurf.com\/wp-content\/uploads\/2023\/07\/Herbig-Haro_46_47_NIRCam.jpg\" \/>\n<meta name=\"twitter:card\" content=\"summary_large_image\" \/>\n<meta name=\"twitter:label1\" content=\"Dur\u00e9e de lecture estim\u00e9e\" \/>\n\t<meta name=\"twitter:data1\" content=\"103 minutes\" \/>\n<script type=\"application\/ld+json\" class=\"yoast-schema-graph\">{\"@context\":\"https:\/\/schema.org\",\"@graph\":[{\"@type\":\"WebPage\",\"@id\":\"https:\/\/gap47.astrosurf.com\/index.php\/ressources\/telescopes-exceptionnels\/jwst\/jwst4\/\",\"url\":\"https:\/\/gap47.astrosurf.com\/index.php\/ressources\/telescopes-exceptionnels\/jwst\/jwst4\/\",\"name\":\"JWST4 - L'observatoire est ouvert aux visiteurs tous les vendredis soirs \u00e0 21 heures, jusqu'au 3 juillet 2026 inclus, sans r\u00e9servation.\",\"isPartOf\":{\"@id\":\"https:\/\/gap47.astrosurf.com\/#website\"},\"primaryImageOfPage\":{\"@id\":\"https:\/\/gap47.astrosurf.com\/index.php\/ressources\/telescopes-exceptionnels\/jwst\/jwst4\/#primaryimage\"},\"image\":{\"@id\":\"https:\/\/gap47.astrosurf.com\/index.php\/ressources\/telescopes-exceptionnels\/jwst\/jwst4\/#primaryimage\"},\"thumbnailUrl\":\"http:\/\/gap47.astrosurf.com\/wp-content\/uploads\/2023\/07\/Herbig-Haro_46_47_NIRCam.jpg\",\"datePublished\":\"2023-06-21T15:31:46+00:00\",\"dateModified\":\"2024-01-27T16:34:18+00:00\",\"breadcrumb\":{\"@id\":\"https:\/\/gap47.astrosurf.com\/index.php\/ressources\/telescopes-exceptionnels\/jwst\/jwst4\/#breadcrumb\"},\"inLanguage\":\"fr-FR\",\"potentialAction\":[{\"@type\":\"ReadAction\",\"target\":[\"https:\/\/gap47.astrosurf.com\/index.php\/ressources\/telescopes-exceptionnels\/jwst\/jwst4\/\"]}]},{\"@type\":\"ImageObject\",\"inLanguage\":\"fr-FR\",\"@id\":\"https:\/\/gap47.astrosurf.com\/index.php\/ressources\/telescopes-exceptionnels\/jwst\/jwst4\/#primaryimage\",\"url\":\"http:\/\/gap47.astrosurf.com\/wp-content\/uploads\/2023\/07\/Herbig-Haro_46_47_NIRCam.jpg\",\"contentUrl\":\"http:\/\/gap47.astrosurf.com\/wp-content\/uploads\/2023\/07\/Herbig-Haro_46_47_NIRCam.jpg\"},{\"@type\":\"BreadcrumbList\",\"@id\":\"https:\/\/gap47.astrosurf.com\/index.php\/ressources\/telescopes-exceptionnels\/jwst\/jwst4\/#breadcrumb\",\"itemListElement\":[{\"@type\":\"ListItem\",\"position\":1,\"name\":\"Accueil\",\"item\":\"https:\/\/gap47.astrosurf.com\/\"},{\"@type\":\"ListItem\",\"position\":2,\"name\":\"Ressources\",\"item\":\"https:\/\/gap47.astrosurf.com\/index.php\/ressources\/\"},{\"@type\":\"ListItem\",\"position\":3,\"name\":\"T\u00e9lescopes exceptionnels\",\"item\":\"https:\/\/gap47.astrosurf.com\/index.php\/ressources\/telescopes-exceptionnels\/\"},{\"@type\":\"ListItem\",\"position\":4,\"name\":\"JWST\",\"item\":\"https:\/\/gap47.astrosurf.com\/index.php\/ressources\/telescopes-exceptionnels\/jwst\/\"},{\"@type\":\"ListItem\",\"position\":5,\"name\":\"JWST4\"}]},{\"@type\":\"WebSite\",\"@id\":\"https:\/\/gap47.astrosurf.com\/#website\",\"url\":\"https:\/\/gap47.astrosurf.com\/\",\"name\":\"De janvier \u00e0 fin juin 2024, le GAP47 sera ouvert aux visiteurs tous les vendredis \u00e0 21h sans r\u00e9servation, \u00e0 l'exception du vendredi 26 janvier o\u00f9 l'observatoire sera ferm\u00e9 au public.