SN 1987A est la supernova la plus proche observée depuis son explosion, et la seule dont le rémanent compact n'a pas encore été détecté directement. Les premières observations JWST en 2022 ont révélé des raies étroites d'argon et de soufre provenant du centre, ce qui constitue une forte preuve de l'ionisation par un objet compact. Ce travail s'inscrit dans le cadre des études des rémanents de supernova et des objets compacts, où la poussière, les anneaux et le rayonnement X ont été étudiés. Cependant, la question de la nature de l'objet, étoile à neutrons ou trou noir, restait ouverte, et les propriétés de la poussière dans les éjectas internes étaient mal contraintes.
Des observations spectroscopiques JWST/NIRSpec (haute résolution, 0,92–5,27 µm) et MIRI/MRS (4,9–27,9 µm) ont été utilisées aux époques 13 500 et 13 300 jours après l'explosion. Pour chaque raie, des cartes et des profils de vitesse ont été construits, avec soustraction du continuum et du fond diffus. La résolution spatiale de NIRSpec a permis de séparer la source compacte du rayonnement étendu des anneaux. Des modèles de photoionisation pour la nébuleuse de pulsar et l'étoile à neutrons en refroidissement ont été comparés aux luminosités mesurées des raies, en tenant compte de l'absorption et de la diffusion par la poussière.
Les raies étroites [Ar VI], [Ar II], [S IV], [S III] sont confirmées, et [Ca V], [Cl II] et peut-être [Fe II] sont identifiées pour la première fois. Toutes les raies présentent un décalage vers le bleu d'environ −250 km/s et proviennent d'une région non résolue au sud-est du centre. Le décalage et le déplacement Doppler donnent une vitesse d'impulsion de l'étoile à neutrons de 510±55 km/s. La raie [Ca IV] est inhabituelle : elle est décalée vers le nord et présente un décalage vers le rouge d'environ 700 km/s. La modélisation montre que la diffusion par la poussière avec des grains d'environ 0,3 µm explique les propriétés de [Ca IV] et l'absence d'autres raies étroites aux courtes longueurs d'onde, tandis que l'absorption par la poussière est importante pour λ ≳ 8 µm. Les deux modèles de photoionisation concordent avec les observations, sauf pour la raie [Fe II], qui est fortement sous-prédite.
Ce travail précise le tableau de l'ionisation des éjectas internes et contraint les propriétés de la poussière. Contrairement aux études voisines où la poussière est étudiée principalement par son émission thermique, ici elle se manifeste par son effet sur les raies d'émission, ce qui donne une estimation indépendante de la taille des grains. C'est la première vérification quantitative du scénario de diffusion par la poussière pour expliquer les anomalies des raies dans SN 1987A.
À mesure que l'éjecta s'étend, l'épaisseur optique de la poussière diminuera comme t⁻², révélant de nouvelles raies aux courtes longueurs d'onde. La différence entre les modèles de nébuleuse de pulsar et d'étoile à neutrons en refroidissement se manifestera par l'apparition des raies [S III] 0,9533 µm, [C I] 0,9827/0,9853 µm et [Si VI] 1,9646 µm. Le suivi du centre dans les années à venir permettra de choisir le scénario correct.
Les résultats influenceront la compréhension du lien entre les propriétés des progéniteurs de supernova et les objets compacts qui en naissent, ainsi que les modèles de formation de poussière dans les supernovae.
Poursuivre le suivi des raies étroites avec JWST pour vérifier l'évolution temporelle et confirmer la raie [Fe II]. Affiner les modèles de poussière en tenant compte de la distribution de taille et de composition des grains.
Pour l'astrophysique des objets compacts, la question de la fréquence de naissance des étoiles à neutrons avec des nébuleuses de pulsar et de la manière dont les propriétés de l'explosion déterminent la vitesse d'impulsion reste ouverte. SN 1987A est un cas unique où ces paramètres peuvent être mesurés directement.
Cette section s'adresse à l'auteur du travail et à ses collègues. Les travaux voisins ont été trouvés par une recherche sémantique dans notre archive, et non par correspondance de mots. Nous n'évaluons pas : nous montrons le champ autour.
Ce que fait ce travail
Cette étude exploite de nouvelles observations spectroscopiques JWST/NIRSpec et MIRI/MRS pour analyser les raies d'émission étroites provenant du centre de SN 1987A. Les raies [Ar VI], [Ar II], [S IV], [S III] sont confirmées, et pour la première fois, [Ca V], [Cl II] et peut-être [Fe II] sont identifiées ; toutes les raies sont décalées vers le bleu et proviennent d'une région au sud-est du centre. La modélisation montre que la diffusion par des grains de poussière d'environ 0,3 μm explique les anomalies de [Ca IV] et l'absence de raies à courte longueur d'onde, et que les deux modèles de photoionisation (nébuleuse de pulsar et étoile à neutrons en refroidissement) sont compatibles avec les observations.
Où est sa force
Ce travail fournit une estimation indépendante de la taille des grains de poussière via leur effet sur les raies d'émission, plutôt que par le rayonnement thermique, et teste quantitativement pour la première fois le scénario de diffusion par la poussière pour expliquer les anomalies des raies dans SN 1987A.
Vers où avancer
À essayer
Pourquoi cela peut compter
Préciser les propriétés de la poussière et la nature de l'objet compact dans SN 1987A est important pour comprendre l'évolution des supernovae et la formation des étoiles à neutrons et des trous noirs, ainsi que pour interpréter les futures observations JWST.
Travaux voisins dans notre archive
L'archive est vide autour de ce travail : l'analyse la plus proche n'est qu'à 0.58, contre 0,64 d'ordinaire. Il semble qu'on ait peu foré à côté.
La vitesse d'impulsion de l'étoile à neutrons dans SN 1987A (510 km/s) est 15 fois supérieure à la vitesse de la Terre autour du Soleil. En une seconde, une telle étoile parcourrait la distance entre Moscou et Saint-Pétersbourg.