Le télescope James-Webb sonde les secrets de cette étoile mythique qui a explosé il y a 1 000 ans

Tout le monde a sans doute déjà vu au moins une fois dans sa vie une image de la fameuse nébuleuse du Crabe. Les passionnés d’astronomie savent aussi qu’il s’agit d’un reste de l’explosion d’une supernova qui s’est produite pour les yeuxyeux d’Homo sapiensHomo sapiens en 1054 ap. J.-C. mais qui en réalité s’est produite bien avant puisque la nébuleuse du Crabe, un reste de supernovareste de supernova est situé à 6 500 années-lumière de la Terre dans la constellation du Taureau. Les mêmes passionnés savent sans doute aussi qu’au cœur de cette nébuleuse se trouve le reste de l’étoile génitrice de la supernova de 1054, une étoile à neutrons se comportant comme un pulsar.

Bien qu’ils sachent sans doute aussi qu’avant le James-Webb depuis quelque temps il y avait déjà des observations du télescope Hubble, comme le rappelle le précédent article ci-dessous, il leur est sans doute moins connu que Iossif Chklovski, le Carl SaganCarl Sagan soviétique, a été le premier à interpréter correctement l’origine du rayonnement de la nébuleuse du Crabe, à savoir une émissionémission synchrotron produite par des électronsélectrons ultra-relativistes se déplaçant le long des lignes du champ magnétiquechamp magnétique de son pulsarpulsar central. Toujours, comme le rappelle le précédent article.


Le James Webb fait un zoom vertigineux sur la nébuleuse du Crabe, le rémanent de la supernova SN 1054. Des chroniques chinoises rédigées sous le règne de l’empereur Song Renzong relatent qu’au mois de juillet 1054 une nouvelle étoile très brillante est apparue dans la constellation du Taureau. Cette supernova est restée visible en plein jour pendant trois semaines avec une magnitude comprise entre -3 et -5. Son éclat a ensuite progressivement diminué et la supernova est devenue invisible à l’œil nu au bout de deux ans. SN 1054 est l’une des huit supernovae observées dans notre Galaxie. Depuis près de mille ans, les débris de son explosion continuent de s’étendre à la vitesse de 1 500 km/s, ce qui permet d’en observer les modifications sur des périodes de seulement quatre mois. Ces débris qui forment l’actuelle nébuleuse du Crabe sont constitués d’hélium et d’hydrogène ionisés. Leur température est supérieure à 10 000 degrés kelvins. Au centre de la nébuleuse du Crabe, dont la taille avoisine actuellement les 11 années-lumière, on trouve les restes de la supernova : un pulsar très énergétique qui tourne sur lui-même 30 fois par seconde et rayonne autant d’énergie que 100 000 soleils. © ESA/Webb, Nasa, CSA, STScI, KPNO/NOIRLab, ESO, Digitized Sky Survey 2, N. Bartmann (ESA/Webb), N. Risinger, D. De Martin (ESA/Hubble), M. Zamani (ESA/Webb) Music: Tonelabs – The Red North (www.tonelabs.com)

Une supernova SN II classique ?

Ce qui est encore moins connu, c’est que l’on n’est pas vraiment certain du type exact de supernova ayant produit le pulsar dont l’origine est encore assez énigmatique.

C’est pour tenter de résoudre cette énigme qu’une équipe d’astronomesastronomes a encore une fois mobilisé le James-Webb pour faire des observations inédites de la nébuleuse du Crabe, notamment pour mieux déterminer sa composition en utilisant dans l’infrarougeinfrarouge les instruments MiriMiri (Mid-Infared Instrument)) et NIRCam (Near-Infrared CameraNear-Infrared Camera) du télescope.

On savait déjà que cette composition était atypique et que l’énergieénergie présente dans l’enveloppe de poussière et plasma en expansion (moins d’un dixième de celle d’une supernova normale) pointait vers une supernova plus faible que celles majoritairement connues de type SNSN II, c’est-à-dire produite par effondrementeffondrement gravitationnel d’une étoile dont la massemasse est au moins de 8 à 10 fois celle du SoleilSoleil au moment où les réactions thermonucléaires dans son cœur s’arrêtent faute de carburant. En dessous de 8 masses solaires, l’étoile n’explose normalement pas en fin de vie. Entre 8 et 10 masses solaires, la situation est moins claire et il semble bien que l’on soit justement dans la situation pertinente pour comprendre l’origine de l’étoile à neutronsétoile à neutrons de la nébuleuse du Crabe.


