Les nébuleuses planétaires

Les nébuleuses planétaires doivent leur nom à leur aspect dans un petit télescope, qui rappelle souvent le disque d'une planète. En réalité, il s'agit de bulles de gaz en expansion autour d'une étoile mourante très chaude. Elles correspondent à l'étape qui suit immédiatement le stade de géante rouge des étoiles de masses intermédiaires (en principe entre 0,8 et 8 masses solaires).

Les géantes rouges sont des objets de grandes dimensions et très dilué. Cela entraîne que le gaz des régions périphériques de leur enveloppe leur est très peu lié gravitationnellement. Il n'en faut pas beaucoup pour qu'il fuie sous la forme de vent stellaire. Or, les géantes rouges, et plus spécialement celles qui sont en fin de course et deviennent des variables rouges à longue période, sont des astres instables, sujets à des éruptions et sièges d'ondes de chocs. Autant de raisons pour les couches externes de s'échapper dans l'espace interstellaire.

Leur coquille gazeuse ainsi expulsée s'étendra doucement, en se diluant, jusqu'à se confondre et disparaître dans le milieu interstellaire. Chemin faisant, elle aura traversé une période pendant laquelle, la température de l'étoile centrale, dépouillée de l'essentiel de sa substance, aura atteint des températures de 30 000 à 100 000 kelvins, et fortement rayonné dans le domaine ultraviolet du spectre. C'est cette époque bien définie, qui dure entre vingt et trente mille ans, qui correspond à l'illumination (par ionisation des atomes) de la bulle, et se traduit par la formation d'une nébuleuse planétaire.

L'un des aspects les plus frappants de la transition entre géante rouge et nébuleuse planétaire est l'ampleur des changements qu'elle traduit, associée à la vitesse à laquelle se produit cette transformation. Les géantes rouges sont des étoiles dont la surface est très froide. Les étoiles au centre des nébuleuses planétaires comptent pour leur part parmi les étoiles les plus chaudes que l'on connaisse. On passe ainsi de 2000 K à, disons, 20 000 K et plus, en quelques dizaines de milliers d'années. On sait que l'évolution des étoiles relève généralement de processus d'une grande lenteur. De ce point de vue, le passage du stade de géante rouge à celui d'étoile de nébuleuse planétaire apparaît donc exceptionnellement rapide. Cette transition est aussi d'une grande richesse.

La coquille de poussières
Peu de temps après son éjection de l'étoile, le gaz de l'enveloppe se retrouve à quelques centaines de millions de kilomètres de l'étoile. C'est suffisant pour qu'il se refroidisse à des températures inférieures à 1000 K. Des molécules peuvent alors se constituer. A partir des atomes fabriqués et expulsés par l'étoiles ainsi que des atomes déjà présents dans le milieu interstellaire. Les éléments chimiques les plus légers, ceux qui ont été expulsés les premiers, se combinent aussi les premiers. En particulier, hydrogène et oxygène s'assemblent-ils pour donner naissance à des molécules d'eau. La densité de ce nuage de vapeur est si faible est si faible, les rencontres entre atomes y sont si rares, que l'on peut même y assister à la formation de "morceaux de molécules", des arrangements d'atomes qui, ailleurs que dans l'espace, auraient été instables, tels le radical hydroxyle (OH). Quand la bulle en expansion s'étend sur plusieurs centaines de milliards de kilomètres, sa température tombe à moins de 300 K. Les molécules peuvent même alors s'agglomérer entre elles pour former de microscopiques grains solides : des poussières d'oxyde de silicium, de monoxyde de carbone etc.

Entraînées par la pression de radiation de l'étoile centrale, c'est-à-dire poussées par sa lumière, les poussières, formées en dernier, rattrapent et dépassent les autres constituants de la bulle, et s'installent à sa périphérie. Ainsi, insensiblement, l'étoile, encore rouge, va-t-elle se retrouver enfermée au centre d'une mince coquille sphérique, froide et... opaque. Pour l'observateur extérieur, l'étoile s'efface et laisse place à un astre un peu bizarre : un objet OH/IR.

Les objets OH/IR
Les objets OH/IR ont fait leur entrée en astronomie au cours des années 1980. Longtemps mystérieux et difficiles à situer dans le trajet évolutif des étoiles, et ils ont conservé un nom qui renvoie aux deux phénomènes par lesquels ils se manifestent. OH signifie qu'ils constituent les sources d'un rayonnement issu des radicaux hydroxyle, sur une plage de longueurs d'onde voisine de 18 cm. Il s'agit d'un rayonnement maser (l'équivalent pour les micro-ondes radio du rayonnement laser dans le domaine de la lumière visible). Les initiales IR, quant à elles, dénotent une émission dans le domaine infrarouge. Ici, ce sont les poussières, chauffées par l'étoile centrale, qui bloquent son rayonnement visible mais, mais qui réémettent l'énergie absorbé dans cette partie du spectre.

