Les nébuleuses planétaires sont des objets astronomiques composés principalement de matériaux gazeux. Ils sont de taille étendue et d’apparence floue et présentent généralement un certain degré de symétrie. La nébuleuse est éclairée par une étoile centrale, qui est parfois trop faible pour être vue. Bien qu’initialement regroupés avec des galaxies et des amas d’étoiles sous la classe des « nébuleuses », nous savons maintenant que les galaxies et les amas d’étoiles sont constitués d’étoiles, alors que les nébuleuses planétaires sont gazeuses.

Les nébuleuses planétaires ont été découvertes par les astronomes dès le XVIIIe siècle, quatre nébuleuses planétaires étant incluses dans le catalogue des nébuleuses par Charles Messier en 1784. La nébuleuse planétaire la plus connue est la Nébuleuse Annulaire dans la constellation de la Lyre (Figure 1), qui peut facilement être observée avec un petit télescope en été depuis l’hémisphère nord. Le terme « nébuleuses planétaires” a été inventé par William Herschel pour leur ressemblance apparente avec les disques verdâtres de planètes telles qu’Uranus et Neptune. Cela s’est avéré être un malencontreux terme car les nébuleuses planétaires n’ont rien à voir avec les planètes.

Figure 1: Image du Télescope spatial Hubble de NGC 6720, la Nébuleuse annulaire (crédit: NASA and Space Telescope Science Institute).

• 1 Propriétés physiques et spectrales des nébuleuses planétaires
• 2 Nébuleuses planétaires en tant que phase d’évolution stellaire
• 3 Morphologie des nébuleuses planétaires
• 4 Découverte et distribution des nébuleuses planétaires
• 5 Chimie des nébuleuses planétaires
• 6Références
• 7Voir aussi

Propriétés physiques et spectrales des nébuleuses planétaires

Les nébuleuses planétaires ont généralement une année-lumière et se développent à une vitesse d’environ 20 à 50 km par seconde. La densité dans les nébuleuses est très faible, allant de plusieurs centaines à un million d’atomes par centimètre cube. De telles conditions sont meilleures que n’importe quel vide que l’on peut atteindre sur Terre. La température du gaz dans la nébuleuse est d’environ 10 000 degrés Celsius, et les étoiles centrales des nébuleuses planétaires sont parmi les étoiles les plus chaudes de l’Univers, avec une température comprise entre 25 000 et plus de 200 000 degrés Celsius. Les étoiles centrales sont également très lumineuses, généralement des centaines à des milliers de fois plus lumineuses que le Soleil. Cependant, en raison de leurs températures élevées, ils rayonnent principalement dans l’ultraviolet et sont souvent faibles en lumière visible.

Les spectres des nébuleuses planétaires sont fondamentalement différents de ceux des étoiles. Au lieu d’une couleur continue du rouge au bleu comme dans le cas du Soleil, les spectres des nébuleuses planétaires sont dominés par des raies d’émission discrètes émises par des atomes et des ions. Contrairement aux étoiles, dont les spectres continus leur donnent un aspect blanc composite, les nébuleuses planétaires ont une riche variété de couleurs. Quelques exemples de raies d’émission fortes sont la raie rouge de l’hydrogène et la raie verte de l’oxygène doublement ionisé (O++). Ces raies d’émission brillantes sont alimentées par l’étoile centrale, qui est la source d’énergie de toute la nébuleuse. La lumière ultraviolette émise par l’étoile centrale est interceptée par les atomes de la nébuleuse et convertie en rayonnement linéaire visible. Tout d’abord, la lumière ultraviolette élimine les électrons de l’atome (dans un processus appelé photoionisation). Les électrons libérés se recombinent alors avec l’ion et émettent une ligne de recombinaison, ou entrent en collision avec d’autres atomes et ions pour provoquer l’émission d’une ligne à excitation collisionnelle. En raison des conditions de faible densité, des raies atomiques qui sont généralement supprimées dans des conditions de haute densité comme en laboratoire sur terre mais qui peuvent être produites dans les conditions de faible densité des nébuleuses planétaires. Ces  » lignes interdites » (dont la ligne verte de l’oxygène est un exemple) sont très importantes dans les nébuleuses planétaires, ce qui en fait des laboratoires idéaux pour étudier la physique atomique (Aller 1991).

