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Le nom de "planétaire" remonte aux observations de Herschel, car la petite étoile souvent visible en leur centre donnait l'impression qu'il s'agissait de systèmes planétaires en formation. De nombreuses représentantes remarquables sont accessibles aux 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 ou le spirographe IC418. Leur surnom 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, comme si l'étoile avait explosé
dans deux directions opposées.
Les chercheurs connaissent encore mal l'historique de ces nébuleuses, mais une chose est certaine. Toutes les nébuleuses annulaires sont des résidus d'étoiles ayant explosé (naines, variables, supernovae). A chaque fois, nous trouvons au centre de la nébuleuse la vieille étoile géante qui éjecta ce gaz, qui a parfois atteint le stade d'étoile naine. Ces nébuleuses nous renseignent sur la constitution de l'étoile mais aussi sur la date de l'explosion par le calcul de la vitesse de libération des gaz. Après avoir éjecté jusqu'à 28% de sa matière, si l'étoile géante n'est pas trop massive elle termine sa vie sous forme d'étoile naine et chaude (classe dA). Sa température atteint 50 à 100000 K en début de cycle. A ce stade l'étoile émet des rayonnements ultraviolets qui rendront les gaz lumineux; c'est le principe de la fluorescence. Après un certain temps, l'étoile n'est plus en mesure d'émettre ces radiations, 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. Le nuage disparaît au bout de 30 à 50000 ans. Cette bulle de gaz ne contient pas de poussières.
Les astrophysiciens ont pu déterminer que M27 s'étend à une vitesse de 0.005" par an bien que certains filaments parcourent près de 0.068"/an. Elle a dû exploser voici 4000 à 45000 ans et se situe à une distance comprise entre 500 et 1000 a.l. C'est l'un des nébuleuses les plus proches de la Terre. Certains résidus de supernovae sont aussi de puissantes radiosources, émettant un rayonnement radio, X ou gamma intense, parmi lesquelles nous retrouvons M1 (Taurus A), l'étoile de Kepler rebaptisée 3C 358, la nébuleuse de la Dentelle IC 443 (3C 157), etc. Populations d'étoiles, régions interstellaires et classes de luminosité Les nébuleuses sont tributaires de l'existence des étoiles car ce sont ces dernières qui diposent des réserves de gaz qui leur ont donné naissance et qui secondairement les illuminent. Mais les proto-étoiles ont également besoin de la matière première des nébuleuses pour se former. Toutefois, à l'échelle des temps cosmiques on peut dire que les nébuleuses auront toujours un avantage car elles sont apparues sous forme de gaz légers avant les étoiles de la première génération et subsisteront sous forme de panaches disloqués constitués d'éléments lourds après la mort des dernières étoiles. Etoiles et nébuleuses sont donc intrinsèquement liées et vont finalement connaître le même funeste destin. 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 distribution et indirectement leur stade évolutif, leur donnant un âge et une composition à peu près semblables. De leur côté William W. Morgan, Philip C. Keenan et Edith Kellman, auteurs de l'atlas des spectres stellaires, ont rassemblé les étoiles en fonction de leur luminosité, indépendamment de leur classe spectrale. Grâce à ces deux classifications nous pouvons déterminer le stade évolutif des étoiles et nous représenter un peu mieux de quelles manières elles sont distribuées dans les galaxies. A
lire : La diversité des étoiles - Une
façon de vivre propre aux étoiles
A ne pas confondre avec les régions HI et HII du milieu interstellaire qui caractérisent l'état d'excitation de l'hydrogène, que l'on peut en quelque sorte assimiler à la "composition" de l'espace interstellaire : - Une région HI désigne un milieu interstellaire neutre, d'ordinaire en équilibre thermodynamique. On y trouve seulement de l'hydrogène atomique et des molécules stables, donc non ionisés par les étoiles proches. La température est d'environ 100 K. Ce gaz n'est pas un plasma. Nous n'y trouverons donc pas de nébuleuses. De nombreuses galaxies elliptiques et irrégulières sont riches en régions HI.A l'inverse le noyau des galaxies spirales contient très peu de régions HI. - Une région HII caractérise au contraire un milieu interstellaire ionisé par un rayonnement d’intense énergie, c'est-à-dire une région où la masse des particules forme un plasma qui est excité électroniquement (bremsstrahlung) par les étoiles proches. Ce rayonnement est thermique mais il peut devenir non thermique et synchrotron s'il est émis par des électrons relativistes spiralant dans un champ magnétique intense, par exemple suite à l'explosion d'une supernova ou près d'un trou noir. Le rayonnement est alors polarisé.
A l'exception des supernovae extragalactiques, des Nuages de Magellan et des autres galaxie sur lesquelles nous reviendrons, toutes les nébuleuses et toutes les étoiles visibles qui tapissent le fond du ciel font partie de notre Galaxie, la Voie Lactée. Prochain chapitre
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