Nébuleuse de l'Haltère

La nébuleuse de l'Haltère par le Très Grand Télescope.

La nébuleuse de l'Haltère (M27 ou NGC 6853) est une nébuleuse planétaire située dans la constellation du Petit Renard à environ Modèle:Nombre-lumière du système solaire. M27 a été découverte par l'astronome français Charles Messier en 1764.

Historique des observations

La nébuleuse de l'Haltère est la première nébuleuse planétaire observée dans l'histoire de l'astronomie. Dans la nuit du 12 juillet 1764, Messier découvrit cet objet qu'il décrivit comme une nébuleuse ovale sans étoile.

Johann Elert Bode et Johann Gottfried Koehler ont par la suite aussi observé M27. Dans les nuits du Modèle:Date et du Modèle:Date, ce fut au tour de Caroline Herschel de découvrir indépendamment la nébuleuse. Le Modèle:Date son frère, William Herschel, écrivit : ma sœur a découvert cette nébuleuse en cherchant une comète; en comparant son emplacement avec les nébuleuses de Messier, nous avons déterminé qu'il s'agissait de sa Modèle:27e entrée. Il ajouta que la nébuleuse est située parmi des étoiles de faible intensité et qu'aucune étoile n'est visible dans la nébuleuse. Le Modèle:Date, il émit l'hypothèse que la nébuleuse provenait d'une double couche d'étoile de très grande étendue et il effectua un dessin montrant une double strate.

John Herschel observa M27 à de nombreuses reprises entre les années Modèle:Date et Modèle:Date. Le nom « nébuleuse de l'Haltère » vient de l'une de ses descriptions : une nébuleuse en forme d'haltère, dont le contour elliptique est complété par une faible lumière lumineuse. Il a inscrit la nébuleuse dans son catalogue sous l'entrée GC 4532.

Ce dessin de John Herschel vient d'observations faites avec le télescope de Modèle:Unité construit par son père.

Dessin réalisé par William Parsons.

En Modèle:Date, William Henry Smyth décrivit M27 comme une nébuleuse à deux têtes ou haltère, sur la poitrine du Renard, près de 14 Vulpeculae se trouvant à environ 7 degrés au sud-est de Beta Cygni et à peu près à mi-chemin entre celle-ci et le Dauphin. Avec son télescope, il observa trois étoiles dans le champ de vision de la nébuleuse. William Huggins a été le premier à réaliser un spectre de M27 à l'aide d'un prisme. Ce spectre contenait trois lignes, dont celle de l'azote. Il a découvert que M27 ne pouvait pas être considéré comme un amas d'étoiles, mais comme une énorme masse de gaz et de vapeur. Un spectre plus détaillé a été réalisé par l'astronome américain Francis Pease en Modèle:Date. Une exposition de 32½ heures a produit un spectre montrant quatre lignes à Modèle:Nobr, Modèle:Nobr (les raies de l'oxygène doublement ionisé) et deux raies de l'hydrogène (Hβ et Hγ). La classification sans équivoque comme nébuleuse planétaire ainsi qu'une théorie de la structure de l'enveloppe gazeuse qui explique son apparition ont finalement été réalisées dans les années 1910 par Heber Doust Curtis.

John Dreyer a inscrit M27 dans son catalogue comme NGC 6853 en la décrivant comme une nébuleuse magnifique, très brillante et très vaste, avec un double noyau et de forme irrégulière (haltère).

Ce dessin de Étienne Léopold Trouvelot provient d'une observation en 1874 à travers une lunette télescopique de Modèle:Nobr (Modèle:Unité). On voit très bien les sphères cosmiques des haltères sur ce dessin.

Une première photographie de M27 a été réalisée par Isaac Roberts en 1888.

Modèle:Clr Une photographie de la nébuleuse a été réalisée par Heber Doust Curtis et a été publiée en 1918 dans le livre « The Planetary Nebulae ».

Observation

Sa magnitude de 7,4 empêche son observation à l'œil nu, mais avec des jumelles Modèle:Dunité et de bonnes conditions météo, on peut espérer voir M27. À partir d'un télescope de 150 ou Modèle:Unité, on obtient plus facilement le brillant « trognon ». Il est encore trop tôt pour espérer voir l'étoile centrale (qui ne se dévoilera qu'en photographie à ce niveau). Avec un Modèle:Unité, muni d'un filtre interférentiel de type OIII (recommandé pour l'observation de nébuleuses planétaire et diffuses), le trognon apparaît nettement et l'étoile centrale peut être envisagée, mais seulement sous un très bon ciel, sans pollution parasite, sans turbulence (l'appareil doit être à température) : l'utilisation de la vision décalée permet de mieux voir cette naine blanche. Toutefois, sous un ciel de très haute qualité (dans le Quercy, en haute montagne, en Drôme provençale) plusieurs astronomes amateurs ont observé cette étoile centrale dans des télescopes de Modèle:UnitéModèle:Refsou. Modèle:Clr