Les nébuleuses planétaires font partie des très rares classes d’objets célestes qui rayonnent fortement dans tout le spectre électromagnétique, de la radio aux rayons X. Le rayonnement radio continu est émis par le composant gazeux ionisé des nébuleuses. Les composants moléculaires et à l’état solide contribuent aux rayonnements dans les régions infrarouges et submillimétriques (voir section ci-dessous). La région optique est dominée par les émissions de raies atomiques du gaz ionisé. Une bulle d’un million de degrés de gaz de densité extrêmement faible créée par le processus des vents en interaction produit des émissions dans les rayons X.

Les nébuleuses planétaires comme phase d’évolution stellaire

Bien que l’existence de nébuleuses planétaires soit connue depuis plus de 200 ans, leur origine n’a été comprise que relativement récemment. En 1956, l’astronome russe Josif Shklovsky a suggéré que les nébuleuses planétaires représentent des objets aux derniers stades de l’évolution stellaire et sont des descendants de géantes rouges et des précurseurs de naines blanches (Shklovsky 1978). Cette hypothèse a été soutenue par les États-Unis. les astronomes George Abell et Peter Goldreich qui, en 1966, ont suggéré que les nébuleuses représentent les atmosphères éjectées de géantes rouges et que les étoiles centrales sont des restes de noyaux de géantes rouges. Cependant, la raison physique de l’éjection n’était pas connue. En 1970, l’astronome polonais Bohdan Paczynski a établi que les étoiles centrales des nébuleuses planétaires sont des noyaux d’étoiles de branches géantes asymptotiques (un type de très vieilles géantes rouges) et qu’elles génèrent de l’énergie par combustion nucléaire d’hydrogène dans une coquille au-dessus du noyau (Paczynski 1970). Les traces évolutives calculées par Paczynski, prolongées par d’autres calculs de l’astronome allemand Detlef Schönberner (Schönberner 1981), définissent le chemin précis de l’évolution des nébuleuses planétaires dans le schéma des derniers stades de l’évolution stellaire.

Le problème de l’éjection des nébuleuses a été résolu en 1978 lorsque les astronomes canadiens Sun Kwok, Chris Purton et Pim FitzGerald ont tracé l’origine des nébuleuses aux vents stellaires provenant d’étoiles asymptotiques géantes et ont montré que la structure en forme de coquille des nébuleuses est le résultat d’un effet « chasse-neige” de la collision de deux vents stellaires. Ce « modèle des vents en interaction » a été largement utilisé pour modéliser la structure morphologique des nébuleuses planétaires (Balick &Frank 2002). Notre compréhension actuelle est que les étoiles nées avec des masses comprises entre 1 et 8 fois la masse du Soleil évolueront à travers le stade des nébuleuses planétaires. Étant donné que ces étoiles constituent environ 95% de la population stellaire galactique entière, les nébuleuses planétaires, et non les supernovas, sont le destin final de la plupart des étoiles. Une description plus détaillée de notre compréhension moderne de l’origine et de l’évolution des nébuleuses planétaires se trouve dans ce livre.

Figure 2: Nébuleuse proto-planétaire Nébuleuse de la Barbe à Papa (IRAS 17150-3224) dans la constellation du Scorpion observée par le Télescope spatial Hubble (crédit : Sun Kwok, Bruce Hrivnak et Kate Su).

Les nébuleuses planétaires sont des objets en évolution rapide. À partir du moment où l’étoile quitte la branche géante asymptotique jusqu’au moment où elle brûle le carburant d’hydrogène disponible et s’estompe progressivement pour devenir une naine blanche, le temps total est de plusieurs dizaines de milliers d’années. Comme les durées de vie typiques des étoiles sont mesurées en milliards d’années, les nébuleuses planétaires représentent donc une courte phase de gloire vers la fin de la vie d’une étoile. La transition de la branche géante asymptotique au début de la photoionisation, c’est-à-dire lorsque la température de l’étoile centrale atteint 25 000 degrés, est d’environ plusieurs milliers d’années. Pendant cette phase, la nébuleuse ne brille pas par émission de raies, mais uniquement par la lumière réfléchie de l’étoile centrale. Les objets de cette période de transition, connus sous le nom de ”nébuleuses proto-planétaires » (Figure 2), représentaient un chaînon manquant dans notre compréhension de l’évolution des nébuleuses planétaires. Les nébuleuses proto-planétaires n’ont été découvertes que dans les années 1980 et les observations de ces objets fournissent des informations indispensables sur l’évolution morphologique, dynamique et chimique des nébuleuses planétaires.

