Télescope Spatial James Webb : les premières images

Six semaines après le lancement de Webb, les scientifiques ont vu les premiers photons capturés par le télescope et détectés avec la caméra proche infrarouge NIRCam. Deux mois après le lancement, l’alignement a démarré, suivi de l’empilage d’image (stacking), du phasage et de l’alignement du télescope. Puis, après une phase de refroidissement finale, les instruments scientifiques ont pu être calibrés et alignés entre eux. Le dernier des dix-sept modes d’instruments à être mis en service était le coronographe de NIRCam et c’est désormais chose faite.

Au final après un peu moins de 7 mois de mise en service, les premières images du James Webb Space Telescope sont dévoilées et elles sont magnifiques.

Les 4 instruments du télescope spatial James Webb et un résumé de leurs fonctionnalités : caméras, spectrographes ou coronographe (crédit NASA et STScI)

Pour les images ci-après, cliquez sur les images pour accéder à des versions zoomables.

Les premières observations de Webb ont été sélectionnées par un groupe de représentants de la NASA, de l’ESA, de l’ASC et du Space Telescope Science Institute qui sont co-participants au projet.

Le champ profond de Web

L’image montre l’amas de galaxies SMACS 0723 tel qu’il est apparu il y a 4,6 milliards d’années. La masse combinée de cet amas de galaxies agit comme une lentille gravitationnelle, grossissant et déformant des galaxies beaucoup plus éloignées à l’arrière, leur donnant des formes en arc.

Image composite d’expositions distinctes acquises par le télescope spatial James Webb à l’aide de l’instrument NIRCam. Plusieurs filtres ont été utilisés pour échantillonner de larges gammes de longueurs d’onde. La couleur résulte de l’attribution de différentes teintes (couleurs) à chaque image monochromatique (échelle de gris) associée à un filtre individuel (crédit NASA, ESA, CSA, STScI)

Il s’agit de l’image en infrarouge la plus profonde et la plus nette de l’univers primitif jamais prise (les missions non infrarouges comme COBE et WMAP ont vu l’univers beaucoup plus proche du Big Bang (environ 380 000 ans après)).

Cette tranche du vaste univers a approximativement la taille d’un grain de sable tenu à bout de bras par quelqu’un sur Terre, selon la NASA.

Source : https://web.wwtassets.org/specials/2022/jwst-smacs/

Ce champ profond, pris par la caméra proche infrarouge de Webb (NIRCam), est une image composite fabriquée à partir d’images à différentes longueurs d’onde, totalisant 12,5 heures montrant des milliers de galaxies, y compris les objets les plus faibles jamais observés dans l’infrarouge. Pour atteindre un niveau de détail impressionnant à l’époque, le télescope spatial Hubble avait observé cette même région pendant des semaines !

Comparaison de la même région entre les images de Hubble et du JWST

Avec l’instrument MIRI, l’image de la même zone révèle d’autres informations : la poussière des étoiles.

Image composite à l’aide de l’instrument MIRI (crédit NASA, ESA, CSA, STScI)

La plus grande étoile bleu vif montre sur l’image NIRCam de très longues pointes de diffraction, mais avec MIRI, ses points plus petits ressemblent plus à ceux d’un flocon de neige. MIRI capture la lumière en moyen infrarouge, qui met en évidence l’endroit où se trouve la poussière. La poussière est un ingrédient majeur de la formation des étoiles. Les étoiles sont plus brillantes à des longueurs d’onde plus courtes, c’est pourquoi elles apparaissent avec des pointes de diffraction proéminentes dans l’image NIRCam.