Cachée derrière son paravent de poussières, l'étoile finit de se déshabiller. L'essentiel de son enveloppe la quitte. Les plus grosses étoiles perdent alors les neuf dixièmes de leur masse. Les moins massives maigrissent pour leur part de 25%. Au terme du processus, il ne restera qu'un coeur nu, très compact et chaud, d'une masse comprise entre 0,6 et 1,2 masses solaires. En se contractant, il dépasse une température superficielle de l'ordre de 20 000 K et peut même atteindre les 200 000 K. De quoi faire fondre toute la poussière à l'entour. Le rideau opaque se déchire et de nouveau laisse voir l'étoile. Les radiations ultraviolettes qu'elle émet ionisent maintenant la bulle gazeuse. L'illumination commence. Seulement 10% du gaz contenu dans la bulle est concerné. Mais cela suffit pour que pendant 10 000 à 30 000 ans, une nébuleuse planétaire brille dans le ciel.

Les couleurs affectées par les nébuleuses planétaires dépendent des éléments chimiques qu'elles contiennent. Le rouge correspond, par exemple, à une émission par les atomes d'hydrogène, le vert provient normalement de l'oxygène, le bleu ou le rose de l'azote. Tout est aussi fonction des conditions physiques (température, pression) qui règnent dans ces enveloppes en expansion.

Vent et supervent
Le vent stellaire joue de ce point de vue un rôle central. A l'époque où l'étoile se trouvait au stade de géante rouge, elle expulsait sa matière externe sous la forme d'un vent se déplaçant à une trentaine de kilomètres à la seconde seulement. Un chiffre modeste à comparer aux 300 km/s du vent dont le Soleil fait son ordinaire, par exemple. La quantité de matière ainsi rejetée dans l'espace est cependant énorme. Au moins cent millions de fois plus importante que celle perdue lors des étapes antérieures. Le phénomène est alors décrit sous l'appellation de supervent. Parti le premier, c'est le matériau emporté par le supervent (riche en carbone et azote) que l'on rencontre dans les régions périphériques de la bulle.

Avec le départ de son enveloppe externes, l'étoile conduite à la contraction réactive la combustion de la couche d'hydrogène qui entoure ses régions centrales. Cela donne naissance à un nouvel épisode de perte de masse. Le vent stellaire est désormais formé de particules dépassant les 1000 km/s. On parlera de vent rapide. Celui-ci ne concerne pas beaucoup de matière, mais il transporte une importante énergie cinétique. Résultat, lorsqu'il rattrape la région où évolue tranquillement le supervent, il provoque une onde de choc, visible dans les nébuleuses planétaires sous la forme d'un premier halo lumineux. Le supervent, entraîné par le vent rapide vient ensuite se cogner aux atomes expulsés en tout premier par l'étoile. Celui qui formait le vent stellaire au moment de l'arrivée au stade de géante rouge. Conséquence : nouvelle onde de choc, deuxième couronne brillante.

Bateaux dans la nuit - Un troisième halo, par exemple, plus faible que les précédents, pourra aussi apparaître dans la région la plus externe de la nébuleuse. Cette fois, il correspondra à la zone de contact du vent stellaire libéré par l'étoile tout au long de sa vie, avec le milieu interstellaire. Parfois, le déplacement de la nébuleuse dans l'espace pourra-t-il même être à l'origine d'un vent relatif très ténu, dont l'effet sera de comprimer la région antérieure de la nébuleuse. Elle deviendra en cet endroit plus dense et plus brillante. Parallèlement, un semblant de sillage pourra aussi se former à l'arrière.

Effets de couple - Très souvent, une forme plus ou moins allongée des nébuleuses planétaires suggère l'intervention de causes internes, dont le détail est encore imprécis. Les astronomes soupçonnent l'action de champs magnétiques, mais aussi les effets de perturbations liées à la présence d'une deuxième étoile autour de celle qui a expulsé la nébuleuse. La forme elliptique de la nébuleuse du Fantôme de Jupiter (Hydre), par exemple, pourrait relever de ce cas de figure, si l'on suppose que le compagnon a accentué l'émission du supervent dans les région équatoriales. Dans certains cas, un anneau de matière formé de la même façon pourrait se révéler suffisamment opaque pour confiner ensuite le rayonnement stellaire à l'intérieur de deux cônes disposés diamétralement le long de l'axe des pôles. On pourrait ainsi expliquer les nodosités brillantes observées dans quelques nébuleuses comme celle de Saturne (Verseau). L'existence d'anneaux perpendiculaires comme ceux qui s'observent avec NGC 6543 dans le Dragon, par exemple, pourrait pour sa part se comprendre en invoquant le brusque basculement de l'axe de rotation de l'étoile centrale lors de l'émission du supervent.

Au chapitre des étoiles doubles nichées au creux de nébuleuses planétaires, on signalera pour terminer deux raretés : il s'agit de variables très peu lumineuses de type Algol (Persée), c'est-à-dire des binaires à éclipses, entourées de nébuleuses planétaires : UU Sagittae, au centre de la nébuleuse Abell 63, dans la constellation de la Flèche, et V477 Lyrae (Lyre), qu'entoure la nébuleuse Abell 46. Ce sont des couples très serrés dont la période dépasse à peine les onze heures.