Nébuleuse de l'Œil de Chat
{{#if:17/58/33.4|{{#if:66/37/59|Modèle:Coord univers/avec séparateur}}}}Modèle:Infobox/Début Modèle:Infobox/Titre Modèle:Infobox/Image Modèle:Infobox/Sous-titre Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Géolocalisation astronomique Modèle:Infobox/Sous-titre Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Sous-titre Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Sous-titre optionnel Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Sous-titre Modèle:Infobox/Notice Modèle:Infobox/Fin
La nébuleuse de l'Œil de Chat (aussi désignée NGC 6543 et Caldwell 6) est une nébuleuse planétaire située dans la constellation du Dragon.
Distance et âge
Selon certaines sources, elle est à environ 1000 parsecs de nous<ref name="obspm"/>, d'autres la situent à 3000 années-lumière<ref name="illinois"/>,<ref name="APOD"/>. Une récente étude ayant pour cible quatre nébuleuses planétaires prenant en considération les mesures de la parallaxe réalisées par le satellite Gaia et l'expansion des nébuleuses a permis d'obtenir une distance de Modèle:Unité<ref name="Sebastian"/>. Enfin, une troisième distance basée sur les mesures de la parallaxe par ce même satellite est rapportée par la base de données Simbad : Modèle:Parsec<ref name="sim"/>.
On estime son âge à environ mille ans. En se basant sur la cinématique du noyau interne de la nébuleuse, on a estimé son âge à 1039 ± 259 ans<ref name="etud25"/>.
Historique des observations
Cette nébuleuse a été découverte par l'astronome germano-britannique William Herschel en 1786<ref name="selig"/>. Heinrich Louis d'Arrest a aussi observé cette nébuleuse à une date ultérieure non connue<ref name="selig"/>.
NGC 6543 a été la première nébuleuse planétaire dont le spectre visible a été étudié par l'astronome britannique William Huggins en Modèle:Date. Il a découvert que la nébuleuse présentait une coquille gazeuse et donc, que ce genre d'objet n'avait aucun rapport avec une planète<ref name="obspm"/>.
Depuis, cette nébuleuse a fait l'objet de nombreuses observations entre autres par le télescope spatial Hubble. Ces études nous ont révélé sa structure très complexe faite de noeuds, de jets, de bulles et d'arcs qui sont illuminés par une étoile centrale très chaude. NGC 6543 a été d'objet de plusieurs observations depuis les longueurs d'onde de l'infrarouge jusqu'au rayon X.
Description
La partie interne de la nébuleuse sous-tend un arc d'environ 16,1" avec des extensions qui se rendent jusqu'à quelque 25"<ref name="etud4"/>. Les images profondes révèlent un halo se rendant jusqu'à 5 minutes d'arc<ref name="etud5"/>, halo qui a été éjecté par le progéniteur pendant la phase d'évolution de géante rouge.
La température à l'intérieur de la partie brillante de la nébuleuse varie entre 7000 et Modèle:Nobr et sa densité est d'environ 5000 particules par mètre cube<ref name="etud6"/>. Son halo externe est cependant beaucoup plus chaud, dans le Modèle:Unité, et sa densité est plus faible. La vitesse du vent stellaire est d'environ Modèle:Unité. Des analyses spectroscopiques montrent que le taux actuel de perte de masse s'élève à Modèle:Nobr par année, ce qui semble faible, mais c'est tout de même équivalant à 20 milliards de tonnes par seconde (Modèle:Nobr)<ref name="etud6"/>.
La température de surface du noyau central de la nébuleuse est d'environ Modèle:Unité et il est quelque 10 000 fois plus lumineux que le Soleil. Il s'agit d'une étoile de type O7 + WR<ref name="etud6"/>. Des calculs montre que la masse de cette étoile est un peu plus grande que celle du Soleil et qu'en conséquence l'étoile progénitrice avait une masse initiale théorique de Modèle:Nobr<ref name="etud8"/>. Son rayon est d'environ Modèle:Nobr, soit Modèle:Unité<ref name="reference9"/>.