Si un objet est bleu et manque de pointes, c’est une galaxie. Ces galaxies contiennent des étoiles, mais très peu de poussière. Cela signifie que leurs étoiles sont plus anciennes (il y a moins de gaz et de poussière disponibles pour condenser pour former de nouvelles étoiles). Cela signifie également que leurs étoiles vieillissent. Les objets rouges dans ce champ sont enveloppés dans d’épaisses couches de poussière et peuvent très bien être des galaxies éloignées. Mais des recherches sont nécessaires pour identifier pleinement chaque objet dans l’image de MIRI

Les arcs proéminents au centre de l’amas de galaxies, qui sont des galaxies qui sont étirées et magnifiées par lentille gravitationnelle, apparaissent bleus dans l’image MIRI et orange dans l’image NIRCam. Ces galaxies sont plus anciennes et ont beaucoup moins de poussière.

Les tailles des galaxies dans les deux images offrent des indices sur leur distance – plus l’objet est petit, plus il est éloigné. Sur l’image MIRI, les galaxies les plus proches semblent plus blanches. Le vert indique que la poussière d’une galaxie comprend un mélange d’hydrocarbures et d’autres composés chimiques.

Avec les données de MIRI en moyen infrarouge, les chercheurs pourront bientôt ajouter des calculs beaucoup plus précis des quantités de poussière dans les étoiles et les galaxies à leurs modèles, et commencer à mieux comprendre comment les galaxies à n’importe quelle distance se forment et changent avec le temps.

Grâce à l’instrument NIRSpec, un instrument si sensible qu’il peut observer la lumière des galaxies individuellement, les scientifiques ont pu observer pour la première fois des spectres de galaxies très lointaines.

Exemple avec cette galaxie qui a émis sa lumière il y a 13,1 milliards d’années :

Spectre d’émission NIRSpec d’une des galaxies observées dans le Champ Profond du JWST (crédit NASA, ESA, CSA, STScI)

Lorsque les chercheurs étendent la lumière d’une galaxie individuelle dans un spectre, comme le graphique ci-dessus, ils peuvent en apprendre davantage sur la composition chimique, la température et la densité du gaz ionisé de la galaxie. Par exemple, le spectre de cette galaxie révélera les propriétés de son gaz, ce qui indiquera comment ses étoiles se forment et combien de poussière il contient.


Le Quintette de Stephan

Le Quintette de Stephan est un regroupement visuel de cinq galaxies. C’est une région formidable pour y observer la formation des étoiles, le mouvement et la distribution du gaz entre les galaxies et au sein des galaxies.

Cette énorme mosaïque du Quintette de Stephan est la plus grande image à ce jour du télescope spatial James Webb, couvrant environ un cinquième du diamètre de la Lune. Elle contient plus de 150 millions de pixels et est construite à partir de près de 1 000 fichiers d’image distincts.

Le Quintette de Sephan par les instruments NIRCam et MIRI (crédit NASA, ESA, CSA, STScI)

Cette image composite NIRCam-MIRI utilise deux des trois filtres MIRI pour mieux montrer et différencier la poussière chaude et la structure au sein de la galaxie. MIRI voit une différence de couleur distincte entre la poussière dans les galaxies et les ondes de choc entre les galaxies en interaction. Les spécialistes du traitement d’image du Space Telescope Science Institute de Baltimore ont choisi de mettre en évidence cette différence en donnant aux données MIRI les couleurs jaunes et orange distinctes, contrairement aux couleurs bleues et blanches attribuées aux étoiles aux longueurs d’onde de NIRCam.

L’instrument MIRI y dévoile des régions enveloppées de poussière, des zones cachées de formation d’étoiles. Les nouvelles informations de MIRI fournissent des informations inestimables sur la façon dont les interactions galactiques peuvent avoir entraîné l’évolution des galaxies dans les premiers ages de l’Univers.