Qu’est-ce qu’une étoile à neutrons ? Quelle différence entre ces étoiles et notre Soleil ? Roland Lehoucq, astrophysicien au CEA, nous explique que les étoiles à neutrons rayonnent très peu en lumière visible, contrairement à notre Soleil. Aussi, les étoiles à neutrons ont des tailles beaucoup plus petites que celle du Soleil : une étoile à neutrons a un diamètre compris entre 10 et 15 km, contre 1,4 million de km pour le Soleil. Ce sont également des objets compacts qui contiennent une quantité importante de matière dans un volume très petit. Étudier ces étoiles permet de tester à une échelle différente les théories de physique nucléaire. Une vidéo co-réalisée avec L’Esprit Sorcier. © CEA

Rappelons que dans le cas d’une étoile de moins de 8 masses solaires, elle évolue en perdant de la masse qui finit par avoir un cœur inerte contenant des noyaux d’oxygèneoxygène et de carbonecarbone pour l’essentiel. Les réactions thermonucléaires s’étant là aussi arrêtées et tant que la masse de la naine blanchenaine blanche ne dépasse pas la fameuse limite de Chandrasekhar (environ 1,4 masse solaire), l’étoile ne s’effondre pas sous l’effet de sa gravitégravité en raison de la présence d’un gazgaz dégénéré d’électrons relativistes, comme on le dit dans le jargon de la physique quantiquephysique quantique. La naine blanche explosera selon une détonation thermonucléaire si elle reçoit d’une étoile compagne de la matièrematière par accrétionaccrétion, au point de voir sa masse dépasser celle de Chandrasekhar.

Une supernova exotique à capture d’électrons ?

Revenons à la supernova de 1054. Les premières analyses cosmochimiques avaient conduit à penser que l’on devait faire intervenir le concept d’une supernova à capture d’électrons – un type rare d’explosion qui provient d’une étoile avec un noyau moins évolué du point de vue de la nucléosynthèsenucléosynthèse stellaire, composé d’oxygène, de néonnéon et de magnésiummagnésium, plutôt que de ferfer comme dans les cas nettement plus typiques.

Le sort des étoiles avec des masses comprises entre 8 et 10 masses solaires étant énigmatique, c’est justement pour préciser le destin qui les attend que la théorie des supernovaesupernovae à capture d’électrons a été formulée au début des années 1980 par Ken’ichi Nomoto de l’université de Tokyo, et ensuite par d’autres astrophysiciensastrophysiciens nucléaires.

Ces étoiles évoluent en naine blanche, mais leur cœur se met à contenir du néon et du magnésium à la place du carbone. Il arrive alors un moment où le gaz d’électrons dégénéré se fait capturer par ces noyaux bien que l’étoile n’ait pas été assez massive pour produire les réactions thermonucléaires menant aux noyaux de fer.

Le gaz d’électrons disparaissant, la pression de dégénérescencepression de dégénérescence le fait également, ce qui conduit à une libération d’énergie et à l’effondrement gravitationnel donnant un nouveau type de supernovae, les supernovae à électrons, mais également tout de même avec un cœur de neutrons laissé par l’explosion.

Un traceur cosmochimique pour les supernovae à capture d’électrons

Toutefois, comme l’explique un communiqué de l’ESAESA au sujet du récent travail des chercheurs observant la nébuleuse du Crabe avec le James-Webb et qui accompagne un article en accès libre sur arXiv, il existait des incohérences entre la théorie de la supernova à capture d’électrons et les observations du Crabe, en particulier le mouvementmouvement rapide observé du pulsar. Or, ces dernières années, les astrophysiciens ont réussi à produire des modèles classiques de SN II mais avec des masses situées justement dans la zone grise entre 8 et 10 masses solaires.

Initialement, les théories prédisaient dans le cas d’une supernova à capture d’électrons un rapport d’abondance du nickelnickel sur le fer (Ni/Fe) bien plus élevé que dans le cas des supernovae classiques, ce qui avait été confirmé par des études menées à la fin des années 1980 et au début des années 1990, comme l’explique toujours le communiqué de l’ESA.

Aujourd’hui, le James-Webb confirme bien un rapport élevé pour d’abondance Ni/Fe, mais bien inférieur aux estimations précédentes. Au final, les mesures sont cohérentes avec une supernova à capture d’électrons, mais n’excluent pas un scénario avec une SN II classique mais de faible masse pour son étoile génitrice. D’autres travaux observationnels et théoriques sont donc nécessaires pour faire la distinction entre ces deux possibilités.