Observations
L'Œil de Chat a été la première nébuleuse planétaire observée avec un spectroscope à prisme par William Huggins le 24 aout 1864<ref name="etud10"/>,<ref name="RoyalSoc"/>. Dans son laboratoire privé, lui et son épouse ont réalisé de nombreuses observations des lignes spectrales d'émission et d'absorption de divers corps célestes. Huggins a été le premier à distinguer les nébuleuses des galaxies en montrant que certaines, comme la nébuleuse d'Orion, avaient des spectres d'émission pure caractéristiques des gaz, tandis que d'autres comme la galaxie d'Andromède montraient les caractéristiques spectrales des étoiles en ayant des lignes d'absorption. Huggins était assisté dans l'analyse des spectres par son voisin, le chimiste William Allen Miller<ref name="RoyalSoc"/>. Ainsi, ils ont découvert que NGC 6543 était fait de gaz ionisé<ref name="etud10"/>. Depuis, NGC 6543 a fait l'objet d'études spectrales dans plusieurs domaines du spectre électromagnétique.
Observation dans l'infrarouge
Les observations de NGC 6543 aux longueurs d'onde de l'infrarouge lointain ont révélé la présence de poussières stellaires de basse température. On pense que cette poussière s'est formée lors des dernières phases de vie de l'étoile progénitrice. La poussière absorbe la lumière de l'étoile centrale et la retransmet aux longueurs d'onde de l'infrarouge. Le spectre infrarouge montre que la température de la poussière est d'environ Modèle:Nobr. La masse de la poussière est estimée à Modèle:Nobr<ref name="etud15"/>.
Les observations en infrarouge ont aussi révélé la présence de gaz non ionisé tel que l'hydrogène moléculaire (H2) et l'argon. Pour plusieurs nébuleuses planétaires, l'émission moléculaire est plus grande à de grandes distances de l'étoile centrale, là où il y a plus de gaz non ionisé. Mais, dans NGC 6543, l'émission maximale du dihydrogène (autre nom de l'hydrogène moléculaire) semble se situer près de la bordure intérieure de son halo externe. Cela provient peut-être d'ondes de choc d'éjectas se déplaçant à différentes vitesses qui entrent en collision et excitent le dihydrogène<ref name="etud16"/>.
Observation en lumière visible
L'image prise par la caméra à large champ WFPC2 du télescope spatial Hubble captée le Modèle:Date a été conçue pour mettre en évidence les régions de faible et de forte ionisation. Elle a été réalisée en utilisant trois filtres optiques : Modèle:Nbr pour l'hydrogène, Modèle:Nbr pour l'azote simplement ionisé et Modèle:Nbr pour l'oxygène doublement ionisé<ref name="Hubble1"/>.
Cette image a révélé une structure étonnamment complexe dans la nébuleuse : des coquilles de gaz, des jets de gaz se déplaçant à grande vitesse et des nœuds de gaz soumis à des ondes de choc. L'analyse des données captées par Hubble suggère la possibilité d'une étoile binaire comme progéniteur de la nébuleuse<ref name="Hubble1"/>.
Une autre image prise par le Télescope optique nordique de l'observatoire du Roque de los Muchachos a permis de mesurer la taille de son immense halo dont le diamètre atteindrait plus de trois années-lumière<ref name="nordic"/>.
Une autre image prise par le télescope Hubble en 2004 avec l'instrument ACS (Advanced Camera for Surveys) (voir l'encadré à droite en haut de la page) nous a révélé une étonnante structure d'anneaux concentriques. Chaque anneau est en fait la bordure brillante d'une coquille sphérique de gaz. Cette image suggère que l'étoile progénitrice a éjecté sa matière en une série d'impulsion à des intervalles de 1500 ans<ref name="Hubble2"/>.
Études en rayon X
Des observations réalisées en 2001 par l'observatoire de rayons X Chandra ont révélé la présence de gaz extrêmement chaud dans NGC 6543, des températures atteignant Modèle:Nobr<ref name="etud18"/>. On pense que ce gaz très chaud provient d'une violente interaction entre un vent stellaire rapide et la matière précédemment expulsée. C'est cette interaction qui aurait creusé la bulle interne de la nébuleuse<ref name="etud14"/>.
Les observations de Chandra ont aussi révélé une source X ponctuelle à la position de l'étoile centrale. L'énergie de la source est comprise entre 0,5 et 1,0 keV, soit des rayons X durs. Une étoile dont la température de la photosphère est aux environs de Modèle:Unité ne devrait pas une source de rayons X durs. La présence de ceux-ci est un peu mystérieuse. On pense qu'il pourrait y avoir un disque d'accrétion à l'intérieur d'une étoile binaire<ref name="etud19"/>. Dix années plus tard, ces données de rayons X durs intriguaient encore les astronomes. Une autre série d'observations par Chandra des étoiles au centre de 21 nébuleuses planétaires, incluant l'Œil de Chat, a donc été réalisée en 2012. Dans toutes ces nébuleuses, sauf une, on a trouvé des sources de rayons X plus énergétiques que prévu pour une étoile avec une température d'environ Modèle:Unité. Peut-être y a-t-il une haute fréquence de système binaire ou encore une autre explication comme des vents qui s'entrechoquent ou encore de la matière qui retombe vers le centre<ref name="etud20"/>.
