Dumbbell ou M27 en OIII et hydrogène alpha

J’ai eu le plaisir de la découvrir lors d’une nuit d’ été à l’Observatoire des Baronnies Provençales à Moydans le 21 juin 2014 la nuit la plus courte de l’année nous offrant un magnifique ciel étoilé.
Cette nébuleuse planétaire est certainement l’objet céleste le plus remarquable dans sa catégorie, puisque le diamètre angulaire de la partie lumineuse de son corps est presque de 6 minutes d’arc, avec un faible halo atteignant 15 minutes, soit la moitié du diamètre lunaire. Sa magnitude visuelle apparente estimée à 7,4 la met aussi parmi les plus brillantes, et selon des mesures effectuées par l’astronome russe O.N. Chudowitchera de Pulkowo, le taux d’expansion de la partie brillante de la nébuleuse est apparemment de 6,8 seconde d’arc par siècle, permettant d’estimer son âge à 3000 ou 4000 ans. Mais Burnham, de son côté, a obtenu un taux de 1,0 seconde d’arc par siècle et un âge estimé à 48000 ans.
M27 est une nébuleuse planétaire composée donc d’un nuage de gaz entourant une naine blanche située en son centre.
L’étoile centrale de M27 est une sous-naine bleutée extrêmement chaude aux environs de 85000 K, elle expulse ses couches externes, et K.M.Cudworth et le Yerkes Observatory lui ont trouvé un compagnon probable de faible magnitude et de couleur jaune.

Comme pour la plupart des nébuleuses planétaires, la distance de M27 n’est pas bien déterminée, Hynes donne environ 800 années-lumière, Kenneth Glyn Jones 975, Mallas/Kreiner 1250, tandis que différentes autres sources varient de 490 à 3500. Des recherches sont actuellement en cours avec l’aide du Télescope Spatial Hubble pour obtenir une valeur plus précise.

En retenant la valeur de 1200 années-lumière, la luminosité intrinsèque de la nébuleuse gazeuse est à peu près 100 fois celle du Soleil avec une magnitude absolue de -0,5, tandis que celle de l’étoile est d’environ +6 (1/3 du Soleil) et celle de son compagnon de +9…+9,5 (presque 100 fois plus faible que le Soleil) entièrement dans la partie visuelle du spectre électromagnétique. Que la nébuleuse soit beaucoup plus brillante que son étoile montre que celle-ci émet, principalement dans la partie non visible du spectre électromagnétique, un rayonnement hautement énergétique qui est absorbé par excitation du gaz de la nébuleuse, puis enfin réémis pour une grande part en lumière visible. En fait, comme pour presque toutes les nébuleuses planétaires, la plus grande partie de la lumière visible est même émise dans une seule raie spectrale, à savoir en lumière verte à 5007 Angström.

Nébuleuse Planétaire M27 dans les domaines d’émission OIII, Ha et SII : par G.St-Onge et L. Morin CDADFS de Dorval 2004 :

L’étoile dont est issue M27 a dû passer par plusieurs cycles instables pour en arriver à une éjection massive de matériaux de ses couches externes. Ce qu’il reste de cette étoile aurait aujourd’hui une température de surface d’environ 85000 K. C’est donc principalement la radiation UV de cette étoile qui, par excitation des gaz raréfiés, cause les émissions observées de ceux-ci, tels OIII et SII.

D’après les images 3-4 du travail de G. St Onge et L. Morin, ainsi que sur cette œuvre, on peut voir que l’émission OIII est distribuée partout dans M27, on observe une région dominante concentrée au sud ouest (en haut à gauche).

Sur l’oeuvre l’oxygène OIII ionisé deux fois est représenté principalement sur fond bleu turquoise : les deux électrons arrachés à l’atome d’oxygène en boule bleu, sont symbolisés par deux petites billes jaunes au bout des deux flèches de la même couleur.

D’après les images 5-6 de G. St Onge et L. Morin :

L’émission Ha est concentrée plus à l’intérieur du cœur de la nébuleuse centrale de M27 avec une dominante concentrée au sud-ouest (en haut à gauche). On voit bien la barre en émission qui traverse la nébuleuse du sud-ouest au nord-est.

Sur l’œuvre l’émission hydrogène alpha est représentée en teintes rose clair et rose vif : on aperçoit une barre légèrement inclinée qui traverse de gauche à droite la nébuleuse. Sous l’effet des photons ultra violets en petites ondes rose clair ou rose vif, les électrons sont constamment arrachés des atomes d’hydrogène en petites billes rouges.

D’après les images 7-8 de G. St Onge et L. Morin :

En filtre SII on voit les régions en barre (chocs?) qui traversent la nébuleuse du sud-ouest au nord-est.

Sur l’œuvre j’ai représenté un peu de soufre ionisé une fois noté SII, l’atome de soufre est représenté en boule pourpre avec un électron d’arraché au bout de la petite flèche jaune.

Sur l’image 9 en SII OIII + Ha : de G. St Onge et L. Morin : Ha est dominant aux deux extrémités (sud et nord) de la nébuleuse. La barre en émission qui va de sud-ouest au nord-est, est principalement une composante Ha et SII. OIII est réparti dans toute la nébuleuse.

