Nébuleuse planétaire - Planetary nebula

Image composite radiographique/optique de la nébuleuse de l'œil de chat (NGC 6543)

NGC 6326 , une nébuleuse planétaire avec des volutes rougeoyantes de gaz jaillissant qui sont éclairées par une étoile centrale binaire

Une nébuleuse planétaire ( PN , pluriel PNe ) est un type de nébuleuse en émission constituée d'une enveloppe brillante et en expansion de gaz ionisé éjecté par les étoiles géantes rouges à la fin de leur vie.

Le terme "nébuleuse planétaire" est un terme impropre car ils n'ont aucun rapport avec les planètes . Le terme provient de la forme ronde en forme de planète de ces nébuleuses observées par les astronomes à travers les premiers télescopes . Le premier usage peut avoir eu lieu au cours des années 1780 avec l'astronome anglais William Herschel qui a décrit ces nébuleuses comme ressemblant à des planètes ; cependant, dès janvier 1779, l'astronome français Antoine Darquier de Pellepoix décrit dans ses observations de la nébuleuse de l' Anneau , "très faible mais parfaitement dessinée ; elle est aussi grande que Jupiter et ressemble à une planète qui s'efface". Bien que l'interprétation moderne soit différente, l'ancien terme est toujours utilisé.

Toutes les nébuleuses planétaires se forment à la fin de la vie d'une étoile de masse intermédiaire, environ 1 à 8 masses solaires. On s'attend à ce que le Soleil forme une nébuleuse planétaire à la fin de son cycle de vie. Ce sont des phénomènes de courte durée, pouvant durer quelques dizaines de millénaires, par rapport aux phases considérablement plus longues de l' évolution stellaire . Une fois que toute l'atmosphère de la géante rouge a été dissipée, le rayonnement ultraviolet énergétique du noyau lumineux chaud exposé, appelé noyau de nébuleuse planétaire (PNN), ionise le matériau éjecté. La lumière ultraviolette absorbée énergise ensuite la coquille de gaz nébuleux autour de l'étoile centrale, la faisant apparaître comme une nébuleuse planétaire aux couleurs vives.

Les nébuleuses planétaires jouent probablement un rôle crucial dans l' évolution chimique de la Voie lactée en expulsant des éléments dans le milieu interstellaire depuis les étoiles où ces éléments ont été créés. Des nébuleuses planétaires sont observées dans des galaxies plus éloignées , fournissant des informations utiles sur leurs abondances chimiques.

À partir des années 1990, les images du télescope spatial Hubble ont révélé que de nombreuses nébuleuses planétaires ont des morphologies extrêmement complexes et variées. Environ un cinquième sont à peu près sphériques, mais la majorité ne sont pas à symétrie sphérique. Les mécanismes qui produisent une telle variété de formes et de caractéristiques ne sont pas encore bien compris, mais les étoiles centrales binaires , les vents stellaires et les champs magnétiques peuvent jouer un rôle.

Observations

NGC 7293, la nébuleuse de l' Hélice .

NGC 2392, la nébuleuse du Lion .

Découverte

La première nébuleuse planétaire découverte (bien que pas encore appelée comme telle) était la nébuleuse de l' haltère dans la constellation de Vulpecula . Il a été observé par Charles Messier le 12 juillet 1764 et répertorié comme M27 dans son catalogue d'objets nébuleux. Pour les premiers observateurs équipés de télescopes à basse résolution, M27 et les nébuleuses planétaires découvertes par la suite ressemblaient aux planètes géantes comme Uranus . Dès janvier 1779, l'astronome français Antoine Darquier de Pellepoix décrivait dans ses observations de la Nébuleuse de l' Anneau , « une nébuleuse très terne, mais parfaitement dessinée ; aussi grande que Jupiter et ressemblant à une planète en voie de disparition ».