Ensemble, les cinq galaxies du Quintette de Stephan sont également connues sous le nom de Hickson Compact Group 92 (HCG 92). Bien qu’appelées «quintette», seules quatre des galaxies sont vraiment proches l’une de l’autre et prises dans une danse cosmique. La cinquième galaxie et la plus à gauche, appelée NGC 7320, est bien au premier plan par rapport aux quatre autres. NGC 7320 réside à 40 millions d’années-lumière de la Terre, tandis que les quatre autres galaxies (NGC 7317, NGC 7318A, NGC 7318B et NGC 7319) sont à environ 290 millions d’années-lumière. Ceci est encore assez proche en termes cosmiques, par rapport à des galaxies plus éloignées à des milliards d’années-lumière. L’étude de ces galaxies relativement proches aide les scientifiques à mieux comprendre les structures vues dans un univers beaucoup plus éloigné.

Dans NGC 7320, la galaxie la plus à gauche et la plus proche du groupe visuel, NIRCam est capable de distinguer des étoiles individuelles et même le noyau brillant de la galaxie. Les vieilles étoiles mourantes qui produisent de la poussière se distinguent clairement comme des points rouges avec NIRCam.

Le Quintette de Sephan par l’instrument MIRI (crédit NASA, ESA, CSA, STScI)

Cette image contient un filtre MIRI de plus que celui utilisé dans l’image composite NIRCam/MIRI précédente. Les spécialistes du traitement d’image du Space Telescope Science Institute de Baltimore ont choisi d’utiliser les trois filtres MIRI et les couleurs rouge, vert et bleu pour différencier le plus clairement les caractéristiques de la galaxie les unes des autres et les ondes de choc entre les galaxies.

Dans cette image, le rouge désigne les régions poussiéreuses formant des étoiles, ainsi que les galaxies et galaxies précoces extrêmement éloignées enveloppées de poussière épaisse. Les sources ponctuelles bleues montrent des étoiles ou des amas d’étoiles sans poussière. Des zones diffuses de bleu indiquent la poussière qui contient une quantité importante de grosses molécules d’hydrocarbures. Pour les petites galaxies disséminées dans l’image, les couleurs verte et jaune représentent également des galaxies plus éloignées et antérieures riches en ces hydrocarbures.

En haut de l’image, la galaxie NGC 7319 du Quintette de Stephan abrite un trou noir supermassif 24 millions de fois la masse du Soleil. Il accrète activement de la matière et émet de l’énergie lumineuse équivalente à 40 milliards de soleils. MIRI voit à travers la poussière entourant ce trou noir pour dévoiler le noyau galactique actif incroyablement brillant.

Le télescope spatial James Webb a étudié en détail le noyau galactique actif avec le Spectrographe proche infrarouge (NIRSpec). L’instrument interne IFU (Integral Field Unit) a fourni une collection d’images des caractéristiques spectrales du noyau galactique. À l’aide des IFU, les scientifiques peuvent mesurer les structures spatiales, déterminer la vitesse de ces structures et obtenir une gamme complète de données spectrales. Tout comme l’imagerie par résonance magnétique médicale (IRM), les IFU permettent aux scientifiques de « couper » les informations dans de nombreuses images pour une étude détaillée.

L’instrument IFU a vu le gaz près du trou noir supermassif dans des longueurs d’onde jamais détectées auparavant, et il a pu déterminer sa composition.

Spectre et imagerie de NIRSpec (crédit NASA, ESA, CSA, STScI)

Certaines des principales lignes d’émission vues par NIRSpec sont représentées dans cette image et représentent différentes phases du gaz. L’hydrogène atomique, en bleu et jaune, permet aux scientifiques de découvrir la structure de l’écoulement. Les ions de fer tracent les endroits où se trouve le gaz chaud. L’hydrogène moléculaire, en rouge, est très froid et dense, et trace à la fois le gaz sortant et le réservoir de carburant pour le trou noir. Le noyau brillant et actif lui-même a été retiré de ces images pour mieux montrer la structure du gaz environnant.

En utilisant NIRSpec, les scientifiques ont obtenu des informations sans précédent sur le trou noir et son écoulement. L’étude de ces galaxies relativement proches aide les scientifiques à mieux comprendre l’évolution des galaxies dans l’univers beaucoup plus éloigné.

