Nébuleuse planétaire

Formes et structure

Par rapport aux nébuleuses diffuses (voir région H II), les nébuleuses planétaires sont de petits objets, ayant un rayon typiquement de 1 année-lumière et contenant une masse de gaz d’environ 0,3 masse solaire. L’une des plus grandes nébuleuses planétaires connues, la nébuleuse de l’Hélice (NGC 7293) dans la constellation du Verseau, sous-tend un angle d’environ 20 minutes d’arc, soit deux tiers de la taille angulaire de la Lune. Les nébuleuses planétaires sont considérablement plus denses que la plupart des régions H II, contenant typiquement 1 000 à 10 000 atomes par cm cube dans leurs régions denses, et ont une luminosité de surface 1 000 fois plus grande. Beaucoup sont si éloignées qu’elles apparaissent stellaires lorsqu’elles sont photographiées directement, mais les exemples les plus visibles ont une taille angulaire allant jusqu’à 20 minutes d’arc, 10 à 30 secondes d’arc étant habituelles. Celles qui montrent un disque brillant ont des formes beaucoup plus régulières que les régions H II chaotiques, mais il y a toujours des fluctuations de luminosité sur le disque. Les planétaires ont généralement des limites extérieures régulières et nettes ; souvent, ils ont aussi une limite intérieure relativement régulière, ce qui leur donne l’apparence d’un anneau. Beaucoup ont deux lobes de matière brillante, ressemblant à des arcs de cercle, reliés par un pont, ressemblant quelque peu à la lettre Z.

La plupart des planétariums montrent une étoile centrale, appelée noyau, qui fournit le rayonnement ultraviolet nécessaire à l’ionisation du gaz dans l’anneau ou la coquille qui l’entoure. Ces étoiles sont parmi les plus chaudes connues et sont dans un état d’évolution comparativement rapide.

Comme pour les régions H II, la régularité structurelle globale dissimule des fluctuations à grande échelle de la densité, de la température et de la composition chimique. Les images à haute résolution d’une nébuleuse planétaire révèlent généralement de minuscules nœuds et filaments jusqu’à la limite de résolution. Le spectre de la nébuleuse planétaire est fondamentalement le même que celui de la région H II ; il contient des raies brillantes provenant des recombinaisons de l’hydrogène et de l’hélium, ainsi que les raies interdites brillantes et excitées par collision et les faibles raies de recombinaison d’autres ions. (La recombinaison est le processus au cours duquel un atome à un stade d’excitation élevé capture un électron de plus faible énergie, puis tombe à un stade d’excitation inférieur). Les étoiles centrales présentent un éventail de températures beaucoup plus large que celles des régions H II, allant de relativement froides (25 000 K) à certaines des plus chaudes connues (200 000 K). Dans les nébuleuses avec des étoiles chaudes, la plupart de l’hélium est doublement ionisé, et des quantités appréciables d’oxygène et d’argon cinq fois ionisés et de néon quatre fois ionisé existent. Dans les régions H II, l’hélium est principalement une fois ionisé et le néon et l’argon seulement une ou deux fois. Cette différence dans les états des atomes résulte de la température du noyau planétaire (jusqu’à environ 150 000 K), qui est beaucoup plus élevée que celle de l’étoile excitatrice des régions H II (moins de 60 000 K pour une étoile O, la plus chaude). On trouve des stades élevés d’ionisation à proximité de l’étoile centrale. Les rares ions lourds, plutôt que l’hydrogène, absorbent les photons d’une énergie de plusieurs centaines d’électron-volts. Au-delà d’une certaine distance de l’étoile centrale, tous les photons d’énergie suffisante pour ioniser une espèce d’ion donnée ont été absorbés, et cette espèce ne peut donc pas exister plus loin. Des calculs théoriques détaillés ont plutôt bien prédit les spectres des nébuleuses les mieux observées.

Les spectres des nébuleuses planétaires révèlent un autre fait intéressant : elles sont en expansion à partir de l’étoile centrale à une vitesse de 24 à 56 km par seconde. L’attraction gravitationnelle de l’étoile est assez faible à la distance de la coquille de l’étoile, de sorte que la coquille continuera son expansion jusqu’à ce qu’elle fusionne finalement avec le gaz interstellaire qui l’entoure. L’expansion est proportionnelle à la distance de l’étoile centrale, ce qui est cohérent avec le fait que toute la masse de gaz a été éjectée en une brève période de l’étoile dans une sorte d’instabilité.