La nature de ces objets est restée incertaine. En 1782, William Herschel , découvreur d'Uranus, trouva la nébuleuse de Saturne (NGC 7009) et la décrivit comme "une curieuse nébuleuse, ou comment l'appeler autrement je ne sais pas". Il a décrit plus tard ces objets comme semblant être des planètes « du genre étoilé ». Comme l'a noté Darquier avant lui, Herschel a découvert que le disque ressemblait à une planète mais qu'il était trop faible pour en être un. En 1785, Herschel écrit à Jérôme Lalande :

Ce sont des corps célestes dont nous n'avons pas encore une idée claire et qui sont peut-être d'un type tout différent de ceux que nous connaissons dans le ciel. J'en ai déjà trouvé quatre qui ont un diamètre visible compris entre 15 et 30 secondes. Ces corps semblent avoir un disque qui ressemble un peu à une planète, c'est-à-dire d'un éclat égal partout, rond ou un peu ovale, et à peu près aussi bien défini que le disque des planètes, d'une lumière assez forte pour être visibles avec un télescope ordinaire d'un pied seulement, pourtant ils n'ont que l'apparence d'une étoile d'environ la neuvième magnitude.

Il les a attribués à la classe IV de son catalogue de "nébuleuses", répertoriant finalement 78 "nébuleuses planétaires", dont la plupart sont en fait des galaxies.

Herschel a utilisé le terme « nébuleuses planétaires » pour ces objets. L'origine de ce terme n'est pas connue. L'étiquette « nébuleuse planétaire » s'est enracinée dans la terminologie utilisée par les astronomes pour catégoriser ces types de nébuleuses, et est toujours utilisée par les astronomes aujourd'hui.

Spectres

La nature des nébuleuses planétaires est restée inconnue jusqu'à ce que les premières observations spectroscopiques aient été faites au milieu du 19e siècle. Utilisant un prisme pour disperser leur lumière, William Huggins fut l'un des premiers astronomes à étudier les spectres optiques des objets astronomiques.

Le 29 août 1864, Huggins fut le premier à analyser le spectre d'une nébuleuse planétaire lorsqu'il observa la nébuleuse de l'œil de chat . Ses observations d'étoiles avaient montré que leur spectre consistait en un continuum de rayonnement avec de nombreuses lignes sombres superposées. Il a découvert que de nombreux objets nébuleux tels que la nébuleuse d'Andromède (comme on l'appelait alors) avaient des spectres assez similaires. Cependant, lorsque Huggins a regardé la nébuleuse de l' Eyeil de chat , il a trouvé un spectre très différent. Plutôt qu'un fort continuum avec des raies d'absorption superposées, la nébuleuse de l' Eyeil de chat et d'autres objets similaires ont montré un certain nombre de raies d'émission . Le plus brillant d'entre eux était à une longueur d'onde de 500,7  nanomètres , ce qui ne correspondait à aucune ligne d'un élément connu.

Au début, on a émis l'hypothèse que la ligne pourrait être due à un élément inconnu, nommé nébulium . Une idée similaire avait conduit à la découverte de l' hélium grâce à l'analyse du spectre du Soleil en 1868. Alors que l'hélium a été isolé sur Terre peu après sa découverte dans le spectre du Soleil, le « nébulium » ne l'était pas. Au début du 20e siècle, Henry Norris Russell a proposé que, plutôt que d'être un nouvel élément, la ligne à 500,7 nm était due à un élément familier dans des conditions inconnues.

Les physiciens ont montré dans les années 1920 que dans le gaz à des densités extrêmement faibles, les électrons peuvent occuper des niveaux d'énergie métastable excités dans des atomes et des ions qui seraient autrement désexcités par des collisions qui se produiraient à des densités plus élevées. Les transitions électroniques à partir de ces niveaux dans les ions d' azote et d' oxygène ( O ⁺ , O ²⁺ (alias O  iii ) et N ⁺ ) donnent naissance à la raie d'émission de 500,7 nm et à d'autres. Ces raies spectrales, qui ne sont visibles que dans les gaz à très faible densité, sont appelées raies interdites . Des observations spectroscopiques ont ainsi montré que les nébuleuses étaient constituées de gaz extrêmement raréfié.

La nébuleuse planétaire NGC 3699 se distingue par un aspect tacheté irrégulier et une faille sombre.

Étoiles centrales

Les étoiles centrales des nébuleuses planétaires sont très chaudes. Ce n'est que lorsqu'une étoile a épuisé la majeure partie de son combustible nucléaire qu'elle peut s'effondrer à une petite taille. Les nébuleuses planétaires sont comprises comme l'étape finale de l' évolution stellaire . Les observations spectroscopiques montrent que toutes les nébuleuses planétaires sont en expansion. Cela a conduit à l'idée que les nébuleuses planétaires étaient causées par les couches externes d'une étoile projetées dans l'espace à la fin de sa vie.