\",\"description\":\"Groupe d'Astronomie Populaire du Lot-et-Garonne, \u00e0 Montayral\",\"potentialAction\":[{\"@type\":\"SearchAction\",\"target\":{\"@type\":\"EntryPoint\",\"urlTemplate\":\"https:\/\/gap47.astrosurf.com\/?s={search_term_string}\"},\"query-input\":{\"@type\":\"PropertyValueSpecification\",\"valueRequired\":true,\"valueName\":\"search_term_string\"}}],\"inLanguage\":\"fr-FR\"}]}<\/script>\n<!-- \/ Yoast SEO plugin. -->","yoast_head_json":{"title":"JWST4 - L'observatoire est ouvert aux visiteurs tous les vendredis soirs \u00e0 21 heures, jusqu'au 3 juillet 2026 inclus, sans r\u00e9servation.","robots":{"index":"index","follow":"follow","max-snippet":"max-snippet:-1","max-image-preview":"max-image-preview:large","max-video-preview":"max-video-preview:-1"},"canonical":"https:\/\/gap47.astrosurf.com\/index.php\/ressources\/telescopes-exceptionnels\/jwst\/jwst4\/","og_locale":"fr_FR","og_type":"article","og_title":"JWST4 - L'observatoire est ouvert aux visiteurs tous les vendredis soirs \u00e0 21 heures, jusqu'au 3 juillet 2026 inclus, sans r\u00e9servation.","og_description":"James Webb Space Telescope, donn\u00e9es : 2023 juillet \/ d\u00e9cembre Webb capture une image infrarouge d\u00e9taill\u00e9e d’\u00e9toiles en formation active ESA 2023 07 26 Description de l’image : Au centre se trouve un mince nuage orange horizontal inclin\u00e9 du bas \u00e0 gauche vers le haut \u00e0 droite. Il occupe environ les deux tiers de la … Continuer la lecture de « JWST4 »","og_url":"https:\/\/gap47.astrosurf.com\/index.php\/ressources\/telescopes-exceptionnels\/jwst\/jwst4\/","og_site_name":"L'observatoire est ouvert aux visiteurs tous les vendredis soirs \u00e0 21 heures, jusqu'au 3 juillet 2026 inclus, sans r\u00e9servation.","article_publisher":"https:\/\/www.facebook.com\/astrogap47\/","article_modified_time":"2024-01-27T16:34:18+00:00","og_image":[{"url":"http:\/\/gap47.astrosurf.com\/wp-content\/uploads\/2023\/07\/Herbig-Haro_46_47_NIRCam.jpg","type":"","width":"","height":""}],"twitter_card":"summary_large_image","twitter_misc":{"Dur\u00e9e de lecture estim\u00e9e":"103 minutes"},"schema":{"@context":"https:\/\/schema.org","@graph":[{"@type":"WebPage","@id":"https:\/\/gap47.astrosurf.com\/index.php\/ressources\/telescopes-exceptionnels\/jwst\/jwst4\/","url":"https:\/\/gap47.astrosurf.com\/index.php\/ressources\/telescopes-exceptionnels\/jwst\/jwst4\/","name":"JWST4 - L'observatoire est ouvert aux visiteurs tous les vendredis soirs \u00e0 21 heures, jusqu'au 3 juillet 2026 inclus, sans r\u00e9servation.","isPartOf":{"@id":"https:\/\/gap47.astrosurf.com\/#website"},"primaryImageOfPage":{"@id":"https:\/\/gap47.astrosurf.com\/index.php\/ressources\/telescopes-exceptionnels\/jwst\/jwst4\/#primaryimage"},"image":{"@id":"https:\/\/gap47.astrosurf.com\/index.php\/ressources\/telescopes-exceptionnels\/jwst\/jwst4\/#primaryimage"},"thumbnailUrl":"http:\/\/gap47.astrosurf.com\/wp-content\/uploads\/2023\/07\/Herbig-Haro_46_47_NIRCam.jpg","datePublished":"2023-06-21T15:31:46+00:00","dateModified":"2024-01-27T16:34:18+00:00","breadcrumb":{"@id":"https:\/\/