Le télescope spatial James-Webb de la Nasa-ESA-CSA a disséqué la structure de la nébuleuse du Crabe, aidant ainsi les astronomes à évaluer les principales théories sur les origines du reste de supernova. Pour la première fois, les astronomes ont cartographié l’émission de poussière chaude dans tout ce reste de supernova. Représentés ici sous forme de matière magenta pelucheuse, les grains de poussière forment une structure en forme de cage qui est plus apparente vers les parties inférieure gauche et supérieure droite du reste. Des filaments de poussière sont également présents dans tout l’intérieur de la nébuleuse et coïncident parfois avec des régions de soufre doublement ionisé (soufre III), colorées en vert. Les filaments mouchetés de couleur jaune-blanc, qui forment de grandes structures en forme de boucle autour du centre du reste de supernova, représentent les zones où la poussière et le soufre doublement ionisé se chevauchent. La structure en cage de la poussière permet de limiter une partie, mais pas la totalité, de l’émission synchrotron fantomatique représentée en bleu. L’émission ressemble à des volutes de fumée, plus particulièrement visibles vers le centre du Crabe. Les minces rubans bleus suivent les lignes de champ magnétique créées par le cœur du pulsar du Crabe. © Nasa, ESA, CSA, STScI, T. Temim (Princeton University) Music: Noizefield – Expect the Unexpected

Le communiqué de l’ESA se conclut en expliquant : « En plus d’extraire des données spectrales de deux petites régions de l’intérieur de la nébuleuse du Crabe pour mesurer le rapport d’abondance, le télescope a également observé l’environnement plus large du rémanentrémanent pour comprendre les détails de l’émission synchrotron et la distribution de la poussière. Les images et les données collectées par Miri ont permis à l’équipe d’isoler l’émission de poussière au sein du Crabe et de la cartographier en haute résolutionrésolution pour la première fois. En cartographiant l’émission de poussière chaude avec Webb, et même en la combinant avec les données de l’observatoire spatial Herschel sur les grains de poussière plus froids, l’équipe a créé une image complète de la distribution de la poussière : les filaments les plus externes contiennent de la poussière relativement plus chaude, tandis que les grains plus froids sont prédominants près du centre ».

Le saviez-vous ?

C’est au début des années 1930 que les astrophysiciens Walter Baade et Fritz Zwicky ont pris conscience qu’il fallait introduire en astronomie une nouvelle catégorie de novae, ces étoiles transitoires très brillantes apparaissant une seule fois dans le ciel pour ensuite disparaître à jamais. Le nom qu’ils proposent alors va faire fortune : supernova. En compagnie de Rudolph Minkowski, astronome et neveu du célèbre mathématicien, Hermann Minkowski, Baade se rend compte que ces supernovae peuvent également être séparées en deux types, en fonction de leurs raies spectrales et des caractéristiques des courbes de lumière dont les évolutions au cours de plusieurs semaines ne sont pas les mêmes notamment. D’autres divisions s’ajouteront, mais ces travaux sont à l’origine de la classification moderne avec des SN II et les SN Ia.

Toujours dans les années 1930, Walter Baade et Fritz Zwicky comprennent, très peu de temps après la découverte par Chadwick du neutron en 1932, que certaines supernovae sont des explosions gigantesques. Elles accompagnent l’effondrement des étoiles qui vont devenir des étoiles à neutrons. En 1938, Robert Oppenheimer exploite, avec son étudiant Volkoff, des résultats de Richard Tolman portant sur des sphères de fluides en relativité générale, et effectue les premiers véritables calculs sur le concept d’étoiles à neutrons. Dès 1939, ces deux chercheurs les présentent comme des noyaux atomiques qui auraient la taille d’une étoile. Avec un autre étudiant, Hartland Snyder, Oppenheimer étudiera ce qu’il advient de tels objets lorsqu’ils s’effondrent gravitationnellement, jetant au passage la base de la théorie des trous noirs.

La production d’une étoile à neutrons survient d’ordinaire avec une étoile d’au moins 10 masses solaires, dont le cœur contenant du fer cesse d’être le lieu de réactions thermonucléaires, produisant suffisamment d’énergie sous forme de photons pour que la pression de radiation résultante puisse s’opposer à la gravitation de l’étoile. Elle s’effondre alors en produisant une supernova SN II. Lors de cet effondrement, la pression devient telle que les électrons autour des noyaux de fer peuvent se combiner avec les protons pour donner des neutrons et un flux de neutrinos selon une réaction inverse de celle de la désintégration par radioactivité bêta.


Le télescope James-Webb nous dévoile la mythique nébuleuse du Crabe sous un nouveau jour !

