Hébé (objet céleste)
| Hébé | |
| Données d’observation (Époque J2000.0) | |
|---|---|
| Constellation | Grande Ourse |
| Ascension droite (α) | 12h 36m 25,520s |
| Déclinaison (δ) | +62° 14′ 31,934″ |
| Décalage vers le rouge | 10,5862 |
Localisation dans la constellation : Grande Ourse   | |
| Astrométrie | |
| Distance | 13,36 milliards al(modèle ΛCDM) |
| Caractéristiques physiques | |
| Type d'objet | Objet céleste |
| Liste des objets célestes | |
Hébé (en anglais, Hebe, acronyme de HElium Balmer Emitter), est un objet céleste, émetteur d’hélium ionisé (HeII𝜆1640) et d’hydrogène ionisé (Hγ4342), probablement composé d’étoiles de population III, au décalage vers le rouge spectroscopique de 10,5862, soit observé, selon le modèle ΛCDM, environ 440 millions d'années après le Big Bang. Cet amas d'étoiles, a été nommé Hébé, en l'honneur d'Hébé, déesse de la jeunesse dans la mythologie grecque. Il est localisé dans la constellation de la Grande Ourse.
Découverte
Hébé a été découverte fortuitement au nord-est de la galaxie GN-z11, à environ 3 kpc (∼9 780 al) de cette dernière, à la suite des observations de la galaxie GN-z11, effectuées en février et , avec l’instrument NIRSpec-IFU (integral field unit) du télescope spatial James Webb[1]. Elle a été identifiée comme un amas d'étoiles, émetteur de la raie d’émission d’hélium ionisé (HeII𝜆1640), signature des étoiles de population III. Hébé a fait alors l’objet d’une nouvelle observation le avec l’instrument NIRSpec-IFS (IFS, acronyme en anglais de Integral field spectrograph) de JWST, spectrographe à champ intégral. Le spectrographe à champ intégral est un instrument d'optique combinant spectroscopie et imagerie de façon à obtenir des spectres résolus spatialement. Cette nouvelle observation a permis la détection d’hydrogène ionisé (Hγ4342)[2].
Caractéristiques
Hébé est un objet céleste que l’on peut qualifier d’amas de formation d'étoiles (en anglais, star-forming clump)[3], composé d’hélium ionisé (HeII𝜆1640) et d’hydrogène ionisé (Hγ4342). Aucune raie d’émission d’éléments chimiques plus lourds n’est détectée, ce qui tend à confirmer que l’on est bien en présence d’un système composé d’étoiles de population III ou d’un système hybride, avec un mélange d’étoiles de population III et de population II[2].
Hébé est composé de deux éléments (en anglais, component) C1 et C2. L’élément C1 serait exclusivement composé d’étoiles de population III et entouré de gaz pur (en anglais, pristine gas) ou de gaz enrichi par des supernovas récentes d’étoiles de population III, alors que C2 pourrait être un amas d’étoiles de population III auto-pollué ou un amas hybride, composé d’étoiles de population III et II[4].
La masse dynamique du système est estimée à Mdyn<3×108M⊙.
Hébé représente, en 2026, l'indication la plus lointaine dans l’Univers, à proximité de la galaxie GN-z11, de la présence probable d'étoiles de population III et de gaz pur ou presque pur[2].
Notes et références
- ↑ (en) Roberto Maiolino, Hannah Übler, Michele Perna, Jan Scholtz, Francesco D’Eugenio, Callum Witten, Nicolas Laporte, Joris Witstok , Stefano Carniani, Sandro Tacchella et al., « JADES - Possible Population III signatures at z = 10.6 in the halo of GN-z11 », Astronomy & Astrophysics (A&A), vol. 687, no A67, (lire en ligne
)
- (en) H. Übler, R. Maiolino, P. G. Pérez-González, Y. Isobe, G. C. Jones, N. Kumari, S. Charlot, E. Rusta et al., « GA-NIFS & JADES: Confirmation of pristine gas near GN-z11 », Astronomy & Astrophysics manuscript no. GNz11clump_aa, (lire en ligne )
- ↑ (en) Roberto Maiolino, Hannah Übler, Michele Perna, Joris Witstok, Gareth C. Jones, Pablo G. Pérez-González, Kimihiko Nakajima, Elka Rusta et al., « The search for Population III: Confirmation of a HeII emitter with no metal lines at z=10.6 », arXiv, (lire en ligne )
- ↑ (en) Elka Rusta, Stefania Salvadori, Roberto Maiolino, Viola Gelli et al., « The Pristine HeII Emitter near GN-z11: Constraining the Mass Distribution of the First Stars », arXiv, (lire en ligne )
Voir aussi
Articles connexes
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