gap47.astrosurf.com\/index.php\/ressources\/telescopes-exceptionnels\/jwst\/jwst4\/#breadcrumb"},"inLanguage":"fr-FR","potentialAction":[{"@type":"ReadAction","target":["https:\/\/gap47.astrosurf.com\/index.php\/ressources\/telescopes-exceptionnels\/jwst\/jwst4\/"]}]},{"@type":"ImageObject","inLanguage":"fr-FR","@id":"https:\/\/gap47.astrosurf.com\/index.php\/ressources\/telescopes-exceptionnels\/jwst\/jwst4\/#primaryimage","url":"http:\/\/gap47.astrosurf.com\/wp-content\/uploads\/2023\/07\/Herbig-Haro_46_47_NIRCam.jpg","contentUrl":"http:\/\/gap47.astrosurf.com\/wp-content\/uploads\/2023\/07\/Herbig-Haro_46_47_NIRCam.jpg"},{"@type":"BreadcrumbList","@id":"https:\/\/gap47.astrosurf.com\/index.php\/ressources\/telescopes-exceptionnels\/jwst\/jwst4\/#breadcrumb","itemListElement":[{"@type":"ListItem","position":1,"name":"Accueil","item":"https:\/\/gap47.astrosurf.com\/"},{"@type":"ListItem","position":2,"name":"Ressources","item":"https:\/\/gap47.astrosurf.com\/index.php\/ressources\/"},{"@type":"ListItem","position":3,"name":"T\u00e9lescopes exceptionnels","item":"https:\/\/gap47.astrosurf.com\/index.php\/ressources\/telescopes-exceptionnels\/"},{"@type":"ListItem","position":4,"name":"JWST","item":"https:\/\/gap47.astrosurf.com\/index.php\/ressources\/telescopes-exceptionnels\/jwst\/"},{"@type":"ListItem","position":5,"name":"JWST4"}]},{"@type":"WebSite","@id":"https:\/\/gap47.astrosurf.com\/#website","url":"https:\/\/gap47.astrosurf.com\/","name":"De janvier \u00e0 fin juin 2024, le GAP47 sera ouvert aux visiteurs tous les vendredis \u00e0 21h sans r\u00e9servation, \u00e0 l'exception du vendredi 26 janvier o\u00f9 l'observatoire sera ferm\u00e9 au public.","description":"Groupe d'Astronomie Populaire du Lot-et-Garonne, \u00e0 Montayral","potentialAction":[{"@type":"SearchAction","target":{"@type":"EntryPoint","urlTemplate":"https:\/\/gap47.astrosurf.com\/?s={search_term_string}"},"query-input":{"@type":"PropertyValueSpecification","valueRequired":true,"valueName":"search_term_string"}}],"inLanguage":"fr-FR"}]}},"_links":{"self":[{"href":"https:\/\/gap47.astrosurf.com\/index.php\/wp-json\/wp\/v2\/pages\/12356","targetHints":{"allow":["GET"]}}],"collection":[{"href":"https:\/\/gap47.astrosurf.com\/index.php\/wp-json\/wp\/v2\/pages"}],"about":[{"href":"https:\/\/gap47.astrosurf.com\/index.php\/wp-json\/wp\/v2\/types\/page"}],"author":[{"embeddable":true,"href":"https:\/\/gap47.astrosurf.com\/index.php\/wp-json\/wp\/v2\/users\/5"}],"replies":[{"embeddable":true,"href":"https:\/\/gap47.astrosurf.com\/index.php\/wp-json\/wp\/v2\/comments?post=12356"}],"version-history":[{"count":38,"href":"https:\/\/gap47.astrosurf.com\/index.php\/wp-json\/wp\/v2\/pages\/12356\/revisions"}],"predecessor-version":[{"id":12685,"href":"https:\/\/gap47.astrosurf.com\/index.php\/wp-json\/wp\/v2\/pages\/12356\/revisions\/12685"}],"up":[{"embeddable":true,"href":"https:\/\/gap47.astrosurf.com\/index.php\/wp-json\/wp\/v2\/pages\/11758"}],"wp:attachment":[{"href":"https:\/\/gap47.astrosurf.com\/index.php\/wp-json\/wp\/v2\/media?parent=12356"}],"curies":[{"name":"wp","href":"https:\/\/api.w.org\/{rel}","templated":true}]}}