Sur l’oeuvre, OIII apparaît dans les régions centrales et également en périphérie de la nébuleuse.

J’ai trouvé également sur Wikipédia la densité moyenne de particules par cm3 et la composition chimique d’après des études sur M57 considérée comme le prototype de nébuleuse planétaire. On peut penser à un processus proche concernant l’étude de M27, et l’on peut ainsi « rêver » à la densité moyenne de 10000 particules par mètre cube et à la composition chimique suivante (en nombre d’atomes pour un atome de Fluor F) :
Hydrogène H : 4 250 000, Hélium He : 337 500, Oxygène O : 2500, Azote N : 1250, Néon Ne : 375, Soufre S : 225, Argon Ar : 30, Chlore CL : 9, Fluor F : 1.

L’hydrogène est très largement dominant, suivi ensuite par l’hélium puis l’oxygène et l’azote ; les autres éléments apparaissent en plus petite quantité et sont plus rares.

Nous allons ensuite nous éloigner de la nébuleuse et pénétrer dans le milieu interstellaire afin de découvrir quelques unes des innombrables molécules qui se forment lorsque les atomes sont transportés suffisamment loin de la bulle stellaire. Nous partons dans la partie sombre au bord de l’œuvre en bas à gauche et nous allons faire le tour de l’œuvre dans le sens des aiguilles d’une montre. Les photons ultraviolets qui ont traversé l’enveloppe stellaire poursuivent leur chemin dans le milieu interstellaire en petites billes ondulatoires roses. Certains photons cassent les molécules, un photon arrive sur une molécule CO et lui arrache un électron, le CO a alors une charge positive + , de même un photon arrive sur H2 qui perd un électron et devient H2+ : on a alors la réaction H2 + hv = H2+.

Tout d’abord pour la bonne compréhension de cette œuvre, voici quelques repères concernant la représentation des différents atomes composant les molécules :

hydrogène ou H : billes rouges
hydrogène moléculaire H2 : bille jaune et bille jaune d’or
hélium 3 ou H3 : trois billes rouges
Hélium 4 ou He4 : deux billes rouges et deux billes vertes
carbone 12 ou C : une boule grise
oxygène 16 ou O : une boule bleu turquoise
azote 14 ou N : une boule rose

Toujours en bas à gauche dans la partie rouge et ocre, en billes rouge vif ou rouge foncé apparaît l’hydrogène. Il n’a qu’un seul électron qui est constamment arraché en petites billes jaunes au bout des flèches jaunes, pour être ensuite à nouveau capturé par un autre hydrogène. Un peu plus haut s’est formé la molécule CH3OH ou méthanol : les trois hydrogènes sont attachés au carbone en gris et un autre hydrogène est attaché à l’oxygène en bleu. Nous remontons à gauche : au delà de l’enveloppe contenant OIII avec ses deux électrons arrachés au bout des flèches jaunes, apparaît la molécule HCOOH ou acide formique : en rouge un hydrogène relié au carbone en gris auquel se rattachent deux oxygènes en boules bleues et au bout de l’une d’elles un autre hydrogène en bille rouge. Au dessus l’ion H3+ très courant dans le milieu interstellaire vient de perdre un électron. Plus au bord on aperçoit la molécule NH2CHO, au dessus un photon UV rencontre H2 qui perd son électron et devient H2+. Au dessus CH3CH2OH la molécule d’éthanol où l’on découvre les deux atomes de carbone en gris et l’atome d’oxygène, auxquels sont reliés les hydrogènes. Plus haut C2H6 ou éthane comporte deux carbones entourés des six hydrogènes. En remontant à gauche les ions H3+ et H2+ ont perdu un électron ; au bord apparaît la molécule CH3COOH ou acide acétique (le vinaigre) également détectée dans le milieu interstellaire.

Des petits grains de poussière notés GR se forment et l’on découvre fréquemment à leur surface la molécule H2. Plus haut la réaction C + O + 3H2 donne CO + 4H +H2 + e : le carbone et l’oxygène s’assemblent en CO, deux hydrogènes moléculaires H2 se cassent en quatre hydrogènes atomiques, reste un hydrogène moléculaire et un électron. Au bord de l’œuvre on découvre NaCl ou le chlorure de sodium, au dessus CH4 ou le méthane avec les quatre hydrogènes en billes rouges autour du carbone en gris. La réaction H3+ + C donne CH2 + H : deux atomes d’hydrogène de H3+ s’associent au carbone, le troisième reste solitaire et un électron est expulsé. Nous arrivons en haut de l’œuvre toujours à gauche où nous retrouvons l’éthane C2H6 en compagnie de la molécule d’eau H2O. Tout en haut à gauche voici H2CO ou le formaldéhyde : carbone et oxygène sont liés et deux hydrogènes en rouge sont attachés au carbone. Les photons ultra-violet poursuivent leur route en arrachant l’électron de H2. Tout en haut à gauche, le sel NaCl est en compagnie de NH3 ou ammoniac (un azote en rose entouré de trois hydrogènes en billes rouges), ainsi que CH3OH ou méthanol : dans cette molécule deux hydrogènes en billes rouges sont attachés au carbone en gris lui même relié à l’oxygène en boule bleue auquel est attaché un autre hydrogène en bille rouge. On aperçoit un autre ammoniac NH3. Tout en haut la réaction CH3 + O donne HC+O + H2 : le carbone en gris va s’attacher à l’oxygène en bleu et va conserver un hydrogène en bille rouge , un électron va être arraché, les deux autres hydrogènes se transforment en H2.