Observations modernes

Vers la fin du 20e siècle, les améliorations technologiques ont contribué à approfondir l'étude des nébuleuses planétaires. Les télescopes spatiaux ont permis aux astronomes d'étudier des longueurs d'onde lumineuses en dehors de celles que l'atmosphère terrestre transmet. Les études infrarouges et ultraviolettes des nébuleuses planétaires ont permis des déterminations beaucoup plus précises des températures , des densités et des abondances élémentaires des nébuleuses . La technologie des dispositifs à couplage de charge a permis de mesurer avec précision des raies spectrales beaucoup plus faibles qu'auparavant. Le télescope spatial Hubble a également montré que si de nombreuses nébuleuses semblent avoir des structures simples et régulières lorsqu'elles sont observées depuis le sol, la très haute résolution optique pouvant être atteinte par les télescopes au-dessus de l' atmosphère terrestre révèle des structures extrêmement complexes.

Dans le cadre de la classification spectrale Morgan Keenan schéma, Les nébuleuses planétaires sont classés comme Type- P , bien que cette notation est rarement utilisée dans la pratique.

Origines

Simulation informatique de la formation d'une nébuleuse planétaire à partir d'une étoile avec un disque déformé, montrant la complexité qui peut résulter d'une petite asymétrie initiale.

Étoiles de plus de 8  masses solaires (M _⊙ ) finiront probablement leur vie en dramatiques supernovae explosions, tandis que les nébuleuses planétaires se produisent apparemment seulement à la fin de la vie des étoiles de masse intermédiaire et faible entre 0,8 M _⊙ à 8,0 M _⊙ . Les étoiles progénitrices qui forment des nébuleuses planétaires passeront la majeure partie de leur vie à convertir leur hydrogène en hélium dans le noyau de l'étoile par fusion nucléaire à environ 15 millions de K . Cette énergie générée crée une pression vers l'extérieur à partir des réactions de fusion dans le noyau, équilibrant les pressions intérieures écrasantes de la gravité de l'étoile. Cet état d'équilibre est connu sous le nom de séquence principale , qui peut durer des dizaines de millions à des milliards d'années, selon la masse.

Lorsque la source d'hydrogène dans le noyau commence à diminuer, la gravité commence à comprimer le noyau, provoquant une élévation de la température jusqu'à environ 100 millions de K. Des températures de noyau plus élevées entraînent alors l'expansion des couches externes plus froides de l'étoile pour créer des étoiles géantes rouges beaucoup plus grandes. Cette phase finale provoque une augmentation spectaculaire de la luminosité stellaire, où l'énergie libérée est répartie sur une surface beaucoup plus grande, ce qui entraîne en fait une baisse de la température moyenne de surface. En termes d' évolution stellaire , les étoiles subissant de telles augmentations de luminosité sont connues sous le nom d' étoiles à branches géantes asymptotiques (AGB). Durant cette phase, l'étoile peut perdre 50 à 70 % de sa masse totale à cause de son vent stellaire .

Pour les étoiles à branches géantes asymptotiques plus massives qui forment des nébuleuses planétaires, dont les progéniteurs dépassent environ 3M _⊙ , leurs noyaux continueront à se contracter. Lorsque les températures atteignent environ 100 millions de K, les noyaux d'hélium disponibles fusionnent en carbone et en oxygène , de sorte que l'étoile recommence à rayonner de l'énergie, arrêtant temporairement la contraction du noyau. Cette nouvelle phase de combustion de l'hélium (fusion des noyaux d'hélium) forme un noyau interne croissant de carbone inerte et d'oxygène. Au-dessus se trouve une fine coquille brûlant de l'hélium, entourée à son tour par une coquille brûlant de l'hydrogène. Cependant, cette nouvelle phase ne dure que 20 000 ans environ, une période très courte par rapport à toute la durée de vie de l'étoile.

L'évacuation de l'atmosphère se poursuit sans relâche dans l'espace interstellaire, mais lorsque la surface extérieure du noyau exposé atteint des températures dépassant environ 30 000 K, il y a suffisamment de photons ultraviolets émis pour ioniser l'atmosphère éjectée, faisant briller le gaz comme une nébuleuse planétaire.

Durée de vie

La nébuleuse du collier se compose d'un anneau brillant, mesurant environ deux années-lumière de diamètre, parsemé de nœuds de gaz denses et brillants qui ressemblent à des diamants dans un collier. Les nœuds brillent brillamment en raison de l'absorption de la lumière ultraviolette des étoiles centrales.