Elle est observable entre mai et septembre environ. Elle se situe dans la constellation du Petit Renard, soit en plein Triangle d'été. Si votre télescope n'est pas équipé d'un ordinateur de recherche, vous pouvez suivre les étapes suivantes pour trouver M27 :

• Dans ce Triangle d'été, repérer la constellation de la Flèche (Sagitta, Sge).
• Avec le viseur du télescope, pointer exactement sur l'étoile la plus brillante (de couleur rouge) de la constellation, il s'agit de Gamma Sagittae .
• Placer l'œil sur l'oculaire et monter lentement en déclinaison d'environ 3,2 degrés. Pendant cette remontée, une tache floue devrait se détacher du reste des étoiles environnantes : c'est l'Haltère. En observant plus longuement, on distingue cette forme qui la caractérise.

Emplacement de M27 dans la constellation du Petit Renard près de la constellation de la Flèche.

Position de M27 par rapport à deux étoiles.

La nébuleuse M27 est située à environ 7,3 degrés au sud-est d'Alpha Vulpeculae et à 3,2 degrés au nord de Gamma Sagittae.

Caractéristiques

Distance et vitesse

Cinq distances sont indiquées sur la base de données astronomique Simbad, mais les deux plus récentes qui sont basées sur les mesures de la parallaxe par le satellite Gaia lui confèrent une distance passablement plus grande que les estimations passées. Ces deux distances sont respectivement égales à Modèle:Parsec et Modèle:Parsec, d'où la valeur de Modèle:Parsec inscrite dans l'encadré à droite (en haut de page).

Une seule valeur de la vitesse est indiquée sur la base de données astronomique Simbad : Modèle:Parsec. Celle-ci provient du General Catalogue of Stellar Radial Velocities publié en Modèle:Date.

Forme et structure

M27 est de forme ellipsoïde oblongue ou prolate. Comme bien d'autres nébuleuses planétaires, M27 renferment des nœuds. Sa partie centrale présente un motif de cuspides sombres et brillants associés à des queues sombres. Comme pour NGC 2392 et NGC 7293 (la nébuleuse de l'Hélice), les sommets des nœuds brillants sont des fronts de photo-ionisation.

Cette image a été obtenue avec le télescope télescope Mayall de l'Observatoire de Kitt Peak. On peut voir la zone lumineuse intérieure avec sa forme d'haltère superposée rosâtre ainsi que la coque extérieure d'intensité lumineuse plus faible.

Des observations réalisées par le Très Grand Télescope, le télescope Subaru et le télescope spatial Hubble ont montré que la nébuleuse est limitée par le rayonnement dans son étendue la plus courte (direction nord-est/sud-ouest) et par la matière le long de son axe principal (direction sud-est/nord-ouest).

Les radiotélescopes et les télescopes spatiaux ont permis de compléter grandement nos connaissances au sujet de la structure de la nébuleuse de l'Haltère :

• Dans le domaine des ondes radio, les données captées par le réseau Very Large Array ont montré une correspondance entre les émissions Hα de l'enveloppe intérieure et l'émission radio. Aucune onde radio n'a été détectée dans l'enveloppe extérieure.

• Dans le domaine des micro-ondes, M27 a été scrutée par le télescope spatial Plank. On a déduit que la nébuleuse contenait une densité de Modèle:Formatnum ions par centimètre cube, que sa masse était d'environ Modèle:Nobr et que sa température variait de Modèle:Unité à Modèle:Unité. Des analyses spectroscopiques ont révélé des températures similaires ainsi que la répartition de divers éléments autre de l'hydrogène et l'hélium dont l'azote, l'oxygène, le néon et le soufre avec des teneurs inférieures à 0,1%Modèle:,.

• La distribution du dihydrogène a pu être déterminée par des études réalisées à l'aide du télescope infrarouge UKIRT, du télescope Subaru, du télescope spatial Spitzer et du télescope spatial Herschel. La masse du dihydrogène a été estimée à Modèle:Nobr. D'autres molécules (CO, HCO₃^-, CS, CN, HCN, HNC) ont été détectées dans le domaine des ondes millimétriquesModèle:,. Ces molécules se dilatent à un rythme similaire à celui de la coquille ionisée et leur masse totale est d'environ Modèle:Nobr. La masse totale de la coquille ionisée serait de Modèle:Nobr.

• On a cherché en vain des sources de rayon X dans la nébuleuse avec les observatoires spatiaux ROSAT et ChandraModèle:,.

Taille et âge

La taille apparente de la nébuleuse est de 6,7minutes d'arcModèle:,, mais des observations réalisées en 1974 avec le télescope Mayall de l'Observatoire de Kitt Peak ont montré qu'elle est entourée d'un faible halo atteignant 15′. À une distance de Modèle:Parsec, un calcul rapide montre que son envergure réelle est alors comprise entre Modèle:Nobr et Modèle:Nobr si l'on tient compte du halo.