Article de Laurent SaccoLaurent Sacco, publié le 4 novembre 2023

Le télescope spatial James-Webbtélescope spatial James-Webb a pris le relais de Hubble pour observer Messier 1, le mythique reste de supernova de la nébuleuse du Crabe avec son pulsar. En observant dans l’infrarouge mieux que Hubble, le James-Webb révèle des détails inédits de cette nébuleuse comme la présence de poussières, détails qui vont aider à mieux comprendre la nature et la dynamique dans le temps des restes de supernovae en cours de dissipation, là où sont aussi accélérés des rayons cosmiquesrayons cosmiques.

Au début des années 1960 dans son célèbre cours de physique, le prix Nobel de physique Richard Feynman expliquait à ses étudiants de licence qu’il y avait des mystères concernant une célèbre nébuleuse dans la Voie lactéeVoie lactée, la nébuleuse du Crabe située à 6 500 années-lumière du Soleil dans la constellation du Taureau. Elle avait été découverte en 1758 par le fameux astronome français Charles MessierCharles Messier alors à la recherche de la comète de Halleycomète de Halley. C’est parce qu’il avait compris sa méprise qu’il décida de réaliser un catalogue des nébuleuses brillantes pour limiter les risques de confusion entre celles-ci et des comètes. Aujourd’hui, on l’appelle Messier 1 (M1) car c’est le premier objet de son catalogue.

Au moment où Feynman donnait son cours, on savait déjà que M1 était le vestige d’une explosion d’étoile en supernova (c’est l’astronome néerlandais Jan Oort, celui du nuage de comètes et de la raie à 21 cm de l’hydrogènehydrogène qui l’a démontré le premier en 1942), explosion qui avait été bien notée en l’an 1054 de notre ère par les astronomes chinois et japonais mais pas du tout, bien qu’on n’en soit pas certain, par les astronomes européens, sans doute trop respectueux de la théorie de l’éternité et de l’incorruptibilité du ciel dans la théorie d’AristoteAristote qui ne pouvait donc pas s’accommoder d’une étoile nouvelle.


Une présentation de la nébuleuse du Crabe observée par Hubble en 2005 notamment. Pour obtenir une traduction en français assez fidèle, cliquez sur le rectangle blanc en bas à droite. Les sous-titres en anglais devraient alors apparaître. Cliquez ensuite sur l’écrou à droite du rectangle, puis sur « Sous-titres » et enfin sur « Traduire automatiquement ». Choisissez « Français ». © ESA-Hubble (M. Kornmesser & L. L. Christensen), A. Fujii, Robert Gendler, Digitized Sky Survey 2, Panther Observatory, Steve Cannistra, Michael Pierce, Robert Berrington (Indiana University), Nigel Sharp, Mark Hanna (NOAO)/WIYN/NSF.

Un rayonnement synchrotron cosmique

On savait déjà du temps de Feynman aussi que M1 était une source radio avec des raies d’émission d’éléments, mais aussi un rayonnement diffusdiffus avec un spectrespectre continu en son centre qui ne ressemblait pas à l’émission thermique d’un gaz chauffé. C’est le grand astronome soviétique Iossif Chklovski qui le premier comprendra que ce rayonnement continu était le produit d’électrons accélérés à grande vitessevitesse, parfois proche de celle de la lumière comme dans les synchrotrons sur Terre (des accélérateurs de particules) et plongés dans un puissant champ magnétique.

Feynman expliquait qu’on ne comprenait pas bien l’existence de ce rayonnement synchrotron, comme on l’appelle, car il fallait une formidable source d’énergie pour maintenir les électrons en mouvement malgré de fortes pertes d’énergie. À la fin des années 1960, la découverte des pulsars allait changer tout ça car faisant intervenir une étoile à neutrons très dense, magnétisée fortement et en rotation. On finira d’ailleurs par découvrir un pulsar au cœur de la nébuleuse du Crabe.


La première image présentée dans cette vidéo est l’image prise dans le visible par Hubble en 2005 de la nébuleuse du Crabe. Vient ensuite une nouvelle image de l’objet prise par les instruments NIRCam (Near-Infrared Camera) et Miri (Mid-Infrared Instrument) du télescope spatial James-Webb, qui a révélé de nouveaux détails en lumière infrarouge. © Nasa, ESA, CSA, STScI, T. Temim (Princeton University), N. Bartmann (ESA/Webb), A. Loll/J. Hester (Arizona State University) Music: Stellardrone – The Night Sky in Motion

Des secrets cachés dans l’infrarouge

La beauté de la nébuleuse du Crabe n’en finit pas d’émerveiller les astronomes depuis l’époque de Messier et on ne sera donc pas surpris qu’elle a été observée aussi bien avec le télescope Hubble qu’avec maintenant le télescope James-Webb à l’aide de ses instruments NIRCam (Near-Infrared Camera) et Miri (Mid-Infrared Instrument) dans le proche infrarouge.

