Nébuleuse planétaire - Définition
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Formation et évolution
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 décroît. 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 nm. 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 interstellaire.
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.
Problèmes actuels concernant les nébuleuses planétaires
Bien qu'étudiées depuis près d'un siècle, les nébuleuses planétaires sont loin d'avoir livré tous leurs secrets. Parmi les grands débats qui préoccupent les spécialistes, on peut en citer deux importants tant par leurs implications qui dépassent le seul cadre des nébuleuses planétaires que par l'énergie que chacun met parfois dans son argumentation en faveur d'une interprétation/explication ou une autre :
- D'où viennent les formes non sphériques des nébuleuses planétaires ?
- Champ magnétique de l'étoile centrale, ou présence d'un compagnon à côté de celle-ci (système binaire) ? Ces deux écoles s'affrontent depuis des années sans que l'une d'elles ne s'impose définitivement. Tant que nous n'aurons pas compris cela, nous ne pourrons prétendre comprendre le phénomène global des nébuleuses planétaires (en particulier son bilan énergétique) ni prétendre faire des modèles complets de ces objets. Une série de congrès internationaux a été dédiée à cette problématique.
- Pourquoi les déterminations d'abondances que l'on obtient avec différentes techniques ne donnent-elles pas des résultats cohérents ?
- C'est un débat qui voit s'affronter plusieurs écoles là aussi. Certains parlent de fluctuations de température, d'autres de fluctuations de composition chimique. Tant que nous n'aurons pas compris la cause de ces désaccords, nous ne pourrons prétendre déterminer les abondances dans d'autres objets plus complexes ou moins bien observés (car plus éloignés, comme par exemple les galaxies). C'est notre compréhension de l'évolution chimique des galaxies et de notre univers globalement qui est en jeu ici.
Un autre problème qui se pose lors de l'étude des nébuleuses planétaires est la difficulté à déterminer une distance à l'objet. On a pu (rarement) appliquer une méthode de parallaxe en comparant l'expansion « vue » en projection sur le ciel entre deux photos prises à deux époques distinctes (on a dans ce cas une expansion en unité de taille angulaire par an) et la vitesse d'expansion déterminée à partir de mesures de l'effet Doppler sur le gaz (cette fois-ci on obtient une expansion en km/s). La distance entre l'objet et l'observateur permet de relier ces deux mesures que l'on suppose égales. Cette technique ne fonctionne que sur des objets proches et relativement sphériques (car l'expansion Doppler est perpendiculaire à l'expansion projetée sur le plan du ciel, les deux valeurs ne sont égales que si l'objet subit la même expansion dans toutes les directions).
En dehors de ces cas assez rares, la distance est une des inconnues fondamentales du problème : une nébuleuse quatre fois plus lumineuse, mais deux fois plus grande et deux fois plus éloignée sera vue de la même façon, sans possibilité de faire la différence…