En évaluant la vitesse d'expansion et la taille actuelle d'une nébuleuse planétaire, on peut déterminer son âge approximatif. Dans un article publié en Modèle:Date Bohuski, Smith et Weedman ont évalué cette vitesse à Modèle:Unité ce qui signifie que l'âge cinématique de M27 est de Modèle:Unité. Moreno-Corral et ses collègues (Modèle:Date) ont déterminé un taux d'expansion de 2,3" par siècle, ce qui correspond à un âge de Modèle:Unité. En tenant compte de ces résultats, O'Dell et ses collègues suggèrent un âge de Modèle:Unité. Selon une publication récente Modèle:Date, cette nébuleuse est passablement plus âgée, Modèle:Unité.

L'étoile centrale

Un peu d'histoire

Puisque les premières observations étaient incapables d'identifier une étoile au centre des nébuleuses planétaires, on s'est peu intéressé à la chose. Heber Curtis est le premier à trouver une étoile au centre de M27 dont il a évalué la magnitude photographique à 12. En 1931, Modèle:Lien évalua la température de l'étoile à Modèle:Unité en utilisant une luminosité de 13,4. Il remarqua que son rayon n'était qu'une fraction de celle du Soleil avec une masse similaire, résultat comparable à la densité d'une naine blanche. Donald Menzel avait déjà affirmé que les étoiles chaudes et peu brillantes au centre des nébuleuses planétaires pouvaient appartenir à la même classe que les naines blanches. Boris Vorontsov-Veliaminov a conclu peu de temps après, sur la base d'études plus approfondies, que les noyaux des nébuleuses planétaires sont des naines ultra-blanches.

Les études modernes

Dans les années Modèle:Date, des observations ont montré que l'étoile centrale, une naine blanche, faisait partie d'un système binaireModèle:,. Le satellite Gaia a plus tard confirmé la présence du système binaire. Une troisième étoile a récemment (Modèle:Date) été découverte, on est donc en présence d'un système stellaire triple. La masse de l'une des étoiles compagnes est Modèle:Nobr, elle est de type spectral K et orbite à Modèle:Unité de la naine blanche. La masse de la deuxième étoile compagne est de Modèle:Nobr, elle est de type spectral M et Modèle:Unité la sépare de la naine blanche.

L'étoile au centre de cette nébuleuse est de Modèle:Lien (naine blanche riche en hydrogène et hélium qui présente des raies spectrales de l'hélium ionisé). Sa magnitude visuelle est égale à 14,09 et sa masse est estimée à 1,491 $M_{\odot }$. Sa température de surface atteint les Modèle:Unité ($Log(T_{eff})=5,06$) et sa luminosité est égale à Modèle:Nobr ($Log(L/L\odot )=2,27$). Le rayon de la nébuleuse est estimé à Modèle:Unité et son âge est de Modèle:Unité.

Les observations effectuées avec les télescopes spatiaux à rayon X ROSAT et Chandra ont permis de déterminer une température de Modèle:Unité pour l'étoile centrale. De plus, on a aussi découvert que le spectre de la nébuleuse pourrait être expliqué par la présence d'une étoile compagne rapprochée d'où partirait un flux de matière vers la naine blancheModèle:,.

Selon une étude visant à déterminer la fraction des nébuleuses planétaires contenant un système binaire d'étoiles, la magnitude visuelle de la naine blanche de M27 serait de Modèle:Nobr. Selon une étude exhaustive de plusieurs naines blanches publiée en Modèle:Date par Ralf Napiwotzki, la masse de la naine blanche serait de Modèle:Nobr. À l'aide du télescope spatial Hubble, on a déterminé que son rayon est égal à 5,5% de celui du SoleilModèle:,.

Galerie

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  M27 captée par le télescope de Modèle:Unité WIYN de l'Observatoire de Kitt Peak.
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  Image captée par le télescope de Modèle:Unité de l'Observatoire de Kitt Peak.
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  Image captée par le télescope de Modèle:Unité de l'Observatoire de Kitt Peak.
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  Cette image provient aussi du télescope de Modèle:Unité de l'Observatoire de Kitt Peak, mais avec des couleurs rehaussées pour représenter les émissions Hα de l'hydrogène.
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  Image captée par le télescope Liverpool de l'observatoire astronomique El Roque de los Muchachos.
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  La nébuleuse de l'Haltère en infrarouge par le télescope spatial Spitzer.
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  M27 captée par un télescope amateur.
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  Cette image captée dans le domaine de l'infrarouge lointain a été captée par télescope WIYN de l'observatoire de Kitt Peak en utilisant un capteur photographique CCD spécial fabriqué par le Laboratoire national Lawrence-Berkeley.
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  M27 par un petit télescope amateur.

Voir aussi

Articles connexes

• Liste des objets de Messier
• Liste des objets du New General Catalogue (NGC)

Liens externes

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• Modèle:En NGC 6853 sur le site du professeur C. Seligman
• Messier 27 sur le site de la SEDS
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