Nébuleuse Planétaire

En astronomie, une nébuleuse planétaire est un objet astronomique qui ressemble à un disque d'aspect nébuleux lorsqu'il est observé à basse résolution. En raison de cet aspect, semblable à celui des planètes, l'adjectif « planétaire » lui a été attaché, et il a été depuis maintenu pour conserver l'uniformité historique. À partir d'observations plus détaillées (en particulier spectroscopiques), on sait maintenant que les nébuleuses planétaires n'ont en fait aucun rapport avec les planètes.

Il s'agit d'une nébuleuse en émission, constituée d'une coquille de gaz en expansion, éjecté d'une étoile en fin de vie, en transition de l'état de géante rouge à l'état de naine blanche pendant la branche asymptotique des géantes. Quand une petite étoile (moins de huit masses solaires) vieillit et a fini de consommer tout son hydrogène, puis son hélium, son cœur s'effondre pour former une naine blanche, tandis que les couches externes sont expulsées par la pression de radiation.

Ces gaz forment un nuage de matière qui s'étend autour de l'étoile à une vitesse d'expansion de 20 à 30 kilomètres par seconde (70 000 à 100 000 km/h). Ce nuage est ionisé par les photons ultraviolets émis par l'étoile qui est devenue très chaude (50 000 à 100 000 K). L'énergie ainsi acquise par le gaz est réémise sous forme de lumière de moindre énergie, notamment dans le domaine du visible.

Ce sont des objets qui évoluent assez rapidement ; on en connaît environ 1 500 dans notre Galaxie. Elles jouent un rôle crucial dans l'enrichissement de notre univers, transformant l'hydrogène primordial en éléments plus lourds et expulsant ces nouveaux éléments dans le milieu interstellaire.

Les nébuleuses planétaires sont souvent très colorées et leurs images sont parmi les plus spectaculaires. Un des exemples célèbres de ce type d'objet est la nébuleuse de l'Anneau située dans la constellation de la Lyre, d'où son autre appellation : nébuleuse de la Lyre.

Les nébuleuses planétaires sont le résultat de l'évolution des étoiles de masse intermédiaire (entre 0,8 et 8 fois la masse du Soleil). Après avoir passé une dizaine de milliards d'années à transformer de l'hydrogène en hélium en leur cœur, ces étoiles arrivent à la fin de leur réserve d'hydrogène et n'ont donc plus de quoi produire l'énergie nécessaire pour contrebalancer la force gravitationnelle qui tend à les faire s'effondrer sur elles-mêmes. Le noyau de l'étoile s'effondre lentement, augmentant sa température (de quelques dizaines à une centaine de millions de kelvins), de nouvelles fusions ont alors lieu, l'hélium se transformant en carbone. Les couches externes de l'étoile subissent alors une forte pression et sont expulsées sous forme d'un vent assez lent et dense.

L'étoile devient une géante rouge, et sa température de surface décroît5. L'étoile se compose alors de deux parties : l'étoile proprement dite au centre, qui peu à peu évolue vers une naine blanche, entourée d'une nébuleuse en expansion. On suppose une deuxième phase de vent, cette fois rapide et peu dense, qui compresse la première enveloppe éjectée et lui donne sa forme et sa structure de coquille assez fine.

L'étoile au centre continue sa contraction au fur et à mesure que de la matière est éjectée et sa température de surface augmente jusqu'à passer au-dessus de 30 000 K. À partir de cette température, elle émet une quantité appréciable de photons capables de photoioniser la nébuleuse qui l'entoure. Les photons doivent avoir une énergie supérieure à 13,6eV, ou 1Ry, ou encore une longueur d'onde inférieure à 91,2 nm6. En effet, pour « voir » la nébuleuse planétaire, il faut qu'elle émette de la lumière, ce qu'elle fait dès qu'elle est photoionisée par l'étoile centrale.

C'est à partir de ce moment que l'on peut parler de nébuleuse planétaire. L'étoile initiale a une masse comprise entre 0,8 et 8 fois la masse du Soleil, la naine blanche résultant de l'évolution a une masse entre 0,5 et 1,4 masse solaire : la majeure partie de l'étoile initiale a donc été réinjectée dans le milieu interstellaire7.

L'évolution est ensuite assez rapide, en quelques siècles l'étoile centrale se refroidit en dessous de la température correspondant à l'émission de photons ionisants (devenant à terme une naine noire), en même temps que la nébuleuse se dissout dans le milieu interstellaire, non sans l'ensemencer des produits des fusions qui ont eu lieu au centre de l'étoile avant cette fin tragique.

