Au centre du rémanent de la supernova SN 1987A, à 168 000 années-lumière de la Terre, se cache un objet que les astronomes cherchent depuis 37 ans. C'est la supernova la plus proche qui ait explosé sous les yeux des télescopes modernes, et la seule dont le rémanent compact n'a toujours pas pu être observé directement. En 2022, le télescope James Webb a pour la première fois distingué des raies étroites d'argon et de soufre provenant du cœur même de l'éjecta. Elles indiquaient qu'une source d'énergie invisible ionise le gaz, en arrachant des électrons aux atomes grâce à son rayonnement. Aujourd'hui, avec de nouveaux spectres à haute résolution, les astronomes ont regardé plus loin derrière le voile de poussière qui masque ce phare.
La poussière dans la matière en expansion n'est pas simplement une gêne, c'est le personnage principal de cette histoire. Elle absorbe et diffuse la lumière, comme un brouillard dense à travers lequel perce le faisceau d'un phare. Les nouvelles observations JWST/NIRSpec et MIRI/MRS, réalisées aux jours 13 500 et 13 300 après l'explosion, ont confirmé les raies étroites [Ar VI], [Ar II], [S IV], [S III] et ont identifié pour la première fois [Ca V], [Cl II] et peut-être [Fe II]. Toutes les raies sont décalées vers le bleu d'environ −250 km/s et proviennent d'une région non résolue au sud-est du centre. Ce décalage, combiné à l'effet Doppler, donne une vitesse d'impulsion de l'étoile à neutrons de 510±55 km/s, soit 15 fois plus rapide que la vitesse de la Terre autour du Soleil. En une seconde, une telle étoile parcourrait la distance entre Moscou et Saint-Pétersbourg.
Jusqu'à présent, on ignorait quel objet compact se cachait au centre, une étoile à neutrons ou un trou noir. La nouvelle analyse montre que les deux modèles de photoionisation, celui d'une étoile à neutrons en refroidissement et celui d'une nébuleuse de pulsar, sont en accord avec les observations, à l'exception de la raie [Fe II], fortement sous-prédite. La poussière avec des grains d'environ 0,3 μm explique les anomalies des raies, y compris le décalage vers le rouge de [Ca IV], et l'absence de nombreuses raies prédites aux courtes longueurs d'onde. 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 se dilate, 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] à 0,9533 μm, [C I] à 0,9827/0,9853 μm et [Si VI] à 1,9646 μm. Le suivi du centre dans les années à venir permettra de choisir le bon scénario. La méthode de prise en compte de la poussière est applicable à d'autres rémanents de supernova, et l'impulsion mesurée de l'étoile à neutrons est importante pour les modèles d'explosion. Le voile de poussière se dissipe progressivement, et le phare au cœur de SN 1987A devient de plus en plus brillant.
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.