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.

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.

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.

Vue d'artiste d'une étoile sur la branche super-asymptotique des géantes (à gauche) et de son noyau (à droite) composé d'oxygène (O), de néon (Ne) et de magnésium (Mg). Un tel astre est l'état final des étoiles dans une gamme de masses comprises entre environ 8 à 10 masses solaires, dont le noyau est supporté par la pression d'un gaz d'électrons (e^-). Lorsque le noyau devient suffisamment dense, le néon et le magnésium commencent à manger des électrons (ce qu'on appelle des réactions de capture d'électrons produisant neutrons et neutrinos ν), réduisant la pression et induisant une explosion de supernova par effondrement du noyau. © S. Wilkinson ; Observatoire de Las Cumbres

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 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 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.

Une image 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)

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.

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.

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. »

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 1^er 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.

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.