Contacter l'auteur / Contact the author

Recherche dans ce site / Search in this site

 

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, 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.

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.

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. 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.

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. 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. A droite, une photo de 22.5 heures d'exposition prise par Francesco di Biase (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 ci-dessous. 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.

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 (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.

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.

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 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 : 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. 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.

Ci-dessus à gauche, NGC 6302, la nébuleuse du Papillon ou Caldwell 69. Selon la région, les lobes s'étendent à une vitesse comprise entre 263 et plus de 600 km/s. L'étoile centrale de 0.6 masse solaire présente une température de 200000 K. A 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 SN 1987A 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.

Notons que 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.

Localisation et détection des nébuleuses

A l'exception de 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 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 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.

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

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, 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.

Prochain chapitre

Les rémanents de supernovae

Page 1 - 2 - 3 - 4 - 5 -


Back to:

HOME

Copyright & FAQ