Morphologie des nébuleuses planétaires

Figure 3: La nébuleuse bipolaire NGC 2346 dans la constellation du Monocéros (crédit: NASA and Space Telescope Science Institute).

Les nébuleuses planétaires ont une variété de structures morphologiques, ce qui les rend non seulement belles à regarder, mais aussi difficiles à comprendre. La sensibilité élevée et le pouvoir de résolution fournis par le télescope spatial Hubble ont considérablement élargi notre vision des nébuleuses planétaires (voir photos dans Kwok 2001). Bien que de nombreuses nébuleuses planétaires aient des structures en forme de coquille similaires à celles de la Nébuleuse annulaire, certaines présentent des structures en forme de papillon avec une paire de lobes bipolaires (Figure 3). D’autres nébuleuses planétaires bipolaires bien connues incluent NGC 6302 dans le Scorpion, Hubble 5 dans le Sagittaire, NGC 6537 dans le Sagittaire, etc. La pensée actuelle est que les lobes bipolaires sont créés par un vent stellaire collimaté à grande vitesse, bien que l’origine physique de la nature directionnelle de ce vent ne soit pas comprise. Les astronomes pensent maintenant que la transformation d’une forme sphérique en forme bipolaire se produit très rapidement, probablement dans une période de plusieurs centaines d’années.

Les observations du télescope spatial Hubble ont révélé que de nombreuses nébuleuses planétaires ont plusieurs couches, et celles-ci sont étiquetées comme des « coquilles”, des « couronnes” et des « halos”. La modélisation informatique (Steffen&Schoenberner 2006) a démontré que ces structures de coquilles multiples sont la conséquence dynamique des vents en interaction (voir section précédente), ainsi que des effets changeants de photoionisation de l’étoile centrale en évolution. D’autres structures morphologiques mineures comprennent des arcs, des anneaux, des jets, des ansaes et de multiples lobes et elles reflètent probablement la nature épisodique et / ou changeante des vents stellaires (Figure 4).

Figure 4: Des arcs concentriques circulaires peuvent être observés autour de la nébuleuse planétaire NGC 6543 (crédit: NASA and Space Telescope Science Institute).

Les riches structures morphologiques des nébuleuses planétaires suggèrent qu’il existe des processus dynamiques complexes à l’œuvre, impliquant par exemple l’éjection, la collimation et la précession. Une meilleure compréhension des mécanismes physiques derrière ces structures morphologiques aidera les astronomes à comprendre des phénomènes plus lointains tels que les noyaux galactiques actifs.

Découverte et distribution des nébuleuses planétaires

Les nébuleuses planétaires sont généralement identifiées par leur spectre de raies d’émission. Les découvertes les plus récentes de nouvelles nébuleuses planétaires sont le résultat de relevés d’imagerie de la Galaxie à l’aide d’un filtre à bande étroite autour de la ligne d’hydrogène Ha (Parker et al. 2006). Cela permet aux nébuleuses en émission d’être facilement séparées des étoiles. Il y a environ 2 500 nébuleuses planétaires cataloguées dans la Galaxie de la Voie Lactée, mais en raison de l’obscurcissement de la poussière galactique et de l’incomplétude des relevés, la population totale devrait être environ dix fois supérieure. En raison des similitudes spectrales, les nébuleuses planétaires peuvent être confondues avec d’autres objets à raies d’émission tels que les régions HII (nébuleuses associées à de jeunes étoiles), les étoiles symbiotiques ou les novae (les deux sont des résultats de l’évolution des étoiles binaires). La plupart des nébuleuses planétaires de la Voie Lactée sont réparties autour du plan galactique, car leurs progéniteurs descendent d’une population stellaire de masse intermédiaire.