Le phénomène nébuleuse planétaire est assez éphémère, il ne dure que quelque 10 000 années8. La fin de la nébuleuse planétaire provient d'une part du refroidissement de l'objet central qui finit par ne plus émettre les photons extrême UV capables de ioniser la nébuleuse et d'autre part de la dilution du gaz constituant la nébuleuse, celle-ci étant en expansion à une vitesse typique de 10 kilomètres par seconde.

Parmi les quelque 200 à 400 milliards d'étoiles que compte notre Galaxie, il n'a été détecté qu'environ 1500 nébuleuses planétaires9,10. Ceci est dû à la très courte durée de vie du phénomène comparé à la durée de vie des étoiles elles-mêmes.

On arrive également à les détecter dans d'autres galaxies, en utilisant des images obtenues aux longueurs d'ondes typiques des nébuleuses planétaires (par exemple 500,7 nm, soit 5007 Å) et en les comparant aux images obtenues dans des longueurs d'ondes proches : les nébuleuses planétaires (ainsi que les régions HII) apparaissent dans les premières mais pas dans les secondes images.

L'étude des nébuleuses planétaires extra-galactiques apporte des informations sur, par exemple, les gradients d'abondances13. Toutes les nébuleuses planétaires d'une même galaxie (extérieure à la nôtre) sont quasiment à la même distance de l'observateur.

Par morphologie, on désigne généralement l'aspect apparent vu au foyer d'un télescope, en lumière « totale », i.e. dans la gamme que l'atmosphère terrestre veut bien laisser passer. Cette gamme comprend toutes les couleurs comprises entre le violet (autour de 4 000 Å) et le rouge (autour de la longueur d'onde 6 000 Å). Les recherches en imagerie monochromatique14 ont mis en évidence le fait que suivant les ions chimiques, la nébuleuse planétaire ne présente pas toujours la même morphologie. Par exemple, il en existe qui sont dites « hydrogène-déficientes », tandis que d'autres n'ont pas de trace de la raie [NII] à 6 583 Å de l'azote une fois ionisé. En plus de ce problème de stratification en abondance, le stade d'évolution de l'étoile centrale joue un grand rôle dans la structure d'ionisation de l'enveloppe nébulaire environnante. C'est pour pouvoir séparer distinctement les contributions effectives de l'hydrogène (via la raie H alpha à 6 563 Å) et de l'émission de l'azote (via la raie 6 583 Å, à seulement 20 Å) que l'équipe du Laboratoire d'Astronomie Spatiale CNRS14 comme d'autres équipes utilisait exclusivement des filtres interférentiels très sélectifs (delta lambda de l'ordre de 8 à 10 Å).

Les nébuleuses planétaires ont d'abord été observées comme des anneaux diffus (rappelant les planètes, d'où leur nom, dû à William Herschel), puis furent considérées comme des coquilles projetées sur le plan du ciel quand leur nature fut explicitée. Mais il fallut assez rapidement se rendre à l'évidence : elles ne sont pas toutes rondes, loin s'en faut15,14. On peut les classer selon leur forme apparente en sphériques, ellipsoïdales ou bipolaires. À ces trois grandes catégories s'ajoutent les nébuleuses planétaires à symétrie centrale ((en) point-symetric). Il faut également noter la présence de jets qui peuvent parfois prendre des formes non rectilignes. La situation est encore plus complexe si l'on considère que le même objet peut se présenter avec diverses morphologies selon l'échelle (voir image de NGC 6543, ou de l'Anneau de la Lyre) ou le domaine de longueur d'onde de l'observation16. Le temps d'exposition intervient également dans la classification dite morphologique : telle nébuleuse, e.g. Sh 1-89, ou SaWe314 peut montrer une morphologie complètement différente sur une « pose » courte, et une exposition plus longue. Le grand axe peut changer de 90 degrés. De ce point de vue, l'avènement des nouvelles technologies du type « à transfert de charge » - en anglo-saxon, CCDs - en matière de détecteurs rapides et surtout linéaires, permet d'améliorer les observations en qualité, et partant une meilleure modélisation. Notamment, de nouvelles structures dites secondaires sont mises en évidence dans les régions périphériques, loin de l'étoile centrale, et qui pourraient être des reliques des éjecta des étoiles alors au stade « AGB » ((en) Asymptotique Giant Branch). Ceci contribuerait d'ailleurs à combler le déficit de masse du système. Shklovsky, dans sa recherche des distances en 1956, supposait que toutes les nébuleuses planétaires avaient la même masse, égale à 0,2 masse solaire, ce que l'expérience ne confirme pas par la suite. Voir plus bas le débat sur l'origine de ces morphologies asphériques.