Pour comparer avec l’image de Hubble, allez voir sur mon précédent article


La Nébuleuse de l’Anneau austral

La Nébuleuse de l’Anneau Austral a été observée à la fois en lumière proche infrarouge par l’instrument NIRCam et en infrarouge moyen par l’instrument MIRI.

Image NIRCam (à gauche) et MIRI (à droite) de la Nébuleuse de l’Anneau austral (crédit NASA, ESA, CSA, STScI)

Il s’agit des restes d’une étoile naine blanche après avoir perdu ses couches extérieures et cessé de brûler du combustible par fusion nucléaire. Avec NIRCam, la naine blanche apparaît en bas à gauche de l’étoile centrale brillante, partiellement cachée par une pointe de diffraction. La même étoile apparaît, mais plus lumineuse, plus grande et plus rouge, avec MIRI. Cette étoile naine blanche est masquée par d’épaisses couches de poussière, ce qui la fait paraître plus grande.

L’étoile la plus brillante des deux images n’a pas encore perdu ses couches. Elle orbite étroitement autour de la naine blanche plus sombre, aidant à distribuer les éjecta. Pendant des milliers d’années et avant qu’elle ne devienne une naine blanche, l’étoile éjecte périodiquement de la masse, les éjecta visibles de la matière, dans toutes les directions. Aujourd’hui, la naine blanche chauffe le gaz dans les régions intérieures, qui semblent bleues à sur l’image de gauche et rouges sur l’image de droite. Les deux étoiles éclairent les régions extérieures, représentées respectivement en orange et en bleu.

Les images sont très différentes car NIRCam et MIRI collectent différentes longueurs d’onde de lumière. NIRCam observe une lumière proche infrarouge, qui est plus proche des longueurs d’onde visibles que nos yeux détectent. MIRI va plus loin dans l’infrarouge, ramassant des longueurs d’onde médio-infrarouge. La deuxième étoile apparaît plus clairement dans l’image MIRI, car cet instrument peut voir la poussière brillante qui l’entoure.

La physique est la raison de la différence de résolution de ces images. NIRCam offre une imagerie haute résolution car ces longueurs d’onde de lumière sont plus courtes. MIRI fournit des images à résolution moyenne car ses longueurs d’onde sont plus longues – plus la longueur d’onde est longue, plus les images sont grossières. Mais les deux fournissent une quantité incroyable de détails sur chaque objet qu’ils observent, fournissant des vues inédites de l’univers.

De la naissance à la mort d’une nébuleuse planétaire, Webb peut explorer les poussières et les gaz des étoiles vieillissantes qui pourraient un jour devenir une nouvelle étoile ou planète.


NGC 3324 dans la Nébuleuse de la Carène

Située à environ 7600 années-lumière de la Terre, la nébuleuse NGC 3324 (ou nébuleuse Gabriela Mistral) a été cataloguée pour la première fois par James Dunlop en 1826. Visible depuis l’hémisphère sud, elle est située à l’angle nord-ouest de la nébuleuse de la Carène (NGC 3372), qui réside dans la constellation de la Carène.

La nébuleuse NGC 3324 dans la Nébuleuse de la Carène par l’instrument NIRCam (crédit NASA, ESA, CSA, STScI)

Capturé en lumière infrarouge par la caméra infrarouge proche (NIRCam) du télescope spatial James Webb, cette image révèle des zones de naissance d’étoiles précédemment obscurcies. En observant cette région de formation stellaire et d’autres comme elle, les scientifiques peuvent, grâce à Webb, voir des étoiles nouvellement formées et étudier le gaz et la poussière qui les ont fabriquées.

Appelée les « falaises cosmiques », la région est en fait le bord d’une gigantesque cavité gazeuse dans NGC 3324. Ces « falaises cosmiques » ont été sculptées dans la nébuleuse par le rayonnement ultraviolet intense et les vents stellaires de jeunes étoiles extrêmement massives et chaudes situées au centre de la bulle, au-dessus de la zone de cette image. Le rayonnement de haute énergie de ces étoiles sculpte le mur de la nébuleuse en l’érodant lentement.

