Les nébuleuses

Les nébuleuses planétaires (II)

Lorsqu'en 1764 Charles Messier découvrit sa 27^e nébuleuse, M27 (voir photo plus bas), il la décrivit comme "une nébuleuse sans étoiles". Il répertoriait tous les objets du ciel sans pouvoir distinguer les nébuleuses composées de gaz, appartenant à notre Galaxie, des galaxies extérieures, constituées d'étoiles et contenant également des nébuleuses.

Plus tard, en Angleterre, Lord Rosse construisit son “Léviathan de Parsonstown”, un télescope de 1.83 m d’ouverture (6 pieds), grâce auquel il nota que la forme de M27 était divisée en deux segments plus denses reliés par un pont de matière (voir plus bas). Il la compara à des haltères qui fut à l'origine de son surnom, "Dumbbell".

Chaque année en moyenne deux nébuleuses planétaires apparaissent dans notre Galaxie. Elles sont produites par l'expulsion lente de gaz à partir des couches superficielles de l'atmosphère d'une étoile géante.

Les nébuleuses planétaires sont associées à la mort d'étoiles de faible masse comme le Soleil qui finissent leur vie paisiblement. Toutes les étoiles semblables au Soleil (ou ayant une masse inférieure à ~8 M sur la Séquence principale) finissent par dissiper dans le milieu environnant les couches supérieures de leur atmosphère qui forment des bulles ou coquilles relativement régulières et concentriques ayant souvent la forme d'un disque, d'où l'appellation malheureuse de nébuleuse "planétaire"qui remonte aux observations d'Herschel; la petite étoile souvent visible en leur centre entourée d'un disque pâle donnait l'impression qu'il s'agissait d'un système planétaire en formation.

Les étoiles dépassant ~8 M subissent également des éjections vers la fin de leur vie, mais plus erratiques et brutales. Ces étoiles massives ainsi que certaines naines blanches binaires explosent en supernova et forment ce qu'on appelle un rémanent de supernova ou SNR (SuperNova Remnant) en abrégé sur lesquel nous reviendrons page suivante. En raison de leurs formes parfois similaires, certaines personnes confondent nébuleuses planétaires et SNR mais nous verrons que ces derniers ont une signature spectrale et une dynamique très différentes et sont bien moins nombreux. Pour éviter toute confusion, cet article ne sera illustré que d'images de nébuleuses planétaires (et inversement dans l'article consacré aux SNR).

Les nébuleuses planétaires annulaires Ci-dessus à gauche, la nébuleuse PK 164+13.1, alias Jones-Emberson 1 située dans la constellation du Lynx. A droite, la nébuleuse Eskimo NGC 2392. Ci-dessous à gauche, NGC 7293 la nébuleuse en Hélice (Helix) photographiée au moyen du Télescope Spatial Hubble entre 2002-2003. A droite, NGC 3132 et son "lagon" turquoise contenant un système binaire. Documents Descubre Foundation/CAHA, NASA/ESA/STScI et NASA/ESA.

De nombreuses nébuleuses planétaires remarquables sont accessibles aux astronomes amateurs pour citer la nébuleuse de la Lyre M57, "Dumbbell" M27, la nébuleuse "Esquimau" NGC 2392, la "Rosette" NGC 2237-9, celle du "Hibou" M97, la nébuleuse "Hélix" NGC 7293, la nébuleuse "Saturne" NGC 7009, "l'oeil de chat" NGC 6543, NGC 6751, NGC 3132, le "spirographe" IC 418. Même une toute petite nébuleuse planétaire comme NGC 6751 située à 6500 années-lumière dans la constellation l'Aigle mesurant seulement 0.8 année-lumière soit ~600 fois la taille du système solaire est visible à la magnitude 11.9.

Plusieurs astronomes amateurs ont découvert des nébuleuses planétaires, certains s'en faisant une spécialité comme Pascal le Dû en France, qui coordonne le programme de recherche "Planetary Nebulae" en collaboration avec l'astrophysicienne Agnès Acker, professeur émérite de l'Université de Strasbourg. A ce jour, les amateurs ont découvert 139 candidates nébuleuses planétaires dont une vingtaine ont été confirmées. Particularité, la plupart de ces nébuleuses furent d'abord identifiées sur catalogue (dans le DSS par exemple) avant d'être photographiées et leur origine ensuite confirmée grâce à des moyens spectroscopiques.