Après qu'une étoile ait traversé la phase de branche géante asymptotique (AGB), la courte phase de nébuleuse planétaire de l'évolution stellaire commence lorsque des gaz s'échappent de l'étoile centrale à des vitesses de quelques kilomètres par seconde. L'étoile centrale est le vestige de son ancêtre AGB, un noyau carbone-oxygène dégénéré par électrons qui a perdu la majeure partie de son enveloppe d'hydrogène en raison de la perte de masse sur l'AGB. Au fur et à mesure que les gaz se dilatent, l'étoile centrale subit une évolution en deux étapes, d'abord de plus en plus chaude à mesure qu'elle continue de se contracter et des réactions de fusion d'hydrogène se produisent dans la coque autour du noyau, puis se refroidissant lentement lorsque la coque d'hydrogène est épuisée par fusion et perte de masse. Dans la deuxième phase, il rayonne son énergie et les réactions de fusion cessent, car l'étoile centrale n'est pas assez lourde pour générer les températures centrales nécessaires à la fusion du carbone et de l'oxygène. Pendant la première phase, l'étoile centrale maintient une luminosité constante, alors qu'en même temps elle devient de plus en plus chaude, atteignant finalement des températures autour de 100 000 K. Dans la deuxième phase, elle se refroidit tellement qu'elle ne dégage pas assez de rayonnement ultraviolet pour ioniser le nuage de gaz de plus en plus éloigné. L'étoile devient une naine blanche et le nuage de gaz en expansion devient invisible pour nous, mettant fin à la phase d'évolution de la nébuleuse planétaire. Pour une nébuleuse planétaire typique, environ 10 000 ans s'écoulent entre sa formation et la recombinaison du plasma résultant .

Rôle dans l'enrichissement galactique

ESO 455-10 est une nébuleuse planétaire située dans la constellation de Scorpion (Le Scorpion).

Les nébuleuses planétaires pourraient jouer un rôle très important dans l'évolution galactique. Les étoiles nouvellement nées se composent presque entièrement d' hydrogène et d' hélium , mais à mesure que les étoiles évoluent à travers la phase de branche géante asymptotique , elles créent des éléments plus lourds via la fusion nucléaire qui sont finalement expulsés par de forts vents stellaires . Les nébuleuses planétaires contiennent généralement de plus grandes proportions d'éléments tels que le carbone , l' azote et l' oxygène , et ceux-ci sont recyclés dans le milieu interstellaire via ces vents puissants. De cette façon, les nébuleuses planétaires enrichissent considérablement la Voie lactée et leurs nébuleuses avec ces éléments plus lourds - collectivement connus par les astronomes sous le nom de métaux et spécifiquement désignés par le paramètre de métallicité Z .

Les générations suivantes d'étoiles formées à partir de telles nébuleuses ont également tendance à avoir des métallicités plus élevées. Bien que ces métaux soient présents dans les étoiles en quantités relativement infimes, ils ont des effets marqués sur l' évolution stellaire et les réactions de fusion. Lorsque les étoiles se sont formées plus tôt dans l' univers, elles contenaient théoriquement de plus petites quantités d'éléments plus lourds. Des exemples connus sont les étoiles pauvres en métal de la Population II . (Voir Population stellaire .) L'identification du contenu en métallicité stellaire est trouvée par spectroscopie .

Caractéristiques

Caractéristiques physiques

NGC 6720, la nébuleuse de l' Anneau

Nébuleuse de la tranche de citron (IC 3568).

Une nébuleuse planétaire typique mesure environ une année-lumière de diamètre et se compose de gaz extrêmement raréfié, avec une densité généralement de 100 à 10 000 particules par cm ³ . (En comparaison, l'atmosphère terrestre contient 2,5 × 10 ¹⁹ particules par cm ³ .) Les jeunes nébuleuses planétaires ont les densités les plus élevées, parfois aussi élevées que 10 ⁶ particules par cm ³ . À mesure que les nébuleuses vieillissent, leur expansion entraîne une diminution de leur densité. Les masses des nébuleuses planétaires vont de 0,1 à 1  masse solaire .