Comme la lumière des nébuleuses planétaires est concentrée dans des raies d’émission, elles peuvent être facilement distinguées des étoiles, même dans des galaxies lointaines. Des milliers de nébuleuses planétaires ont maintenant été cataloguées dans des galaxies externes aussi éloignées que 100 millions d’années-lumière. Les nébuleuses planétaires ont été largement utilisées comme bougies standard pour déterminer l’âge et la taille de l’Univers (Jacoby 1989). En suivant les modèles de vitesse des nébuleuses planétaires dans les galaxies, les astronomes peuvent également cartographier la distribution de la matière noire dans les galaxies.

Chimie des nébuleuses planétaires

Les spectres optiques des nébuleuses planétaires montrent des raies d’émission de nombreux éléments lourds, dont beaucoup ont été récemment synthétisés par des processus nucléaires au cours de la phase de branche géante asymptotique précédente. Les nébuleuses planétaires sont donc considérées comme des agents importants dans la propagation des éléments lourds dans la Galaxie. Des observations récentes effectuées par des télescopes infrarouges et à ondes millimétriques ont révélé que les nébuleuses planétaires contiennent, en plus des atomes, des molécules et des particules à l’état solide. En fait, certaines nébuleuses planétaires émettent la majeure partie de leur énergie à partir de leur composant à l’état solide sous forme de rayonnement infrarouge lointain. Les molécules en phase gazeuse peuvent être identifiées grâce à leurs transitions rotationnelles ou vibrationnelles et les particules à l’état solide grâce à leurs modes vibratoires en réseau. Plus intéressant encore, les nébuleuses planétaires contiennent des composés organiques complexes de structures aromatiques et aliphatiques (figure 5). La comparaison des spectres des nébuleuses planétaires à différents stades d’évolution montre que ces composés sont synthétisés rapidement sur des échelles de temps de l’ordre de centaines d’années (Kwok 2004). La façon dont une telle matière organique est fabriquée et les effets qu’elle a (par exemple, sur le système solaire) de sa distribution dans toute la Galaxie sont des sujets d’intérêt actuel.

Figure 5: La nébuleuse planétaire NGC 7027 dans Cygnus est l’une des nombreuses nébuleuses planétaires riches en carbone qui sont riches en contenu moléculaire, y compris en composés organiques complexes (crédit: R. Ciardullo).

• Aller, L. H. (1991) Atoms, Stars, and Nebulae (3rd edition), Cambridge University Press (ISBN 0-521-31040-7)

• Balick, B, Frank, A (2002) Shapes and Shaping of Planetary Nebulae, Ann. Rév. Astr. Astrophyses. 40, 439

• Jacoby, G (1989) Nébuleuses planétaires comme bougies standard. I – Modèles évolutifs, Astrophyses. J., 339, 39

• Kwok, S (2000) L’origine et l’évolution des nébuleuses planétaires, Cambridge University Press (ISBN 0-521-62313-8)

• Kwok, S (2001) Papillons cosmiques, Cambridge University Press (ISBN 0-521-79135-9)

• Kwok , S (2004) The Synthesis of Organic and Inorganic Compounds in Evolved Stars, Nature, 430, 985

• Paczynski, B (1970) Evolution of Single Stars. I. Évolution Stellaire de la Séquence Principale à la Naine Blanche ou à l’Allumage du Carbone, Acta Astr. 20, 47

• Parker, Q et al. (2006) Catalogue de Nébuleuses planétaires Macquarie/AAO/Strasbourg Ha : MASH, Mon. Pas. Roy. Astr. Soc., 373, 79

• Schönberner, D (1981) Stades tardifs de l’évolution stellaire – Étoiles centrales des nébuleuses planétaires, Astr. Astrophyses. 103, 119

• Shklovsky, I (1978) Les étoiles: Leur Naissance, Leur Vie, leur Mort, Freeman, (ISBN 0-7167-0024-7)

• Steffen, M Schönberner, D (2006) Interprétation hydrodynamique des Structures nébulaires de Base, dans le Symposium 234 de l’UAI: Planetary Nebulae in Our Galaxy and Beyond, eds. M.J. Barlow &R.H. Méndez, p. 285

Voir aussi

Le site Web du patrimoine de Hubble contient des images du Télescope spatial Hubble d’un certain nombre de nébuleuses planétaires.