MACS J0454.1-0300 : Webb dévoile un amas de galaxies doré et ses arcs gravitationnels

Des galaxies dorées et des arcs orange

Les galaxies dorées dispersées sur l’image appartiennent à MACS J0454.1-0300. Nous voyons l’amas tel qu’il était lorsque l’Univers avait environ 8 milliards d’années : sa lumière a donc voyagé un peu moins de 6 milliards d’années. Ce chiffre est notre propre calcul (13,8 moins 8 donne 5,8), pas une donnée de l’ESA. Ce sont des galaxies elliptiques ; la plus grande et la plus brillante d’entre elles occupe le centre.

Leur teinte dorée a une raison physique, même si les couleurs de l’image sont conventionnelles. Les galaxies elliptiques contiennent peu de gaz pour former de nouvelles étoiles : leur lumière provient surtout d’étoiles vieilles et relativement froides, qui rayonnent davantage aux grandes longueurs d’onde. L’image combine dix bandes comprises entre 0,9 et 4,4 micromètres, presque toutes dans l’infrarouge, et les bandes de plus grande longueur d’onde y sont rendues plus rouges ; ces galaxies ressortent donc dorées.

Les arcs orange, à gauche, n’appartiennent pas à l’amas. Ce sont des galaxies bien plus lointaines, dont la gravité de l’amas a déformé l’image en arcs. L’expansion de l’Univers a en outre étiré leur lumière vers des longueurs d’onde plus grandes, c’est-à-dire plus rouges. Webb est bien plus sensible que Hubble à cette lumière : c’est pourquoi il montre des centaines de galaxies absentes d’une image du même amas prise par Hubble en 2014.

Comment un amas amplifie la lumière, et d’où vient le facteur 300

Un amas représente une masse énorme, et toute masse courbe la trajectoire de la lumière. Quand l’alignement est assez bon, la lumière d’une galaxie d’arrière-plan peut nous parvenir par plusieurs chemins courbés. On observe alors des arcs et, parfois, plusieurs images d’un même objet. Obtenir quatre images ou plus d’une même galaxie exige un alignement précis, qui, selon ESA/Webb, ne se rencontre que dans 10 à 20 % des amas.

L’effet de lentille ne rend aucune partie de la source plus éclatante : il l’étale sur une plus grande surface du ciel, et chaque portion garde le même éclat. L’amplification est le rapport entre la surface de l’image et celle de la source ; une image dont la surface est 300 fois plus grande recueille donc 300 fois plus de lumière. L’amplification atteint son maximum près de certaines lignes du ciel, appelées lignes critiques. Pour une source ponctuelle idéale, la théorie y prévoit une amplification sans limite ; une source réelle a une taille finie, si bien que son amplification reste finie, et plus la source est petite, plus l’amplification peut être forte. Voilà pourquoi les chiffres les plus élevés concernent de petites condensations, et non des galaxies entières.

Le facteur 300 concerne de petites condensations brillantes au sein des galaxies d’arrière-plan vues à travers la lentille ; les plus petites ne mesurent que 5 années-lumière de diamètre, et certaines paraissent amplifiées plus de 300 fois. La lentille permet ainsi à Webb d’étudier des objets trop faibles pour que son miroir de 6,5 mètres les détecte à lui seul.

Ce que révèle ce champ, et la suite

Le champ contient plusieurs images de galaxies du jeune Univers : un groupe vu 2 milliards d’années après le Big Bang, et une galaxie isolée, vue 800 millions d’années seulement après celui-ci. Le groupe semble en train de fusionner, ce qui aurait déclenché une intense flambée de formation d’étoiles. Les chercheurs ont trouvé à deux reprises dans MACS J0454.1-0300 la configuration rare de quatre images ou plus d’une même source : c’est la première fois qu’on l’observe plus d’une fois dans un même amas.

Les données proviennent de deux programmes de Webb. Le premier, dirigé par L. Furtak (programme 5058), recherche des étoiles isolées du premier milliard d’années de l’Univers, rendues visibles par l’effet de lentille. Il prévoit de suivre ici l’une des galaxies vues à travers la lentille, à l’affût d’étoiles isolées dont l’éclat serait énormément amplifié ; ce suivi reste à venir, et le communiqué ne fait état d’aucun résultat. Le second, dirigé par S. Fujimoto (programme 6882), vise à observer un vaste échantillon d’amas de galaxies à de nombreuses longueurs d’onde, afin d’étudier comment la formation d’étoiles a commencé dans les premières galaxies.

Où se trouve l’amas, et ce que vous pouvez voir vous-même

L’amas se trouve dans Orion, à 4 h 54 min d’ascension droite et −3° de déclinaison (l’équivalent céleste de la longitude et de la latitude), juste au sud de l’équateur céleste : il est donc accessible depuis les deux hémisphères. Depuis Paris, il culmine à environ 38° au-dessus de l’horizon sud. Début décembre, il se trouve à l’opposé du Soleil dans le ciel ; c’est donc vers minuit qu’il est au plus haut.

Le voir de vos propres yeux est une autre affaire. La base de données SIMBAD attribue à la galaxie la plus brillante de l’amas une magnitude de 18,1 dans la bande I, située dans le proche infrarouge, et aucune galaxie de l’amas n’y est cataloguée plus brillante que la magnitude 19 en lumière visible (bande V). Des galaxies aussi faibles restent invisibles à l’oculaire d’un télescope d’amateur : selon une règle empirique courante, un télescope de 40 centimètres atteint environ la magnitude 15, et la magnitude 19 correspond à un éclat environ 40 fois plus faible. Les arcs de l’image doivent tout à la sensibilité de Webb dans l’infrarouge ; aucun oculaire ne les montrera.