Nébuleuse planétaire - Définition

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Caractéristiques

Durée de vie

Le phénomène nébuleuse planétaire est assez éphémère, il ne dure que quelques 10 000 années. La fin de la nébuleuse planétaire provient d'une part du refroidissement de l'objet central qui finit par ne plus émettre les photons extrême UV capables de ioniser la nébuleuse et d'autre part de la dilution du gaz constituant la nébuleuse.

Nombre et distribution

Parmi les quelques 200 à 400 milliards d'étoiles que compte notre Galaxie, il n'a été détecté qu'environ 1500 nébuleuses planétaires. Ceci est dû à la très courte durée de vie du phénomène comparé à la durée de vie des étoiles elles-mêmes.

On arrive également à les détecter dans d'autres galaxies, en utilisant des images obtenues aux longueurs d'ondes typiques des nébuleuses planétaires (par exemple 500,7 nm, soit 5007 Å) et en les comparant aux images obtenues dans des longueurs d'ondes proches : les nébuleuses planétaires (ainsi que les régions HII) apparaissent dans les premières mais pas dans les secondes images.

L'étude des nébuleuses planétaires extra-galactiques apporte des informations sur, par exemple, les gradients d'abondances. Toutes les nébuleuses planétaires d'une même galaxie (extérieure à la nôtre) sont quasiment à la même distance de l'observateur.

Morphologie

Par morphologie, on désigne généralement l'aspect apparent vu au foyer d'un télescope, en lumière « totale », i.e. dans la gamme que l'atmosphère terrestre veut bien laisser passer. Cette gamme comprend toutes les couleurs comprises entre le violet (autour de 4 000 Å) et le rouge (autour de la longueur d'onde 6 000 Å). Les recherches en imagerie monochromatique ont mis en évidence le fait que suivant les ions chimiques, la nébuleuse planétaire ne présente pas toujours la même morphologie. Par exemple, il en existe qui sont dites « hydrogène-déficientes », tandis que d'autres n'ont pas de trace de la raie [NII] à 6 583 Å de l'azote une fois ionisé. En plus de ce problème de stratification en abondance, le stade d'évolution de l'étoile centrale joue un grand rôle dans la structure d'ionisation de l'enveloppe nébulaire environnante. C'est pour pouvoir séparer distinctement les contributions effectives de l'hydrogène (via la raie H alpha à 6 563 Å) et de l'émission de l'azote (via la raie 6 583 Å, à seulement 20 Å) que l'équipe du Laboratoire d'Astronomie Spatiale CNRS comme d'autres équipes utilisait exclusivement des filtres interférentiels très sélectifs (delta lambda de l'ordre de 8 à 10 Å).

Les nébuleuses planétaires ont d'abord été observées comme des anneaux diffus (rappelant les planètes, d'où leur nom, dû à William Herschel), puis furent considérées comme des coquilles projetées sur le plan du ciel quand leur nature fut explicitée. Mais il fallut assez rapidement se rendre à l'évidence : elles ne sont pas toutes rondes, loin s'en faut. On peut les classer selon leur forme apparente en sphériques, ellipsoïdales ou bipolaires. À ces trois grandes catégories s'ajoutent les nébuleuses planétaires à symétrie centrale ((en) point-symetric). Il faut également noter la présence de jets qui peuvent parfois prendre des formes non rectilignes. La situation est encore plus complexe si l'on considère que le même objet peut se présenter avec diverses morphologies selon l'échelle (voir image de NGC 6543, ou de l'Anneau de la Lyre) ou le domaine de longueur d'onde de l'observation. Le temps d'exposition intervient également dans la classification dite morphologique : telle nébuleuse, e.g. Sh 1-89, ou SaWe3 peut montrer une morphologie complètement différente sur une « pose » courte, et une exposition plus longue. Le grand axe peut changer de 90 degrés. De ce point de vue, l'avènement des nouvelles technologies du type « à transfert de charge » - en anglo-saxon, CCDs - en matière de détecteurs rapides et surtout linéaires, permet d'améliorer les observations en qualité, et partant une meilleure modélisation. Notamment, de nouvelles structures dites secondaires sont mises en évidence dans les régions périphériques, loin de l'étoile centrale, et qui pourraient être des reliques des éjecta des étoiles alors au stade « AGB » ((en) Asymptotique Giant Branch). Ceci contribuerait d'ailleurs à combler le déficit de masse du système. Shklovsky, dans sa recherche des distances en 1956, supposait que toutes les nébuleuses planétaires avaient la même masse, égale à 0,2 masse solaire, ce que l'expérience ne confirme pas par la suite. Voir plus bas le débat sur l'origine de ces morphologies asphériques.

NGC 2392 montre des structures asymétriques à plusieurs échelles
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