Trois nébuleuses planétaires découvertes par des astronomes amateurs. A gauche, Egb 9 découverte en 1984 par les astrophysiciens Glen L. Ellis, Earl T. Grayson et Howard E. Bond et considérée comme une nébuleuse ordinaire avant que son statut de nébuleuse planétaire ne soit confirmé en 2020 par des astronomes amateurs. Photo prise par Markus Blauensteiner et Marcel Drechsler. Au centre, StDr56, la "Coupe de feu" photographiée par Robert Pölzl, Marcel Drechsler et Xavier Strottner, découverte par ces deux derniers en 2020. A droite, PtStDr 9, la "nébuleuse Titan" (elle s'étend sur 3 fois la taille apparente de la pleine Lune) découverte en 2021 à mi-chemin entre M31 et NGC 1499 par Dana Patchick, Xavier Strottner et Marcel Drechsler et photographiée par Andreas Zirke.

Le surnom de ces nébuleuses évoque assez clairement leur aspect général. Sur un peu plus de 1700 nébuleuses planétaires recensées - un dixième de la population totale estimée - 70% n'ont pas cette forme typique circulaire mais sont bipolaires et présentent une symétrie plus ou moins centrale.

A chaque fois, nous trouvons au centre de la nébuleuse la vieille étoile qui éjecta ce gaz, qui a généralement atteint le stade d'étoile naine ou d'étoiles à neutrons. Ces nébuleuses nous renseignent sur la constitution de l'étoile mais aussi sur la date de l'expulsion des éjecta par le calcul de la vitesse d'expansion des gaz.

Les nébuleuses planétaires sont très dynamiques. Dans certaines nébuleuses planétaires, le gaz peut être animé d'une vitesse variant entre 1000 et 5000 km/s (et jusqu'à 10000 km/s dans les SNR) et engendrer des ondes de choc ainsi que des zones de turbulence locales extrêmement importantes. Malgré les apparences, ces nébuleuses peuvent être très violentes. Les astrophysiciens ont calculé que M27 présentée ci-dessus s'étend à une vitesse de 0.005" par an bien que certains filaments parcourent près de 0.068"/an. Elle dut exploser voici 4000 à 45000 ans et se situe à une distance d'environ 1300 a.l. C'est l'une des nébuleuses les plus proches de la Terre.

A voir : Exploring the Structure of the Ring Nebula, NASA

Les révélations des longues expositions (I) La plus célèbre des nébuleuses annulaires, M57 de la Lyre. A gauche, une photo prise grâce au Télescope Spatial Hubble et traitée par Jason Ware en 2020. L'anneau s'étend sur environ 1 année-lumière. Document NASA/ESA/STScI. A droite, une compositage réalisé par Bob Gendler à partir d'images prises avec le Télescope Spatial Hubble, le LBT et le Subaru. Temps d'intégration total de 16 heures. Ci-dessus, M27 "Dumbbell". A gauche, une photo de 25 minutes d'exposition prise par Roland Christen avec un télescope MCT de 250 mm d'ouverture. A droite, une photo de 7.7 heures d'exposition prise par Keith B. Quattrocchi and Bray Falls avec un télescope RCOS Ritchey-Chrétien de 400 mm d'ouverture sous filtres LRGB+Hα+SII+OIII. A comparer avec cette photo de 22.5 heures d'exposition prise par Francesco di Biase avec un télescope RCOS GSO de 250 mm d'ouverture sous filtres RGB+Hα+SII+OIII (cf. la galerie pour les détails).

Après avoir éjecté jusqu'à 35% de son enveloppe (~ 0.4 M dans le cas de IC 418), si l'étoile géante n'est pas trop massive elle termine sa vie sous forme d'étoile naine (classe dA). Sa température varie entre 10000 K (type solaire) et 150000 K en début de cycle. Dans certains cas l'étoile reste encore excessivement chaude pour atteindre par exemple 500000 K - le record - pour l'étoile centrale de NGC 6537 présentée un peu plus bas. Dans ces conditions, l'étoile est souvent de classe spectrale O, parfois à peine visible en lumière blanche mais elle émet des rayonnements ultraviolets intenses qui rendent les gaz lumineux par fluorescence.Après un certain temps, l'étoile n'est plus en mesure d'émettre ce rayonnement, elle se refroidit et termine sa vie comme une naine blanche ou rouge et s’assombrit de plus en plus. Pendant ce temps, si le gaz est encore suffisamment ionisé, la nébuleuse apparaît toujours sur le fond étoilé avec une coloration tributaire de sa composition : rouge pour l'hydrogène, vert pour l'oxygène par exemple comme on le voit ci-dessous. Le nuage disparaît au bout de 30 à 50000 ans.