NIRCam, avec sa résolution nette et sa sensibilité inégalée, dévoile des centaines d’étoiles précédemment cachées, et même de nombreuses galaxies à l’arrière.

Avec l’instrument MIRI, les jeunes étoiles et leurs poussiéreux disques protoplanétaires brillent beaucoup en moyen infrarouge, apparaissant en rose et rouge. Avec MIRI, les hydrocarbures et autres composés chimiques à la surface des crêtes brillent, donnant l’apparence de roches dentelées.

La nébuleuse NGC 3324 dans la Nébuleuse de la Carène par les instruments NIRCam et MIRI (crédit NASA, ESA, CSA, STScI)

Cette période de très tôt formation d’étoiles est difficile à capturer car, pour une étoile individuelle, elle ne dure que 50 000 à 100 000 ans environ, mais l’extrême sensibilité et la résolution spatiale de Webb permettent de capturer cet événement rare.


L’exoplanète WASP-96 b

Les instruments du JWST réalisent également des spectres des zones observées. NIRISS a fourni un spectre de transmission fabriqué à partir d’une seule observation des caractéristiques atmosphériques de l’exoplanète géante à gaz chaud WASP-96 b, révélant des molécules d’eau dans l’atmosphère.

Spectre de l’exoplanète WASP-96b par NIRISS (crédit NASA, ESA, CSA, STScI)
L’illustration du WASP-96 b et de son étoile à l’arrière-plan est basée sur la compréhension actuelle de la planète à la fois de la spectroscopie NIRISS et des observations terrestres et spatiales précédentes. Webb n’a pas capturé une image directe de la planète ou de son atmosphère.

WASP-96 b est une exoplanète géante à gaz chaud qui orbite autour d’une étoile semblable au Soleil à environ 1 150 années-lumière de la Terre, dans la constellation du Phénix. La planète orbite extrêmement près de son étoile (moins de 1/20e de la distance entre la Terre et le Soleil) et complète une orbite en moins de 3½ jours-Terre. La découverte de la planète, basée sur des observations au sol, a été annoncée en 2014. L’étoile, WASP-96, est un peu plus ancienne que le Soleil, mais a à peu près la même taille, masse, température et couleur.

Ce spectre de transmission est fabriqué en comparant la lumière des étoiles filtrée à travers l’atmosphère d’une planète lorsqu’elle se déplace à travers l’étoile, à la lumière des étoiles non filtrée détectée lorsque la planète est à côté de l’étoile. Chacun des 141 points de données (cercles blancs) sur ce graphique représente la quantité d’une longueur d’onde spécifique de lumière qui est bloquée par la planète et absorbée par son atmosphère. La quantité de lumière bloquée varie d’environ 13 600 parties par million (1,36%) à 14 700 parties par million (1,47%).

Les chercheurs sont capables de détecter et de mesurer les abondances de gaz clés dans l’atmosphère d’une planète en fonction du modèle d’absorption, les emplacements et les hauteurs des pics sur le graphique (chaque gaz a un ensemble caractéristique de longueurs d’onde qu’il absorbe). La température de l’atmosphère peut être calculée en partie en fonction de la hauteur des pics (une planète plus chaude a des pics plus hauts). D’autres caractéristiques, comme la présence de brume et de nuages, peuvent être déduites en fonction de la forme globale des différentes parties du spectre.

