NGC 7129, pouponnière d’étoiles : Webb montre les jets et les flots des astres naissants

De jeunes étoiles à différents stades, sur une même image

L’étoile brillante au centre, LkHα 234, est une jeune étoile d’environ cinq à huit masses solaires. Elle a presque fini d’accumuler de la matière et se contracte sous l’effet de sa propre gravité, ce qui la réchauffe, jusqu’au moment où elle pourra fusionner son hydrogène comme le Soleil. Les étoiles massives évoluent plus vite que les autres : LkHα 234, la plus massive de ce jeune amas, en est donc aussi la plus évoluée.

À sa gauche, les flots de matière qu’éjectait l’étoile à un stade antérieur de son évolution ont creusé dans le nuage moléculaire une cavité dorée d’environ 3,5 années-lumière de diamètre. Là où le gaz chauffé par les étoiles exerce une pression sur le nuage plus froid, une crête nette se dessine le long du bord supérieur de la cavité. Dans cette zone de contact, appelée région de photodissociation, la lumière des étoiles dissocie les molécules d’hydrogène en atomes et érode le nuage au fil de millions d’années.

À droite, un gaz d’aspect granuleux, que les flots font luire en rouge, cache des protoétoiles : des étoiles à un stade plus précoce, qui accumulent encore de la matière. En haut à gauche, au centre d’une nébuleuse bleue, se trouve une autre protoétoile ; son disque en forme d’anneau projette une ombre sur le gaz qui l’entoure.

Jets, ondes de choc et objets Herbig-Haro

Les jeunes étoiles ne font pas qu’accumuler de la matière : elles en rejettent aussi une partie, en jets étroits et en flots plus larges. Quand ce gaz rapide percute le gaz plus lent du nuage, des ondes de choc font briller la matière ; on appelle objets Herbig-Haro ces régions lumineuses qui entourent les étoiles naissantes. Sur l’image de Webb, les plages rouges d’aspect granuleux sont les flots de plusieurs protoétoiles, qui se superposent le long de notre ligne de visée.

Un article de synthèse publié en 2008 sur la formation des étoiles dans Céphée recense plus de deux douzaines d’objets Herbig-Haro dans NGC 7129 et à proximité, dont beaucoup sont rattachés à la région de LkHα 234. Un jet découvert en lumière visible en 1990 y pointe vers le sud-ouest, dans la cavité. Des observations ultérieures ont révélé plusieurs jeunes objets enfouis à quelques secondes d’arc de LkHα 234. L’un d’eux, une condensation de matière détectée uniquement aux longueurs d’onde millimétriques, est probablement la source du jet d’hydrogène moléculaire de la région, et la synthèse ne relève aucun indice d’un flot bipolaire, éjecté dans deux directions opposées, issu de l’étoile brillante elle-même. Le communiqué de l’ESA/Webb n’identifie sur l’image aucun objet Herbig-Haro en particulier.

Pourquoi Webb observe en infrarouge

Les étoiles naissent au cœur de nuages froids et denses dont la poussière diffuse et absorbe la lumière visible, ce qui cache les objets les plus jeunes aux télescopes optiques. Le rayonnement infrarouge traverse une grande partie de cette poussière ; le gaz chauffé par les ondes de choc dans les flots, notamment l’hydrogène moléculaire tiède, émet lui aussi dans l’infrarouge.

L’image combine des prises de vue réalisées à travers six filtres de NIRCam, entre 1,15 et 4,7 micromètres, chacun associé à une couleur : les filtres aux longueurs d’onde les plus courtes en bleu et en cyan ; en jaune, un filtre à 3,35 micromètres sensible à des molécules riches en carbone, les hydrocarbures aromatiques polycycliques (HAP) ; en rouge, les deux filtres aux plus grandes longueurs d’onde, dont l’un est centré sur une raie de l’hydrogène moléculaire. Les couleurs correspondent à des filtres, pas à des éléments chimiques. L’ESA/Webb décrit le gaz qui remplit la cavité dorée comme de l’hydrogène atomique chaud, les régions rouges comme du gaz moléculaire plus froid chauffé par les flots, et les zones grises comme le gaz le plus froid et le plus dense, où aucune étoile ne s’est encore formée.

Où trouver NGC 7129, et ce que montre un télescope

NGC 7129 se trouve dans Céphée, par 21 h 43 min d’ascension droite et +66° 07′ de déclinaison. Au-delà de 24° de latitude nord environ, la nébuleuse ne se couche jamais ; depuis la latitude de Paris, elle culmine à environ 73° au-dessus de l’horizon nord. À la mi-août, elle se trouve à l’opposé du Soleil dans le ciel et culmine donc au milieu de la nuit ; en octobre et en novembre, elle culmine en soirée. Depuis l’équateur, elle ne monte pas au-delà de 24° environ, et au sud de 24° de latitude sud environ, elle ne se lève jamais : c’est un objet de l’hémisphère Nord.

Un télescope d’amateur de grand diamètre peut montrer la nébuleuse par réflexion, c’est-à-dire la poussière éclairée par les étoiles de l’amas. Les catalogues lui donnent une magnitude d’environ 11,5 et une taille d’environ 7 minutes d’arc. Avec un télescope de 44 cm, l’observateur visuel Steve Gottlieb a vu une lueur à la brillance de surface assez élevée, d’environ 3 minutes d’arc sur 2, autour de trois étoiles de magnitude 9,5 à 10,5. Gottlieb l’a aussi observée avec un télescope de 33 cm ; les sources que nous avons lues ne décrivent aucune observation avec un instrument plus petit. Une photographie en lumière visible de Robert Gendler, reproduite dans la synthèse de 2008, montre l’amas, la nébuleuse et plusieurs objets Herbig-Haro. Webb a enregistré de la lumière infrarouge, restituée en couleurs conventionnelles : aucune vue à l’oculaire ni aucune photographie ordinaire ne ressemblera à cette image.