On peut faire des comparaisons entre les images prises par les deux mythiques télescopes concernant M1 et surtout aujourd’hui, le James-Webb révèle en fausses couleurscouleurs la première carte complète de la répartition de la poussière au cœur de la nébuleuse.

Le James-Webb confirme à nouveau sous la forme d’une émission laiteuse semblable à de la fumée dans la majorité de l’intérieur de la nébuleuse du Crabe la présence du rayonnement des électrons relativistes se déplaçant autour des lignes de champ magnétique à l’intérieur de M1. Ce rayonnement s’étend sur un large spectre, des ondes radios au visible notamment en passant donc dans l’infrarouge.

Comme l’explique un communiqué de l’ESA : « La recherche de réponses sur le passé de la nébuleuse du Crabe se poursuit alors que les astronomes analysent plus en profondeur les données de Webb et consultent les observations précédentes de la nébuleuse prises par d’autres télescopes. Les scientifiques disposeront de données Hubble plus récentes à examiner d’ici environ un an, issues de la ré-imagerie par le télescope du reste de la supernova. Cela marquera la première observation de la nébuleuse du Crabe par Hubble depuis plus de 20 ans et permettra aux astronomes de comparer plus précisément les découvertes de Webb et de Hubble. »


Une vidéo de la nébuleuse du Crabe vue par le James-Webb. On voit une structure en forme d’anneau au centre et au cœur de cet anneau se trouve une étoile brillante, c’est l’étoile à neutrons, le pulsar de la nébuleuse du Crabe. © Nasa, ESA, CSA, STScI, T. Temim (Princeton University), N. Bartmann (ESA/Webb) Music: Stellardrone – Twilight

Iossif Chklovski, le Carl Sagan soviétique

Pour terminer, puisque ses travaux sont liés à la nébuleuse du Crabe, c’est l’occasion de se souvenir d’un astronome qui est, comme bien des chercheurs brillants de l’époque soviétique, certainement inconnu du grand public européen et pourtant c’est le Sagan soviétique en ce qui concerne le programme Seti. Il s’agit de Iossif Chklovski, né le 1er juillet 1916 à Hloukhiv, dans l’oblast de Soumy en Ukraine, et mort le 3 mars 1985.

Comme l’explique dans la vidéo ci-dessous l’astronome Kirill Maslennikov et comme on l’a dit plus tôt, Chklovski s’est notamment fait connaître en étant le premier à interpréter correctement l’origine du rayonnement de la nébuleuse du Crabe, à savoir une émission synchrotron produite par des électrons ultra-relativistes se déplaçant le long des lignes du champ magnétique de son pulsar central. Mais, comme on peut le constater dans la même vidéo, ses contributions et ses idées vont bien au-delà, que ce soit avec la fameuse raie à 21 cm ou le modèle unifié des noyaux actifs de galaxies.


Une des très intéressantes vidéos de vulgarisation de l’astronome Kirill Maslennikov, en poste au célèbre observatoire astronomique de Poulkovo situé au sud de Saint-Pétersbourg. Il y est question des contributions de Iossif Chklovski. Pour obtenir une traduction en français assez fidèle, cliquez sur le rectangle blanc en bas à droite. Les sous-titres en russe devraient alors apparaître. Cliquez ensuite sur l’écrou à droite du rectangle, puis sur « Sous-titres » et enfin sur « Traduire automatiquement ». Choisissez « Français ». © Qwerty

Iossif Chklovski était un radioastronome tout comme Frank Drake, à l’origine de sa fameuse équation, et son collègue et collaborateur Nikolaï Kardachev, également fortement impliqué dans l’équivalent du programme Seti en Russie soviétique et à qui l’on doit la fameuse classification des civilisations en matière de consommation d’énergie.

Chklovski et Sagan se connaissaient très bien également puisqu’ils ont coécrit un ouvrage traduit en anglais en 1966 sous le titre « Intelligent Life in the Universe » que l’on peut considérer comme la première exposition sérieuse du sujet. Cela les a conduits notamment à examiner de plus près une technosignature possible d’une civilisation extraterrestre avancée ayant atteint avec de multiples sphères de Dysonsphères de Dyson le « type III » sur l’échelle de  Kardachevéchelle de  Kardachev, c’est-à-dire ayant à sa disposition toute la puissance émise par la galaxiegalaxie dans laquelle elle est située.

 

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