Les révélations des longues expositions (II) Trois images de NGC 6543 "l'Oeil de chat", révélant les extraordinaires coquilles externes à mesure que le temps d'exposition augmente. Documents NASA/ESA/STScI (1995 et 2004) et R. Corradi/Isaac Newton Group), D.Goncalves/Inst. Astrofisica de Canarias). A gauche, la nébuleuse CRL 2688 surnommée la "nébuleuse de l'Oeuf". Au centre, la région centrale photographiée en proche infrarouge et à droite une photographie en lumière polarisée (fausses couleurs). Documents NASA/ESA/STScI.

Cette bulle de gaz contient très peu de poussière. Mais si l'étoile est peu massive, après la phase géante rouge, lorsqu'elle parvient dans la branche asymptotique des géantes (AGB), son enveloppe extérieure peut se refroidir au point qu'elle se condense pour former de la poussière. Au cours d'un cycle de pulsations, l'étoile peut alors libérer dans l'espace des nuages de poussière qui formeront temporairement une petite nébuleuse planétaire ou bipolaire. Ce sera probablement le cas du Soleil. Nous y reviendrons quand nous étudierons l'évolution des étoiles.

La plupart des nébuleuses planétaires contiennent une seule étoile, un seul "noyau", mais quelques-unes contiennent un système binaire. Il s'agit en général de l'association d'une étoile bleue très chaude de classe O (~100000 K) et d'un compagnon plus froid de classe A. L'observation visuelle du système binaire est difficile car d'une part les couples sont serrés et d'autre part l'étoile bleue émet principalement en UV et son compagnon dans le spectre visible, empêchant de ce fait d'observer l'étoile à la source de l'excitation.

Parmi les nébuleuses planétaires présentant un double noyau, citons NGC 3132 dans Antlia présentée plus haut contenant l'étoile binaire HD 87892 (Mv. 10.1, cf. ApJ, 1975) ainsi que NGC 1514 dans le Taureau.

Parmi les nébuleuses planétaires particulières, la nébuleuse du Boomerang ou nébuleuse bipolaire du Centaure alias LEDA 3074547 présentée ci-dessus à droite se situe à 5000 années-lumière et a été éjectée par une étoile bleue au stade Post-AGB (proto-PN) qui est dix fois plus chaude que le Soleil. Mais la nébuleuse est la plus froide de l'univers avec une température de seulement 1 K, -272.15°C, soit inférieure à celle du rayonnement cosmologique (2.73 K). Une si basse température reste un mystère pour les astronomes dont Wouter Vlemmings de l'Université Chalmers de Technologie en Suède qui a étudié cette nébuleuse en détails.

Sa température glaciale pourrait s'expliquer par le fait que la nébuleuse est très jeune et expulse du gaz à un rythme effréné dont la poussée bloque non seulement les micro-ondes cosmiques qui pourraient autrement le réchauffer, mais elle évacue également la chaleur. Les astronomes ont calculé que depuis l'an 500, l'étoile centrale a perdu l'équivalent d'une masse solaire sous forme de vent stellaire, un taux qu'elle ne supportera pas longtemps. Actuellement, l'étoile centrale éjecte au moins 10 fois plus de matière par an qu'une étoile normale au même stade évolutif, c'est-à-dire de nébuleuse planétaire naissante. Son vent stellaire souffle à plus de 135 km/s, emportant le gaz loin de l'étoile mourante. Avec le temps, cette étoile devrait devenir encore plus chaude avant d'atteindre son apogée puis rapidement s'effondrer et terminer sa vie comme naine blanche.

