Nébuleuse planétaire - Définition

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Études théoriques de nébuleuses planétaires

L'étude des nébuleuses planétaires se base principalement sur la spectroscopie. La lumière émise par le gaz ionisé l'est principalement sous forme de raies en émission. Ces raies sont typiques d'une transition entre deux niveaux atomiques d'un ion donné. Les spectres observés montrent des centaines de raies, dans tous les domaines de longueur d'onde (radio, infrarouge, optique, ultraviolet, rayons X). Chaque raie apporte un élément dans notre compréhension de la nébuleuse. Il existe des raies dont le rapport renseigne sur diverses propriétés de la nébuleuse : la densité du gaz, sa température, la composition chimique (abondances).

D'autre part, l'étude en haute résolution spectrale des raies émises permet d'obtenir des informations sur la dynamique du gaz, l'effet Doppler-Fizeau étant responsable du décalage de la longueur d'onde des photons émis. Cet effet est directement relié à la vitesse relative de l'émetteur par rapport à l'observateur : le gaz qui vient vers l'observateur et le gaz qui s'en éloigne ne sont pas perçus à la même longueur d'onde. Il est donc possible de « reconstruire » la morphologie de l'enveloppe de gaz à partir d'observations spectrales, si on se donne une relation entre la distance à l'étoile et la vitesse d'éloignement du gaz.

La théorie des nébuleuses planétaires fait appel à de nombreux pans de la physique et de l'astrophysique. Il faut d'une part comprendre les caractéristiques et l'évolution de l'étoile centrale, la naine blanche résultant de l'évolution d'une étoile de masse intermédiaire. Il faut inclure dans l'étude de cette étoile la présence de vents (hydrodynamique), prendre en compte la physique nucléaire qui régit les réactions qui ont lieu au sein de l'étoile et aide à comprendre son évolution chimique via la nucléosynthèse stellaire. Il faut faire appel à l'ensemble de la physique atomique pour reproduire le spectre émis par cette étoile, en calculant comment la lumière interagit avec la matière. Ceci ne concerne que l'objet central, il reste encore à étudier le gaz expulsé.

Avec l'augmentation des capacités de calcul et de mémoire des ordinateurs, il est aujourd'hui possible de calculer des modèles de nébuleuses planétaires en prenant en compte la majorité des phénomènes physiques qui sont à l'œuvre dans l'étoile comme dans le gaz ionisé. L'étude théorique des nébuleuses planétaires se fait en effet à partir de modèles obtenus grâce à des programmes informatiques qui tentent de reproduire les conditions physiques que l'on trouve au sein du gaz qui les constitue. On peut séparer en deux grandes catégories les programmes (codes) informatiques :

Les codes de photoionisation

Ces codes calculent le transfert de la radiation émise par l'étoile centrale qui photoionise la nébuleuse. Ils sont basés sur l'hypothèse que le gaz est en équilibre de ionisationtout moment le nombre de photoionisation est égale au nombre de recombinaisons) et en équilibre thermique (à tout moment l'énergie gagnée par le gaz due à l'absorption des photons de l'étoile est égale à l'énergie perdue par l'émission d'autres photons, ceux que l'on observe).

Les codes de photoionisation sont à symétrie sphérique (uni-dimensionnel) ou tri-dimensionnel (3D).

Les modèles obtenus par ces programmes informatiques ne prennent pas en compte le temps, ils donnent une image à un moment donné de la nébuleuse. Les prédictions de ces programmes sont principalement les intensités des raies en émission qui sont produites par la nébuleuse, que l'on peut comparer aux observations spectroscopiques. Les modèles issus de codes 3D peuvent également donner des images monochromatiques comparables aux observations.

Les images de ce paragraphe ont été obtenues grâce à un code 3D de photoionisation.

Les codes (magneto-)hydrodynamiques

Simulation hydrodynamique de la formation d'une nébuleuse planétaire

Les programmes qui sont utilisés pour modéliser l'évolution des différentes couches de gaz éjectées par l'étoile et qui vont donner une nébuleuse planétaire sont des codes hydrodynamiques. Ils calculent l'évolution de la morphologie en utilisant les théories des fluides et calculent par exemple l'interaction du gaz avec le milieu ambiant.

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