Le rayonnement de l'étoile centrale chauffe les gaz à des températures d'environ 10 000  K . La température du gaz dans les régions centrales est généralement beaucoup plus élevée qu'à la périphérie atteignant 16 000 à 25 000 K. Le volume à proximité de l'étoile centrale est souvent rempli d'un gaz (coronal) très chaud ayant une température d'environ 1 000 000 K. Ce gaz provient de la surface de l'étoile centrale sous la forme du vent stellaire rapide.

Les nébuleuses peuvent être décrites comme étant limitées par la matière ou par le rayonnement . Dans le premier cas, il n'y a pas assez de matière dans la nébuleuse pour absorber tous les photons UV émis par l'étoile, et la nébuleuse visible est totalement ionisée. Dans ce dernier cas, il n'y a pas assez de photons UV émis par l'étoile centrale pour ioniser tout le gaz environnant, et un front d'ionisation se propage vers l'extérieur dans l'enveloppe circumstellaire des atomes neutres.

Nombres et répartition

Environ 3000 nébuleuses planétaires sont maintenant connues pour exister dans notre galaxie, sur 200 milliards d'étoiles. Leur durée de vie très courte par rapport à la durée de vie totale des étoiles explique leur rareté. Ils se trouvent principalement près du plan de la Voie lactée , avec la plus grande concentration près du centre galactique .

Morphologie

Lire les médias

Cette animation montre comment les deux étoiles au cœur d'une nébuleuse planétaire comme Fleming 1 peuvent contrôler la création des spectaculaires jets de matière éjectés de l'objet.

Seulement environ 20 % des nébuleuses planétaires sont à symétrie sphérique (par exemple, voir Abell 39 ). Une grande variété de formes existent avec des formes très complexes observées. Les nébuleuses planétaires sont classées par différents auteurs en : stellaire, disque, anneau, irrégulière, hélicoïdale, bipolaire , quadripolaire et autres, bien que la majorité d'entre elles n'appartiennent qu'à trois types : sphérique, elliptique et bipolaire. Les nébuleuses bipolaires sont concentrées dans le plan galactique , probablement produites par des étoiles progénitrices massives relativement jeunes ; et les bipolaires dans le renflement galactique semblent préférer orienter leurs axes orbitaux parallèlement au plan galactique. D'autre part, les nébuleuses sphériques sont probablement produites par de vieilles étoiles semblables au Soleil.

La grande variété de formes est en partie due à l'effet de projection : la même nébuleuse vue sous différents angles apparaîtra différemment. Néanmoins, la raison de la grande variété de formes physiques n'est pas entièrement comprise. Les interactions gravitationnelles avec les étoiles compagnes si les étoiles centrales sont des étoiles binaires peuvent être une cause. Une autre possibilité est que les planètes perturbent le flux de matière loin de l'étoile lorsque la nébuleuse se forme. Il a été déterminé que les étoiles les plus massives produisent des nébuleuses de forme plus irrégulière. En janvier 2005, les astronomes ont annoncé la première détection de champs magnétiques autour des étoiles centrales de deux nébuleuses planétaires et ont émis l'hypothèse que ces champs pourraient être partiellement ou totalement responsables de leurs formes remarquables.

Adhésion à des clusters

Abell 78, télescope de 24 pouces sur le mont Lemmon, AZ. Avec l'aimable autorisation de Joseph D. Schulman.

Des nébuleuses planétaires ont été détectées comme membres de quatre amas globulaires galactiques : Messier 15 , Messier 22 , NGC 6441 et Palomar 6 . Les preuves indiquent également la découverte potentielle de nébuleuses planétaires dans les amas globulaires de la galaxie M31 . Cependant, il n'y a actuellement qu'un seul cas de nébuleuse planétaire découverte dans un amas ouvert sur lequel des chercheurs indépendants se sont mis d'accord. Ce cas concerne la nébuleuse planétaire PHR 1315-6555 et l'amas ouvert Andrews-Lindsay 1. En effet, de par l'appartenance à l'amas, PHR 1315-6555 possède l'une des distances les plus précises établies pour une nébuleuse planétaire (c'est-à-dire une solution de distance à 4%) . Les cas de NGC 2818 et NGC 2348 dans Messier 46 présentent des vitesses discordantes entre les nébuleuses planétaires et les amas, ce qui indique qu'il s'agit de coïncidences en ligne de mire. Un sous-échantillon de cas provisoires pouvant potentiellement être des paires cluster/PN comprend Abell 8 et Bica 6, et He 2-86 et NGC 4463.