A voir : Hubble Snaps Twin Jet Nebula’s 'Spectacular Light Show

Revue de quelques nébuleuses planétaires dont M2-9, la nébuleuse du "Double Jet"

La température des étoiles progénitrices des nébuleuses planétaires est très élevée. Ce sont des étoiles dans la phase AGB qui évoluent vers la naine blanche (cf. A.Frankowski et N.Soker, 2009). Vers la fin de la phase AGB leur température effective peut atteindre 16000 K mais lorsqu'elles se transforment en naine blanche, leur température peut dépasser 100000 K. Le record est détenu par l'étoile centrale de la nébuleuse du Papillon NGC 6302 présentée ci-dessus à gauche dont la température de la naine blanche atteint 250000 K. Cette nébuleuse très brillante en lumière ultraviolette cache son étoile centrale derrière un anneau dense de poussière.

Comme on le constate ci-dessous, comparées aux autres nébuleuses en émission (voire même à la taille apparente des galaxies), les nébuleuses planétaires sont de très petits objets. La plus grande M27, mesure seulement 480" ou 8', soit le diamètre apparent du quart de la pleine Lune (par comparaison la galaxie M81 mesure 25'x11' et la nébuleuse M42 couvre ~1°). Observer les plus petites nébuleuses planétaires reste donc un défi dans un petit télescope et seule la photographie permet de les révéler.

A consulter : Planetary Nebulae.net (PNST)

Actualités et catalogues des nébuleuses planétaires (en français)

HASH PN database

Quelques nébuleuses planétaires mises à l'échelle (photographiées sans leurs extensions maximales). Le diamètre apparent de M27, "Dumbbell", est 4 fois plus petit que celui de la pleine Lune. Photos LRGB réalisées par Łukasz Sujka au moyen d'un télescope newtonien de 250 mm f/4.8 équipé d'une caméra CCD ZWO ASI 178 MM-C, de filtres RGB Baader et d'un correcteur de coma Baader MPCC Mark I.

Localisation et détection des nébuleuses

A l'exception du SNR de la supernova SN 1987A qui se situe à 166000 années-lumière du Soleil dans le Grand Nuage de Magellan, toutes les nébuleuses que nous observons dans la Voie Lactée se situent tout près du Soleil, généralement dans un rayon de 5000 années-lumière (~1200 parsecs) entre le bras d'Orion et le bras du Carène-Sagittaire, c'est-à-dire le grand bras spiralé situé devant le bras d'Orion quand on regarde le bulbe, et qui s'étend sur la droite de la Galaxie entre les longitudes galactiques ~150 et 350°.

M42 par exemple, se situe à environ 1344 années-lumière mais M20 se situe à 5200 a.l. et M16 à environ 7000 années-lumière Quelques-unes se trouvent dans le bras extérieur de Persée comme la "nébuleuse Eskimo" NGC 2392, la "Rosette" NGC 2237-9 ou la "nébuleuse du Crabe" M1 qui se situe à environ 6500 années-lumière.

Au-delà, et en particulier en direction du bulbe galactique, il est très difficile de détecter les nébuleuses en raison de la densité des étoiles et des nuages de poussière. Nous verrons que la nébuleuse de la Carène, NGC 3372, est l'une des nébuleuses galactiques les plus lointaines que nous pouvons observer (en excluant celles visibles dans les Nuages de Magellan).

Combien de nébuleuses contient la Voie Lactée ? A travers toute la Galaxie il existe des régions beaucoup plus denses en gaz que d'autres, notamment le long des bras. En 2010, dans le cadre du projet GLIMPSE, une équipe d'astronomes dirigée par Thomas Bania de l'Université de Boston utilisant le radiotélescope du VLA et le télescope spatial infrarouge Spitzer, a identifié environ 400 régions contenant de l'hydrogène ionisé (région HII) dans le milieu interstellaire s'étendant à travers le disque galactique et le halo de la Voie Lactée. Il s'agit de concentrations de gaz denses, des "blobs" pouvant contenir l'équivalent de centaines de masses solaires. Selon les mesures faites grâce au radiotélescope de Parkes en Australie, certaines régions représentent 600 masses solaires et s'étendent sur 200 années-lumière au-dessus de l'extrémité de la barre nucléaire, les zones situées entre les bras de la Voie Lactée en contenant très peu.

Localisation des principales nébuleuses dans la Voie Lactée. La majorité d'entre elles se situent dans un rayon de 5000 a.l. autour du Soleil, non pas qu'elles se rassemblent à cet endroit mais c'est la région la plus accessible aux télescopes. Documents TheScientist adapté par l'auteur et Pablo Carlos Budassi.

