Les nébuleuses planétaires

Contribution: Maylis Lavayssière, Sylvain Rondi

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Présentation générale

         Les nébuleuses sont des nuages de gaz et de poussières. Elles sont entourées par une enveloppe de gaz éjecté par certaines étoiles. Elles ont été baptisées ainsi en 1785 par William Herschel en raison de leur aspect circulaire et bien délimité qui rappelle le disque d'une planète.

Explication du phénomène

        A la fin de leur vie, après les phénomènes de combustion de l'hydrogène, les étoiles voient leur couches périphériques se dilater et se dilater et se refroidir tandis que le coeur s'effondre et s'échauffe jusqu'à atteindre la température de fusion de l'hélium. Certaines étoiles vont jusqu'à éjecter leurs couches périphériques, créant ce cocon en expansion qu'est la nébuleuse planétaire; le coeur mis à découvert est une étoile chaude de classe W ou O qui rayonne beaucoup de lumière ultraviolette et excite ainsi la nébuleuse. Si l'étoile est très chaude (100 000K), elle émet presque toute son énergie en ultraviolet et peut-être extrêmement faible en lumière visible. La nébuleuse rayonne alors un spectre d'émission ou on trouve bien entendu des raies dues à OIII qui donne généralement la couleur verdâtre aux nébuleuses

Caractéristiques spectrales

             Le spectre des nébuleuses planétaires, comme celui des nébuleuses à émission, est très différent de celui des étoiles: le fond continu est faible et difficile à observer, tandis que de brillantes raies d'émission s'en détachent. A la lecture du spectre, il est possible de différencier immédiatement une étoile d'une nébuleuse à émission.

             Trois mécanismes sont à l'origine du spectre des nébuleuses planétaire:
     Les électrons sont capturés par les noyaux d'hydrogène ionisé par la lumière ultraviolette de l'étoile centrale: l'électron capturé va subir plusieurs chutes énergétiques successives jusqu'à son retour au niveau fondamental. Les raies de la série de Balmer sont produites par ce mécanisme.
     La densité des nébuleuses planétaires est très faible (10^-20 g/cm³); les chocs entre particules sont donc très rares et des transitions électroniques habituellement inobservables à cause des chocs incessants peuvent se manifester. Ces transitions produisent des raies interdites. On observe en particulier une raie interdite de l'azote ionisé ( 6584) ainsi que les fameuses raies de OIII ( 4363, 4959, 5007).
     Un phénomène de fluorescence se produit. La capture des électrons par les noyaux d'helium ionisé se traduit notamment par une émission à =303,780 A. Or, il se trouve que OIII peut émettre et absorber des radiations de =303,799 A. L'élargissement des raies par agitation va permettre aux ions d'oxygène d'absorber le rayonnement émis par l'hélium; l'oxygène excité retrouvera son état normal en émettant des rayonnements de raies sélectées. Plusieurs soincidences se retrouvent ainsi.

Exemples de Spectres

NGC6572, la Nébuleuse de l'Emeraude (Oph) - Taille 6" - Mag. 9.0
Le spectre, tel que recueilli sur le CCD montre la succession des images de la nébuleuse planétaire dans chacune des couleurs qu'elle émet (fausses couleurs ici). Située à proximité d'une étoile, on peut du même coup obtenir le spectre de celle-ci et observer la parfaite correspondante des raies de la série de Balmer.

Spectre synthétique obtenu à partir du profil spectral ci-dessous.
On remarque les puissantes émissions H-beta et OIII qui donnent à la nébuleuse sa couleurs visuelle si caractéristique (compte tenu du maximum de sensibilité de la rétine dans cette gamme de couleurs).

Profil spectral à deux échelles d'amplification verticale. Prépondérance de H-alpha, H-beta, OIII.