Composition
Comme la plupart des objets astronomiques, NGC 6543 se compose principalement d'hydrogène et d'hélium et des éléments plus lourds présents en petites quantités. La composition exacte peut être déterminée par des études spectroscopiques. Les abondances sont généralement exprimées par rapport à l'hydrogène, l'élément le plus abondant<ref name="etud6"/>.
Différentes études trouvent généralement des valeurs variables pour les abondances élémentaires. Cela est souvent dû au fait que les spectrographes attachés aux télescopes ne collectent pas toute la lumière des objets observés, mais plutôt la lumière d'une fente ou d'une petite ouverture. Par conséquent, différentes observations peuvent échantillonner différentes parties de la nébuleuse.
Cependant, les résultats pour NGC 6543 conviennent globalement que, par rapport à l'hydrogène, l'abondance d'hélium est environ de 0,12, les abondances de carbone et d'azote sont toutes deux environ de Modèle:Nobr et l' abondance d'oxygène est environ de Modèle:Nobr<ref name="etud6"/>. Ce sont des abondances assez typiques pour les nébuleuses planétaires, avec des abondances de carbone, d'azote et d'oxygène toutes supérieures aux valeurs trouvées pour le Soleil, en raison des effets de la nucléosynthèse enrichissant l'atmosphère de l'étoile en éléments lourds avant qu'elle ne soit éjectée en tant que planète nébuleuse<ref name="etud24"/>.
Une analyse spectroscopique poussée de NGC 6543 semble indiquer que la nébuleuse contient une petite quantité de matière hautement enrichie en éléments lourds<ref name="etud14"/>.
Cinématique et morphologie
La structure de la nébuleuse de l'Œil de Chat est très complexe et les mécanismes qui donné naissance à sa morphologie compliquée ne sont pas bien compris<ref name="etud14"/>. La partie centrale lumineuse de la nébuleuse est une bulle allongée ellipsoïdale remplie de gaz chaud qui est à son tour imbriquée dans une paire de bulles sphériques plus grandes. On constate aussi qu'une autre bulle ellipsoïdale traverse complètement la partie centrale<ref name="etud25"/>.
La structure de la partie lumineuse de la nébuleuse provient surtout de l’interaction d’un vent stellaire rapide émis par l'étoile centrale avec le matériau visible éjecté lors de la formation de la nébuleuse. Cette interaction provoque l’émission de rayons X discutés plus haut. Le vent stellaire, soufflant à une vitesse atteignant Modèle:Unité a creusé la bulle interne de la nébuleuse et il semble avoir fait éclater la bulle à ses deux extrémités<ref name="etud14"/>.
On soupçonne l'existence d'un disque d'accrétion entre les composantes d'une étoile binaire qui pourrait donner lieu à des jets polaires interagissant avec le matériau précédemment éjecté. Au fil du temps, la direction de ces jets varierait en raison de la précession<ref name="etud26"/>.
En dehors de la partie interne brillante de la nébuleuse, il y a une série de coquilles concentriques que l'on croyait avoir été éjectées avant la formation de la nébuleuse planetaire, alors que l'étoile se trouvait sur la branche asymptotique des géantes vers la fin de sa vie. Les coquilles visibles sous forme d'anneaux sont très uniformément espacées. Cela suggère que le mécanisme responsable de leur formation les a éjectées à des intervalles très réguliers et à des vitesses très similaires<ref name="etud5"/>. La masse totale de ces coquilles est d'environ Modèle:Nobr<ref name="etud5"/>. Les pulsations qui ont formé ces anneaux ont probablement commencé il y a 15 000 ans et elles ont cessé il y a environ 1000 ans, lorsque la formation de la partie centrale a commencé. L'immense halo externe de la nébuleuse est antérieur à la formation de la nébuleuse planétaire. Sa masse est estimée entre 0,26 et Modèle:Nobr<ref name="etud5"/>.
Notes et références
Modèle:Traduction/Référence Modèle:Références nombreuses
Voir aussi
Articles connexes
Liens externes
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- (en) NGC 6543 sur le site du professeur C. Seligman
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