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Nébuleuses et amas stellaires

La première image en haute résolution de la nébuleuse planétaire ESO 378-1 de l'Hydre photographiée grâce au VLT de l'ESO.

Les nébuleuses planétaires (II)

Lorsqu’en 1764 Charles Messier découvrit sa 27e 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, muni de son “Léviathan de Parsonstown”, un télescope de 1.83 m d’ouverture (6 pieds), Lord Rosse nota que la forme de M27 était divisée en deux segments plus denses reliés par un pont de matière. Il la compara à des haltères qui fut à l'origine de son surnom, Dumbbell (voir plus bas).

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 ou par l'explosion d'une étoile.

Le nom de "planétaire" remonte aux observations d'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" IC 418.

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 nébuleuses planétaires annulaires

Ci-dessus à gauche, la plus célèbre des nébuleuses annulaires, M57 de la Lyre. A droite, la nébuleuse Eskimo NGC 2392. Ci-dessous à gauche, la nébuleuse du Crabe M1 contenant le fameux pulsar du crabe photographiée par le Télescope Spatial Hubble en 2005 dont voici une image prise par le VLT. A droite, NGC 3132 et son "lagon" turquoise contenant un système binaire. Documents NASA/ESA/STScI et NASA/ESA.

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 en supernovae au stade d'étoile géante. 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. Ces nébuleuses nous renseignent sur la constitution de l'étoile mais aussi sur la date de l'explosion par le calcul de la vitesse d'expansion des gaz.

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. A ce stade l'étoile est souvent de classe spectrale O, parfois à peine visible en lumière blanche mais émet des rayonnements ultraviolets intenses qui rendent les gaz lumineux par fluorescence.

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

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

Les nébuleuses planétaires bipolaires

Quelques unes parmi les plus belles nébuleuses planétaires bipolaires.

Ci-dessus à gauche, Mycn18 et à droite les résidus de la supernova SN1987A qui explosa en 1987 dans le Grand Nuage de Magellan. Documents NASA/ESA/STScI et NASA/ESA/STScI, CfA/Pete Challis.

Ci-dessus à gauche, NGC 6302 et à droite NGC 6537 souflée par une étoile d'une température de 500000 K, l'une des plus chaudes jamais observée.

Ci-dessus à gauche, M2-9, la "nébuleuse du Papillon" ou du "Double Jet" située dans Ophiuchus. C'est l'une des rares nébuleuses planétaires composée d'un système binaire. La nébuleuse s'est formée il a 1200 ans. Les deux jets de gaz sont éjectés par les deux étoiles à plus de 270 km/s (1 million de km/h). Documents NASA/ESA/STScI. A droite, la nébuleuse bipolaire MWC922, le "Carré Rouge", découverte en 1973 dans le Serpent et originellement cataloguée comme l'étoile HD 44179. Sa forme en diabolo rappelle celle de la nébuleuse SN1987A mais l'étoile centrale ne s'est pas transformée en supernova. Photo prise à 1600 nm avec le télescopes de 5 m du Mt.Palomar et le Keck II de 10 m. Voici l'image prise en Hα par le HST.

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.

Cette bulle de gaz contient très peu de poussières. 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 poussières 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.

Les révélations des longues expositions

Ci-dessus, deux images de M27, "Dumbbell" prises par des amateurs révélant l'influence du temps d'exposition sur l'extension de la nébuleuse. A gauche, une photo de 25 minutes d'exposition prise par Roland Christen. A droite, une photo de 22.5 heures d'exposition prise par Francesco di Biase (cf la galerie pour les détails). Ci-dessous, 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).

Ci-dessous, 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.

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 en début de page contenant l'étoile binaire HD 87892 (Mv. 10.1, cf. ApJ, 1975) ainsi que NGC 1514 dans le Taureau.

Les nébuleuses planétaires sont très dynamiques. Les astrophysiciens ont pu déterminer que M27 par exemple 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 d'environ 1300 a.l. C'est l'un des nébuleuses les plus proches de la Terre.

