Une nébuleuse planétaire est un bel objet créé au cours des dernières étapes de la vie d’une étoile dont la masse de naissance était comprise entre 1 et 8 masses solaires. Le halo vaporeux et coloré de gaz qui compose la nébuleuse et entoure l’étoile mourante est en fait un matériau qui faisait à l’origine partie de l’étoile elle-même, mais qui a été rejeté et s’étend vers l’extérieur dans l’espace interstellaire. Il brille comme le résultat d’être chauffé par le rayonnement ultraviolet produit par l’étoile mourante. Le mot planétaire est vraiment trompeur, car ces objets n’ont rien à voir avec les planètes de notre système solaire. Au contraire, ils ont acquis le nom parce que lorsqu’ils ont été observés pour la première fois au 19ème siècle, leur apparence étendue (par rapport à l’image ponctuelle d’une étoile normale) rappelait aux astronomes la façon dont des planètes comme Uranus et Neptune apparaissent dans un télescope. Dans une galaxie comme notre propre Voie lactée, on estime qu’il y a plusieurs milliers de nébuleuses planétaires à la fois. La plupart d’entre eux sont concentrés vers le plan du disque de la Voie Lactée, mais quelques-uns sont également connus pour exister dans le halo et un certain nombre ont également été identifiés dans le renflement de la galaxie.

Qu’y a-t-il de si intéressant dans les nébuleuses planétaires ? Les astronomes sont attirés par l’étude de ces objets car ils offrent la possibilité d’analyser des matériaux qui faisaient autrefois partie d’une étoile brillante. Par exemple, en étudiant la composition chimique de la nébuleuse, nous pouvons comprendre le matériau à partir duquel l’étoile s’est formée à l’origine. De plus, l’abondance de certains éléments tels que le carbone et l’azote dans la nébuleuse révèle des détails sur les processus physiques qui se sont produits au sein de l’étoile pendant sa durée de vie de fusion nucléaire. L’étude des nébuleuses planétaires nous aide à comprendre comment une étoile change ou évolue au cours de sa vie.

Mais pourquoi et comment une nébuleuse planétaire se forme-t-elle en premier lieu? Fait intéressant, cela est lié à la bataille de toute une vie de l’étoile contre la force implacable de la gravité. Afin de ne pas s’effondrer sur elle-même, une étoile maintient une pression de gaz interne élevée en créant sa propre énergie par fusion nucléaire. Pendant la majeure partie de la vie de l’étoile, le principal carburant de la fusion est l’hydrogène, mais à mesure que l’étoile épuise son approvisionnement en cet élément, elle s’appuiera de plus en plus sur des éléments plus lourds et plus complexes. En fin de compte, cependant, les combustibles disponibles s’épuisent, l’étoile devient instable et elle éjecte ses couches gazeuses externes qui se dilatent vers l’extérieur et forment la nébuleuse. Deux sources principales de données sont fournies ici pour plus de 160 nébuleuses planétaires : un spectre et une image numérique. Les raies de chaque spectre peuvent être analysées pour déterminer les propriétés nébuleuses telles que la composition chimique, la température et la densité. Les images à leur tour offrent l’occasion d’étudier la morphologie de chaque nébuleuse et, idéalement, de pouvoir à l’avenir la corréler avec la composition.

Nous avons rédigé trois exercices de documentation en utilisant cette base de données. Le premier est une brève introduction aux raies d’émission dans les nébuleuses planétaires; l’exercice utilise les niveaux d’ionisation maximum dans trois nébuleuses comme « thermomètre » pour indiquer les températures relatives des étoiles centrales. Le deuxième exercice explique la décrémentation de Balmer et sa variation observée causée par la rougeur interstellaire, pour permettre de déduire la distribution de la poussière dans la Galaxie de la Voie Lactée. Le troisième exercice explore l’utilisation des lignes S+ pour déterminer la densité des nébuleuses.

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