Le nebulose planetarie

A cura di Maylis Lavayssière e Sylvain Rondi

Presentazione generale

         Le nebulose sono nubi di gas e polveri. Esse sono circondate da un involucro di gas espulso da talune stelle. Furono chiamate nebulose planetarie da William Herschel nel 1785 a causa del loro aspetto circolare e ben delimitato che ricorda quello del disco di un pianeta.

Spiegazione del fenomeno

         Alla fine della vita di una stella, dopo la fase di combustione dell'Idrogeno, i suoi strati più esterni si dilatano raffreddandosi mentre il nucleo collassa riscaldandosi fino a raggiungere la temperatura di fusione dell'Elio. Alcune stelle arrivano fino ad espellere i loro strati superficiali, creando questo inviluppo in espansione che costituisce la nebulosa planetaria; il nucleo messo a nudo è una stella calda di classe W o O che irradia un'intensa radiazione ultravioletta eccitando così la nebulosa. Se la stella è molto calda (100 000K), essa emette quasi tutta la sua energia nell'ultravioletto e può essere estremamente debole in luce visibile. La nebulosa irradia allora uno spettro di emissione nel quale sono naturalmente presenti le righe dovute all'OIII che è repsonsabile del colore verdastro tipico delle nebulose

Caratteristiche spettrali

             Gli spettri delle nebulose planetarie, come anche quelli delle nebulose a emissione, sono molto diversi da quelli delle stelle: il fondo continuo è debole e difficile da osservare mentre sono ben visibili brillanti righe di emissione. Dal semplice confronto degli spettri è possibile distinguere immediatamente una stella da una nebulosa a emissione.

             Tre sono i meccanismi all'origine dello spettro delle nebulose planetarie:
     Gli elettroni sono catturati dai nuclei d'Idrogeno ionizzato dalla radiazione ultravioletta della stella centrale: l'elettrone catturato subisce allora una serie di successive cadute energetiche fino al suo ritorno al livello fondamentale. E' appunto questo il meccanismo di produzione della serie di Balmer.
     A causa della bassa densità delle nebulose planetarie (10^-20 g/cm³) gli urti fra particelle sono molto rari e per questo motivo certe transizioni elettroniche, altrimenti non osservabili quando gli urti dovuti alla normale agitazione termica sono troppo numerosi, possono qui invece avvenire liberamente. Tali transizioni generano allora delle righe proibite. In particolare, diventano visibili una riga proibita dell'Azoto ionizzato ( 6584) e le ben note righe dell'OIII ( 4363, 4959, 5007).
     Un fenomeno di fluorescenza. La cattura degli elettroni da parte dei nuclei di Elio ionizzato si manifesta con una emissione a =303,780 A. L'OIII può invece emettere e assorbire radiazioni di =303,799 A. L'allargamento delle righe dovuto all'agitazione termica permette quindi agli ioni di Ossigeno di assorbire la radiazione emessa dall'Elio. L'Ossigeno eccitato torna poi al suo stato fondamentale emettendo radiazioni (righe in emissione) a lunghezze d'onda caratteristiche che è spesso possibile identificare negli spettri.

Esempi di spettri

NGC6572, la Nebulosa dello Smeraldo (Oph) - Dimensioni 6" - Mag. 9.0
Lo spettro, ottenuto con una CCD, mostra la successione delle immagini della nebulosa planetaria alle diverse lunghezze d'onda della radiazione emessa (in falsi colori). Trovandosi in prossimità di una stella, è possibile ottenere contemporaneamente i due spettri e osservare la perfetta corrispondenza fra le righe della serie di Balmer.

Spettro sintetico ottenuto dal profilo spettrale riportato qui sotto.
Si notino le potenti emissioni H-beta e OIII che conferiscono alla nebulosa la caratteristica colorazione che appare all'osservazione visuale (a causa della maggiore sensibilità della retina in questa gamma di colori).

Profilo spettrale ottenuto con due scale di amplificazione verticale. In tale spettro predominano le righe H-alpha, H-beta, OIII.

Per la traduzione in italiano un ringraziamento speciale a Marco Angiolo Innocenti.