Les lignes grises s’étendant au-dessus et au-dessous de chaque point de données sont des barres d’erreur qui montrent l’incertitude de chaque mesure, ou la plage raisonnable de valeurs réelles possibles. Pour une seule observation, l’erreur sur ces mesures est remarquablement faible. La ligne bleue est un modèle le mieux adapté qui prend en compte les données, les propriétés connues de WASP-96 b et son étoile (par ex., taille, masse, température) et caractéristiques supposées de l’atmosphère. Les chercheurs peuvent faire varier les paramètres du modèle, en modifiant les caractéristiques inconnues comme la hauteur des nuages dans l’atmosphère et l’abondance de divers gaz, pour mieux s’adapter et mieux comprendre à quoi ressemble vraiment l’atmosphère. La différence entre le modèle le mieux adapté illustré ici et les données reflète simplement le travail supplémentaire à faire pour analyser et interpréter les données et la planète.

Bien que l’analyse complète du spectre prenne plus de temps, il est possible de tirer un certain nombre de conclusions préliminaires. Les pics étiquetés dans le spectre indiquent la présence de vapeur d’eau. La hauteur des pics d’eau, qui est inférieure aux prévisions sur la base des observations précédentes, est la preuve de la présence de nuages qui suppriment les caractéristiques de la vapeur d’eau. La pente descendante progressive du côté gauche du spectre (longueurs d’onde plus courtes) indique une éventuelle brume. La hauteur des pics ainsi que d’autres caractéristiques du spectre sont utilisées pour calculer une température atmosphérique d’environ 725°C.

Il s’agit du spectre de transmission en infrarouge d’une exoplanète le plus détaillé jamais collecté, le premier spectre de transmission qui comprend des longueurs d’onde supérieures à 1,6 microns avec une résolution et une précision aussi élevées, et le premier à couvrir toute la gamme de longueurs d’onde à partir de 0,6 microns (lumière rouge visible) à 2,8 microns (proche infrarouge) en un seul coup. La vitesse à laquelle les chercheurs ont pu faire des interprétations confiantes du spectre témoigne encore de la qualité des données. L’observation a été faite en utilisant le mode de spectroscopie sans fente (SOSS) à objet unique de NIRISS, qui consiste à capturer le spectre d’un seul objet brillant, comme l’étoile WASP-96, dans un champ de vision.

L’étude d’autres systèmes planétaires aidera les astronomes à déterminer à quel point notre système solaire est typique ou atypique. Webb va maintenant étudier des centaines d’autres systèmes pour comprendre de quoi sont faites les autres atmosphères planétaires.

Et maintenant, place à la science !

La publication de ces premières images et spectres donne le coup d’envoi officiel aux opérations scientifiques du télescope spatial.

Comme pour tous les observatoires terrestres ou spatiaux, les temps d’observations du JWST sont répartis entre les astronomes qui en ont fait la demande, et pour le Webb le processus de sélection a commencé bien avant le lancement. La priorité est toutefois donnée aux astronomes qui ont travaillé au développement de Webb et de ses instruments.

Plusieurs domaines d’études sont au programme : Système Solaire, structure à large échelle de l’Univers, Galaxies et Milieu intergalactique, exoplanètes, physique stellaire, trous noirs supermassifs et leurs hôtes, population des étoiles (histoires de la formation d’étoiles, cartes d’extinction, évolution des étoiles, mouvements appropriés et amas globulaires, …).

Répartition du temps alloué par domaines de recherche dans le cycle 1 des observations du James Web Space Telescope (crédit NASA et STScI)

Les données du JWST seront associées à celles des autres télescopes comme le Hubble SpaceTelescope et de nombreuses découvertes sont à venir !

Pour ceux qui douteraient de l’intérêt de telles études, je vous suggère la lecture de ce billet dans Le Monde.

Image de couverture : En haut à gauche : la nébuleuse planétaire de l’anneau sud en proche et moyen infrarouge, le produit d’une étoile mourante ; En haut à droite: formation d’étoiles dans la nébuleuse de Carina ; En bas à gauche : Stephan’s Quintet, un groupe de galaxies en interaction ; En bas à droite : le premier champ profond de Webb. Crédit NASA, ESA, CSA, and STScI

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