Les modèles théoriques prédisent que des nébuleuses planétaires peuvent se former à partir d' étoiles de la séquence principale d'entre une et huit masses solaires, ce qui place l'âge de l'étoile progénitrice à plus de 40 millions d'années. Bien qu'il existe quelques centaines d'amas ouverts connus dans cette tranche d'âge, diverses raisons limitent les chances de trouver une nébuleuse planétaire à l'intérieur. Pour une raison, la phase de nébuleuse planétaire pour les étoiles plus massives est de l'ordre du millénaire, ce qui est un clin d'œil en termes astronomiques. De plus, en partie à cause de leur faible masse totale, les amas ouverts ont une cohésion gravitationnelle relativement faible et ont tendance à se disperser après un temps relativement court, généralement de 100 à 600 millions d'années.

Problèmes actuels dans les études de nébuleuses planétaires

Les distances aux nébuleuses planétaires sont généralement mal déterminées. Il est possible de déterminer les distances jusqu'à la nébuleuse planétaire la plus proche en mesurant leurs taux d'expansion. Des observations à haute résolution prises à plusieurs années d'intervalle montreront l'expansion de la nébuleuse perpendiculairement à la ligne de visée, tandis que les observations spectroscopiques du décalage Doppler révéleront la vitesse d'expansion dans la ligne de visée. La comparaison de l'expansion angulaire avec la vitesse d'expansion dérivée révélera la distance à la nébuleuse.

La question de savoir comment une telle diversité de formes nébuleuses peut être produite est un sujet discutable. Il est théorisé que les interactions entre les matériaux s'éloignant de l'étoile à différentes vitesses donnent naissance à la plupart des formes observées. Cependant, certains astronomes postulent que des étoiles centrales binaires proches pourraient être responsables des nébuleuses planétaires plus complexes et extrêmes. Il a été démontré que plusieurs d'entre elles présentent de forts champs magnétiques, et leurs interactions avec le gaz ionisé pourraient expliquer certaines formes de nébuleuses planétaires.

Il existe deux méthodes principales pour déterminer l' abondance des métaux dans les nébuleuses. Celles-ci reposent sur des lignes de recombinaison et des lignes excitées par collision. Des écarts importants sont parfois observés entre les résultats dérivés des deux méthodes. Cela peut s'expliquer par la présence de faibles fluctuations de température au sein des nébuleuses planétaires. Les écarts peuvent être trop importants pour être causés par des effets de température, et certains émettent l'hypothèse de l'existence de nœuds froids contenant très peu d'hydrogène pour expliquer les observations. Cependant, de tels nœuds n'ont pas encore été observés.

Galerie

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  Une paire d'étoiles vieillissantes sculpte la forme spectaculaire d'une nébuleuse planétaire.
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  Petite nébuleuse planétaire NGC 6886 .
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  Cette magnifique image ressemble à une tache d'encre de l'espace qui a été maculée par une empreinte de pouce céleste géante.
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  La nébuleuse planétaire Sh2-42 dans la constellation du Sagittaire

Voir également

• Branche géante asymptotique
• Échelle de distance cosmique
• Région d'émission rapide à faible ionisation
• Reste Nova
• Étoile PG 1159 ( prédégénérée )
• Nébuleuse protoplanétaire
• Vestige de supernova
• nain blanc
• Liste des nébuleuses planétaires

Les références

Citations

Sources citées

Lectures complémentaires

• Iliadis, Christian (2007), Physique nucléaire des étoiles. Manuel de physique , Wiley-VCH, pp. 18, 439–42, ISBN 978-3-527-40602-9
• Renzini, A. (1987), S. Torres-Peimbert (éd.), "Thermal pulses and the formation of planetary nebula shells", Proceedings of the 131st Symposium of the IAU , 131 : 391–400, Bibcode : 1989IAUS.. 131.391R

Liens externes

• Entrée dans l'Encyclopédie de l'astrobiologie, de l'astronomie et des vols spatiaux
• Communiqué de presse sur les récentes observations de la nébuleuse de l' Eyeil de chat
• Nébuleuses Planétaires , Pages SEDS Messier
• La première détection de champs magnétiques dans les étoiles centrales de quatre nébuleuses planétaires
• Nébuleuses planétaires—Informations et observations amateurs
• Nébuleuse planétaire sur arxiv.org