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Une nébuleuse planétaire (Mai 2024)
Nébuleuse planétaire, toute classe d'une nébuleuse brillante qui dilate des coquilles de gaz lumineux expulsées par des étoiles mourantes. Observées de manière télescopique, elles ont une apparence compacte relativement ronde plutôt que les formes inégales chaotiques d'autres nébuleuses - d'où leur nom, qui a été donné en raison de leur ressemblance avec les disques planétaires vu avec les instruments de la fin des années 1700, lorsque les premières nébuleuses planétaires ont été découvert.
On pense qu'il y a environ 20 000 objets appelés nébuleuses planétaires dans la galaxie de la Voie lactée, chacun représentant du gaz expulsé relativement récemment d'une étoile centrale très tard dans son évolution. En raison de l'obscurcissement de la poussière dans la Galaxie, seules environ 1 800 nébuleuses planétaires ont été répertoriées. Les nébuleuses planétaires sont d'importantes sources de gaz dans le milieu interstellaire.
Formes et structure
Par rapport aux nébuleuses diffuses (voir région H II), les nébuleuses planétaires sont de petits objets, ayant un rayon typiquement de 1 année-lumière et contenant une masse de gaz d'environ 0,3 masse solaire. L'une des plus grandes nébuleuses planétaires connues, la nébuleuse à hélice (NGC 7293) de la constellation du Verseau, sous-tend un angle d'environ 20 minutes d'arc, les deux tiers de la taille angulaire de la Lune. Les nébuleuses planétaires sont considérablement plus denses que la plupart des régions H II, contenant généralement 1 000 à 10 000 atomes par cm3 dans leurs régions denses, et ont une brillance de surface 1 000 fois plus grande. Beaucoup sont si éloignés qu'ils semblent stellaires lorsqu'ils sont photographiés directement, mais les exemples remarquables ont une taille angulaire pouvant atteindre 20 minutes d'arc, 10 à 30 secondes d'arc étant habituelles. Celles qui montrent un disque brillant ont des formes beaucoup plus régulières que les régions chaotiques H II, mais il y a toujours des fluctuations de luminosité sur le disque. Les planétaires ont généralement des limites extérieures régulières et nettes; souvent, ils ont également une limite intérieure relativement régulière, ce qui leur donne l'apparence d'un anneau. Beaucoup ont deux lobes de matériau brillant, ressemblant à des arcs de cercle, reliés par un pont, ressemblant quelque peu à la lettre Z.
La plupart des planétaires présentent une étoile centrale, appelée noyau, qui fournit le rayonnement ultraviolet nécessaire à l'ionisation du gaz dans l'anneau ou la coquille qui l'entoure. Ces étoiles sont parmi les plus chaudes connues et sont dans un état d'évolution relativement rapide.
Comme pour les régions H II, la régularité structurelle globale cache des fluctuations à grande échelle de la densité, de la température et de la composition chimique. Les images haute résolution d'une nébuleuse planétaire révèlent généralement de minuscules nœuds et filaments jusqu'à la limite de résolution. Le spectre de la nébuleuse planétaire est fondamentalement le même que celui de la région H II; il contient des raies lumineuses provenant de recombinaisons d'hydrogène et d'hélium et les raies interdites lumineuses excitées par collision et les raies de recombinaison faibles d'autres ions. (La recombinaison est le processus dans lequel un atome à un stade d'excitation élevé capture un électron de faible énergie, puis tombe dans un stade d'excitation inférieur.) Les étoiles centrales présentent une plage de températures beaucoup plus grande que celles des régions H II, allant de relativement frais (25 000 K) à certains des plus chauds connus (200 000 K). Dans les nébuleuses à étoiles chaudes, la majeure partie de l'hélium est doublement ionisée, et il existe des quantités appréciables d'oxygène et d'argon cinq fois ionisés et de néon quadruple ionisé. Dans les régions H II, l'hélium est principalement une fois ionisé et le néon et l'argon une ou deux fois seulement. Cette différence dans les états des atomes résulte de la température du noyau planétaire (jusqu'à environ 150 000 K), qui est beaucoup plus élevée que celle de l'étoile excitante des régions H II (moins de 60 000 K pour une étoile O, la le plus chaud). Des niveaux élevés d'ionisation se trouvent près de l'étoile centrale. Les ions lourds rares, plutôt que l'hydrogène, absorbent les photons de plusieurs centaines d'énergies électron-volt. Au-delà d'une certaine distance de l'étoile centrale, tous les photons d'énergie suffisants pour ioniser une espèce d'ion donnée ont été absorbés, et cette espèce ne peut donc pas exister plus loin. Des calculs théoriques détaillés ont plutôt bien prédit le spectre des nébuleuses les mieux observées.
Les spectres des nébuleuses planétaires révèlent un autre fait intéressant: elles se développent à partir de l'étoile centrale à 24–56 km (15–35 miles) par seconde. L'attraction gravitationnelle de l'étoile est assez faible à la distance de la coquille de l'étoile, donc la coquille continuera son expansion jusqu'à ce qu'elle fusionne finalement avec le gaz interstellaire qui l'entoure. L'expansion est proportionnelle à la distance de l'étoile centrale, cohérente avec la masse entière de gaz ayant été éjectée à une brève période de l'étoile dans une sorte d'instabilité.
Les distances des nébuleuses planétaires
L'estimation de la distance à une nébuleuse planétaire particulière est difficile en raison de la variété des formes et des masses du gaz ionisé. Il existe une incertitude quant à la quantité de rayonnement ionisant de l'étoile centrale qui s'échappe de la nébuleuse et à la quantité de matériau chaud de faible densité qui remplit une partie du volume mais n'émet pas de rayonnement appréciable. Ainsi, les nébuleuses planétaires ne sont pas une classe d'objets homogène.
Les distances sont estimées en obtenant des mesures pour environ 40 objets qui se trouvent avoir des propriétés particulièrement favorables. Les propriétés favorables impliquent une association avec d'autres objets dont la distance peut être estimée indépendamment, comme l'appartenance à un amas stellaire ou l'association avec une étoile de propriétés connues. Les méthodes statistiques, calibrées par ces objets, fournissent des estimations approximatives (environ 30% d'erreurs) des distances pour tous les autres. La méthode statistique implique de supposer que toutes les coquilles ont des masses similaires lorsque toute la coquille est ionisée et de corriger la fraction qui est neutre pour le reste.
À partir de la meilleure détermination de distance disponible, la taille réelle de toute nébuleuse peut être trouvée à partir de sa taille angulaire. En règle générale, les nébuleuses planétaires ont un rayon de quelques dixièmes d'année-lumière. Si cette distance est divisée par la vitesse d'expansion, l'âge de la nébuleuse depuis l'éjection est obtenu. Les valeurs vont jusqu'à environ 30 000 ans, après quoi la nébuleuse est si ténue qu'elle ne peut pas être distinguée du gaz interstellaire environnant. Cette durée de vie est beaucoup plus courte que la durée de vie des étoiles parentes, de sorte que la phase nébulaire est relativement brève.
