L'une des images spatiales les plus célèbres de tous les temps est la Image des piliers de la création obtenue par le télescope spatial Hubble, initialement prise en 1995 et revisitée en 2014. Cette étonnante structure de poussière et de gaz est située dans la nébuleuse de l'Aigle et est remarquable à la fois par sa beauté et par le processus dynamique de formation d'étoiles qui se déroule dans ses nuages.
Plus tôt cette année, le télescope spatial James Webb a pris ses propres images de cette merveille naturelle, capturant des images à la fois dans le proche infrarouge et infrarouge moyen longueurs d'onde. Désormais, les deux images de Webb ont été combinées en une seule, montrant une nouvelle vue magnifique de la célèbre structure.
Cette image combine les données de la caméra infrarouge proche (NIRCam) de Webb et de l'instrument infrarouge moyen (MIRI). La gamme proche infrarouge montre des caractéristiques telles que les nombreuses étoiles en arrière-plan et les étoiles nouvellement formées qui sont visibles sous forme de points orange autour de l'image. piliers de poussière, tandis que la gamme infrarouge moyen montre les couches de poussière qui sont affichées dans des couleurs allant de l'orange à l'indigo en fonction de leur densité.
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La combinaison d’images prises à différentes longueurs d’onde comme celle-ci permet à une image d’afficher des caractéristiques qui autrement seraient invisibles. Dans l’image infrarouge moyen des piliers prise par Webb, par exemple, très peu d’étoiles sont visibles, tandis que le proche infrarouge ne peut pas pénétrer dans les couches profondes de poussière pour montrer de tels détails.
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La poussière des piliers en fait une région de formation d’étoiles très fréquentée, car de nouvelles étoiles sont créées lorsque la poussière se forme en nœuds qui attirent progressivement plus de matière jusqu'à ce qu'ils s'effondrent sous leur propre gravité et devenir protoétoiles. De plus en plus de matière est attirée dans ces noyaux, devenant de plus en plus chaude en raison de la friction, jusqu'à ce que finalement la protoétoile atteigne une température centrale suffisamment élevée pour qu'il commence à fusionner l'hydrogène en hélium, rayonnant de la chaleur et de la lumière et devenant une séquence principale étoile.
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