De manière similaire, la nébuleuse du Voile NGC 6960, résidu d'une supernova qui explosa voici 8000 ans, accuse un léger changement en 18 ans comme le révèle les deux images présentées ci-dessous prises par le Télescope Spatial Hubble en 1997 et en 2015. Sachant que les gaz s'étendent à environ 390 km/s ou 1.4 millions de km/h, certains filaments ont parcouru ~221 milliards de km ou 0.024 a.l. soit 45 fois la distance du Soleil à Pluton.

A gauche, une partie de la nébuleuse du Voile NGC 6960 située près de epsilon Cygni photographiée en 1997 et 2015 (passez la souris sur l'image ou cliquer sur l'image). Consultez la version zoomable sur le site du Space Telescope. Voici une photo avec les extensions complètes (comprenant NGC 6960, 6992, 6995, 6974, 6979 et IC1340). Au centre, le résidu de supernova Simeis 147 dans le Taureau photographié par Maurizio Cabibbo au foyer d'une lunette Takahashi FSQ de 106 mm f/3.6 EDXIII. Il s'agit d'un compositage RGB-Hα-OIII. La nébuleuse s'étend sur environ 3°. A droite, la nébuleuse du Boomerang ou nébuleuse Bipolaire du Centaure éjectée par une étoile au stade Post-AGB (proto-PN). Cette nébuleuse détient le record de basse température avec seulement 1 K, soit inférieure à celle du rayonnement cosmologique (2.7 K). Une si basse température reste un mystère pour les astronomes dont Wouter Vlemmings de l'Université Chalmers de Technologie en Suède qui l'a étudiée en détail. Documents NASA/ESA/STScI et NASA/ESA/STScI.

Notons que dans certaines nébuleuses planétaires ou résidus de supernovae, le gaz peut être animé d'une vitesse variant entre 1000 et 5000 km/s et engendrer des ondes de choc ainsi que des zones de turbulence locales extrêment importantes. Malgré les apparences, ces nébuleuses peuvent être très violentes.

Certains résidus de supernovae sont aussi de puissantes radiosources, émettant un rayonnement radio, X ou gamma intense, parmi lesquelles nous retrouvons M1 (Taurus A), SN1987A, l'étoile de Kepler rebaptisée 3C 358, la nébuleuse de la Dentelle IC 443 (3C 157), etc.

Quand les conditions le permettent on découvre en général qu'un pulsar est à l'origine de ces rayonnements si intenses et si particuliers. Toutefois dans le cas de SN9187A, aucun pulsar n'a été détecté.

Localisation et détection des nébuleuses

A l'exception de SN1987A qui se situe à 166000 années-lumière du Soleil, 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 pc) 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°.

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. Document TheScientist adapté par l'auteur.

M42 par exemple, se situe à environ 1344 a.l. mais M20 se situe à 5200 a.l. et M16 à environ 7000 a.l. 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 a.l.

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 poussières. 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.

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 résidus 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

Classes de luminosité des étoiles

selon W.Morgan, P.Keenan et E.Kellman

Populations d'étoiles

selon W.Baade

IaO, Ia+ =

Ia =

Iab =

Ib =

II =

III =

IV =

V =

VI =

wd =

Hypergéante

Supergéante très lumineuse

Supergéante brillantes

Supergéante peu lumineuse

Géante brillante

Géante

Sous-géante

Séquence principale, naines

Sous-naines

Naines blanches

- Population I extrême (riche en métaux)

- Vieille Population I

- Population du disque (intermédiaire entre I et II)

- Population II (pauvre en métaux)

- Population III (extrêmement pauvre en métaux)

La classe de luminosité détermine la luminosité des étoiles en fonction de leurs caractéristiques physiques tandis que les populations d'étoiles déterminent leur distribution en leur donnant un âge et une composition à peu près semblables.

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 poussières 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 poussières 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, les derniers objets que l'on trouve dans la Voie Lactée et les autres galaxies et pouvant abriter des nébuleuses ou rassembler des étoiles sont les amas ouverts et les amas globulaires qui font l'objet du dernier chapitre.

Dernier chapitre

Les amas ouverts et les amas globulaires

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