SN Éos
| SN Éos | |
| Données d’observation (Époque J2000.0) | |
|---|---|
| Constellation | Sagittaire |
| Ascension droite (α) | 19h 31m 49s |
| Déclinaison (δ) | −26° 34′ 32″ |
| Décalage vers le rouge | 5,133 ± 0,001 |
Localisation dans la constellation : Sagittaire   | |
| Astrométrie | |
| Distance | Pour Ho = 67,4, Ωm = 0,315, ΩΛ = 0,685, d = 12,66 milliards al |
| Caractéristiques physiques | |
| Type d'objet | Supernova |
| Type de supernova | II |
| Découverte | |
| Découvreur(s) | James Webb |
| Date | |
| Liste des supernovas | |
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SN Éos (prononcé: Supernova Éos) est une supernova de type II-P, fortement lentillée, découverte le 1er septembre 2025, au décalage vers le rouge de 5,133, et qui, à fin 2025, représente la seconde supernova la plus distante jamais observée, après GRB 250314A, avec une spectroscopie confirmée. Elle a été nommée d'après Éos, la déesse de l'aurore dans la mythologie grecque, car elle est apparue à « l'aube » de l'Univers, juste après la fin de l’époque de la réionisation, environ 1,1 milliard d’années après le Big Bang[1],[2]. Elle est située dans la constellation du Sagittaire.
Découverte et spectroscopie
[modifier | modifier le code]L'objet a été découvert dans le cadre du programme VENUS (en anglais, Vast Exploration for Nascent, Unexplored Sources) de JWST, le 1er septembre 2025, par une équipe internationale d'astronomes dirigée par David A. Coulter de l'Université Johns Hopkins, en utilisant le télescope spatial James Webb. Cette découverte a été rendue possible grâce à la lentille gravitationnelle de l'amas de galaxies MACS J1931.8-2635, qui a déformé et amplifié d'environ 30 fois la lumière émise par la supernova Éos. Le spectrographe NIRSpec a détecté des raies d'absorption caractéristiques émises par les supernovas[1],[2].
Une recherche archivistique effectuée sur les données précédemment recueillies à l'emplacement de la SN Éos par le Multi Unit Spectroscopic Explorer (« Explorateur spectroscopique multiple »), en abrégé MUSE, spectrographe 3D grand champ du Très Grand Télescope (VLT) de l'Observatoire européen austral (ESO), lors d’observations effectuées en juin 2015, soit avant l'explosion de la supernova, montre une ligne d'émission isolée à la longueur d’onde 7 456 Å (référentiel dans le vide à t0 = 1 215 Å) associée à la raie d’émission Lyman-𝛼 de la galaxie hôte. En calibrant le décalage vers le rouge du spectre d’Éos avec cette raie spectrale, il est trouvé 𝑧𝑠𝑝𝑒𝑐 = 5,133 ± 0,001, ce qui correspond clairement aux pics des raies d’émission et d’absorption du spectre de SN Éos[2].
Ce décalage vers le rouge spectroscopique de 5,133, indique que la supernova Éos a explosé alors que l'Univers n'avait, dans le cadre du modèle cosmologique ΛCDM, que 1,1 milliard d'années, soit peu après la fin de l’époque de la réionisation (𝑧 ≈ 5,3)[2],[3],[4].
La SN Éos, identifiée comme une supernova de type II-P et à faible métallicité, apparaît à deux endroits dans la photographie de la caméra NIRCam de JWST, dû à l’effet de la lentille gravitationnelle de l’amas de galaxies MACS J1931.8-2635, qui a démultiplié son image. Il a été calculé que trois autres images de la SN Éos sont déjà apparues dans le passé, moins lumineuses, il y a de cela respectivement 3,49, 3,68 et 54 ans[2].
Supernovas et étoiles progénitrices
[modifier | modifier le code]Une supernova de type II résulte de l'effondrement rapide du noyau et de l'explosion violente d'étoiles massives anciennes dépassant 8 masses solaires. Ces événements cosmiques libèrent une énergie considérable à travers le spectre électromagnétique —lumière visible, infrarouge, micro-ondes et rayons X. Les supernovæ de type II peuvent éclipser des galaxies entières, permettant leur observation à d'immenses distances cosmiques. Cette classification de supernova de type II indique la présence de raies spectrales de l'hydrogène, ce qui la distingue du type I, qui ont un spectre qui ne contient pas d'hydrogène. Ces explosions éclairent les dernières étapes d'évolution des étoiles massives en fin de vie (qui se transforment en étoiles à neutrons ou en trous noirs) et les processus de création d'éléments chimiques (plus lourds) essentiels à l'enrichissement des galaxies[1].
La lumière observée de l'explosion de la supernova Éos a voyagé jusqu'à la Terre pendant 12,66 milliards d'années, et la masse estimée de l'étoile progénitrice se situait entre 10 et 15 masses solaires[3].
On peut également relever la faible métallicité de l'étoile progénitrice, car la composition chimique de son environnement se caractérise par une faible teneur en éléments chimiques plus lourds que l’hélium, inférieure à 10 % de la valeur solaire (≲ 0.1 Z⊙)[2]. Cela implique que l'étoile progénitrice s'est formée dans l’environnement chimiquement pauvre qu’avait l’Univers durant sa jeunesse.
Notes et références
[modifier | modifier le code]- (en) Cet article est partiellement ou en totalité issu de l’article de Wikipédia en anglais intitulé « SN Eos » (voir la liste des auteurs).
- 1 2 3 (en) NASA Space News, « Ancient Type II Supernova: SN Eos Discovery from First Billion Years »
, sur nasaspacenews.com, (consulté le ) - 1 2 3 4 5 6 (en) David A. Coulter, Conor Larison, Justin D. R. Pierel, Seiji Fujimoto, Vasily Kokorev, Joseph F. V. Allingham, Takashi J. Moriya, Matthew Siebert et al., « A spectroscopically confirmed, strongly lensed, metal-poor Type II supernova at z = 5.13 », ArXiv, (lire en ligne )
- 1 2 (en) Edward L. Wright, « Ned Wright's Javascript Cosmology Calculator » , sur www.astro.ucla.edu, (paramètres saisis : h0=67,4 et omega m=0,315) (consulté le )
- ↑ (en) Romain A Meyer, Guido Roberts-Borsani, Pascal A Oesch et Richard S Ellis, « Probing patchy reionization with JWST: IGM opacity constraints from the Lyman α forest of galaxies in legacy extragalactic fields », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 542, no 3, (lire en ligne )
Voir aussi
[modifier | modifier le code]Articles connexes
[modifier | modifier le code]Liens externes
[modifier | modifier le code](en) Ancient Type II supernova discovered from universe's first billion years Article du 15 janvier 2026 de Tomasz Nowakowski sur le site de phys.org.