On suppose que ces régions actives se sont formées suite à l'explosion de supernovae qui ont soufflé le gaz présent dans le milieu interstellaire jusqu'au-dessus du plan du disque. Ce gaz contient des débris et des éléments lourds. On estime que dans ces régions, entre une et dix masses solaires de gaz sont converties en étoiles chaque année.

Si on extrapole ces découvertes à toute la Voie Lactée, Bania estime qu'il existerait entre 2000 et 25000 régions ionisées dans la Galaxie potentiellement détectables par le radiotélescope de Green Bank et, selon Loren Anderson du Laboratoire d'Astrophysique de Marseille (LAM), il en existerait trois fois plus qui ne sont pas détectables avec ce radiotélescope. Cela montre que la Voie Lactée est toujours en pleine activité et n'est pas prête d'arrêter de produire de nouvelles étoiles. Nous décrirons dans un autre article les caractéristiques physico-chimiques du milieu interstellaire.

Populations d'étoiles et classes de luminosité

Ainsi que nous venons de l'expliquer, l'existence des nébuleuses est intimement liée à celle des étoiles dont elles sont soit les précurseurs soit les éjecta expulsés ou non employés.

Afin de rendre l'étude de la diversité des étoiles un peu plus compréhensible, en 1944 Walter Baade classifia les étoiles en "Population" pour différencier au sein même de la Voie Lactée et des galaxies les étoiles selon leur métallicité et leur distribution et indirectement leur stade évolutif, leur donnant un âge et une composition à peu près semblables.

De leur côté les astronomes William W. Morgan, Philip C. Keenan et Edith Kellman de l'Observatoire de Yerkes ont publié en 1941 le catalogue de classification spectrale "An Atlas Of Stellar Spectra" connu sous le nom de "système MK" qui permet de classer les étoiles en fonction de leur luminosité à partir de la brillance et de la largeur de leurs raies d'absorption.

A lire : La diversité des étoiles - Une façon de vivre propre aux étoiles

Grâce à ces deux classifications nous pouvons déterminer le stade évolutif des étoiles (grâce au diagramme H-R et des calculs simples) et nous représenter un peu mieux de quelles manières elles sont distribuées dans les galaxies.

La Population I rassemble les étoiles brillantes, jeunes, riches en éléments lourds (métallicité [Fe/H] = 1 à 3%) à l'instar du Soleil (2%). Elles sont localisées dans les bras spiraux et dans le noyau des galaxies. Elles sont associées aux nuages de gaz et de poussière où se forment les étoiles. La Population I forme les amas compacts d'étoiles qui sont visibles dans le plan de la Voie Lactée. Les éléments lourds ou "métaux" présents dans ces étoiles ont probalement été constitués lors de l'explosion des étoiles de Population II et III.

La Population II désigne les étoiles lumineuses plus froides, vieilles, rouges et oranges, pauvres en éléments lourds (dans les étoiles très âgées le rapport [Fe/H] > -5 soit 100000 fois plus faible). Ces étoiles résident pour la plupart dans le halo qui entoure la Voie Lactée et les autres galaxies. La plupart sont regroupées dans les amas globulaires. Leur manque de métallicité s'explique par le fait qu'elles se sont formées à une époque très reculée, où ces éléments n'étaient pas très abondants ou n'existaient pas encore.

La Population III regroupe les étoiles géantes bleues hyperchaudes primordiales dont la masse dépasse largement 100 M. Ces étoiles ont existé à l'époque des protoétoiles et des premières galaxies et n'ont survécu qu'entre 10 et 100 millions d'années. Les plus massives (200-300 M) se sont effondrées en trou noir sans libérer la moindre parcelle de matière, les autres ont explosé en supernovae. Ces étoiles n'ont pas encore d'éléments lourds ni de poussière dans leur atmosphère. Elles n'émettaient donc pas de vent stellaire et ne présentaient aucune perte de masse. Faute de télescopes suffisamment puissants, les astronomes n'ont pas encore découvert d'étoiles de Population III.

Enfin, parmi tous les autres nébuleux qu'on trouve dans la Voie Lactée et les autres galaxies, il y a les vestiges ou rémanents de supernovae qui font l'objet du prochain chapitre.

Dernier chapitre

Les rémanents de supernovae