Nous tournons en haut de l’œuvre vers la droite : à nouveau H2CO apparaît en compagnie de H2O et nous retrouvons la molécule NH2CHO : au bout de celle-ci deux hydrogènes en billes rouges sont attachés à l’azote en rose relié au carbone en gris où est attaché un, hydrogène, le carbone est ensuite relié à l’oxygène en bleu. Un peu plus bas les molécules H2 + H2+ donnent H3+ + H : un hydrogène se colle à H2 qui devient H3+ (un électron est éjecté) laissant le quatrième hydrogène solitaire. A nouveau apparaît l’ion H3+ qui a perdu un électron, et que l’on retrouve très souvent dans le milieu interstellaire. Tout en haut vers la droite on retrouve C2H6 ou éthane ainsi que CH3COOH acide acétique ou vinaigre. Un peu plus bas la molécule H2 s’est agrippée à un grain de poussière noté GR puis s’en échappe en H2+ , elle a perdu son électron. En haut à droite nous retrouvons CH4 le méthane puis C2H4 l’éthène avec deux atomes de carbone en gris et deux hydrogènes en rouge attachés à chacun d’eux ; on rencontre toujours les petits grains de poussière GR sur lesquels deux hydrogènes s’accrochent pour former la molécule H2. Nous redescendons lentement et nous trouvons H2CO le formaldéhyde avec un oxygène lié à un carbone auquel se rattachent deux hydrogènes en rouge. Juste dessous les molécules HCO et OH donnent l’eau H2O et CO, puis nous rencontrons CH3COOH acide acétique (à nouveau le vinaigre!) Nous poursuivons plus bas entre les grains de poussière et les ions H3 auxquels les photons ultraviolets en ondes roses arrachent l’électron au bout de la flèche jaune.

Toujours au bord de l’œuvre en redescendant une molécule d’eau H2O, puis nous croisons l’hydrogène moléculaire : un H2 et un H2+ donnent H3+ et H, puis l’ammoniac NH3 (azote en rose entouré des trois hydrogènes en billes rouges), voici à nouveau l’éthanol CH3CH2OH, plus bas H3+ et H2+ viennent de perdre leur électron arraché par les photons roses. Nous arrivons bientôt en bas de l’œuvre à droite : à nouveau apparaît la réaction H2+ + H2 qui donne H3+ + H : un hydrogène de H2 se colle à H2+ qui devient H3+ ; tout à côté à droite on trouve CH3COOH ainsi que HCOOH ou acide formique, puis CH3 + H donne CH4 le méthane. Toujours en bas à droite au bord de la nébuleuse un photon ultraviolet arrive sur H2 qui devient H2+ + e : l’électron est arraché. Juste dessous les ions H3+ ont eux aussi perdu un électron ; à côté de l’ammoniac NH3 on retrouve l’éthanol CH3CH2OH,en compagnie de la réaction suivante : un carbone C + un oxygène O + 3H2 + e donnent CO + 4H (4 hydrogènes) + H2 + e. HCOOH ou acide formique apparaît à côté des ions H3+ ainsi que de la molécule d’eau. On retrouve dessous le vinaigre CH3COOH ainsi que NaCl le chlorure de sodium (le sel). Tout en bas voici le méthane CH4 ainsi que l’éthane C2H6 avec ses deux carbones entourés de six hydrogènes. Nous nous dirigeons tout en bas de droite à gauche et nous retrouvons H2CO le formaldéhyde puis la réaction CH3 + O qui donne HCO + H2 : deux hydrogènes de CH3 vont former un hydrogène moléculaire H2 tandis qu’un hydrogène H reste collé au carbone et à l’oxygène.

Puis à nouveau les photons ultraviolets cette fois ci en colori rose foncé/pourpre arrivent sur H2 et lui arrachent l’électron. Vers le bas à gauche nous retrouvons CH3 + H qui donne le méthane CH4. Puis H2 et H2+ donnent H3+ + H. Tout en bas à gauche voici la molécule HNCO qui associée à l’eau H2O donne CO2 et NH3 : les deux hydrogènes de H2O se sont collés à l’azote et donnent NH3. Complètement en bas et à gauche l’ion H3+ et O …

Au dessus à gauche l’ion H3+ + C le carbone donnent CH2+ + H. Juste au dessus un photon rose arrive sur H2 qui devient H2+, l’électron est éjecté au bout de la flèche jaune.

Voilà j’espère que cette promenade vous a permis de découvrir la nébuleuse Dumbbell, sa bulle interne, sa chimie ainsi que quelques unes des nombreuses molécules détectées dans le milieu interstellaire et les enveloppes circumstellaires.