vignette|300px|right|À 650 al, la nébuleuse de l'Hélice, NGC 7293, est une des nébuleuses planétaires les plus proches de la Terre. vignette|300px|right|Cette même nébuleuse de l'Hélice vue en infrarouge par le télescope spatial Spitzer.
Une nébuleuse planétaire est un corps céleste qui ressemble à un disque d'aspect nébuleux lorsqu'il est observé à basse résolution. En raison de cet aspect, semblable à celui de la planète Uranus quand elle a été découverte, l'adjectif « planétaire » lui a été attaché, et il a été depuis maintenu pour conserver l'uniformité historique. À partir d'observations plus détaillées (en particulier spectroscopiques), on sait maintenant que les nébuleuses planétaires n'ont en fait aucun rapport avec les planètes.
Il s'agit d'une nébuleuse en émission constituée d'une coquille de gaz en expansion éjectée d'une étoile en fin de vie, en transition de l'état de géante rouge à l'état de naine blanche pendant la branche asymptotique des géantes. Quand une petite étoile (moins de huit masses solaires) achève de consommer son hydrogène, puis son hélium, son cœur s'effondre pour former une naine blanche, tandis que les couches externes sont expulsées par la pression de rayonnement. Ce sont des objets qui évoluent assez rapidement.
Ces gaz forment un nuage de matière qui s'étend autour de l'étoile à une vitesse d'expansion de (). Ce nuage est ionisé par les photons ultraviolets émis par l'étoile qui est devenue très chaude (). L'énergie ainsi acquise par le gaz est réémise sous forme de lumière de moindre énergie, notamment dans le domaine du visible.
On connaît environ dans notre galaxie. Elles jouent un rôle crucial pour la composition chimique de l'Univers, en expulsant dans le milieu interstellaire les éléments qui ont été synthétisés pendant la vie de l'étoile.
Les nébuleuses planétaires sont souvent très colorées, et leurs images sont parmi les plus spectaculaires. Un des exemples célèbres de ce type d'objet est la nébuleuse de l'Anneau située dans la constellation de la Lyre, d'où son autre appellation : nébuleuse de la Lyre.
Histoire vignette|230px|Nébuleuse de l'Haltère.
Les nébuleuses planétaires sont en général des objets de faible brillance, invisibles à l'œil nu. La première nébuleuse planétaire découverte est la nébuleuse de l'Haltère dans la constellation du Petit Renard, observée par Charles Messier en 1764 et enregistrée sous le numéro M27 dans son catalogue d'objets diffus. Le terme de « planétaire » est proposé la première fois par William Herschel en 1785, lors de sa découverte de NGC 7009, en raison de la ressemblance visuelle entre ces objets qu'il classait et la planète qu'il venait de découvrir, à savoir UranusPlanetary Nebulae.
La nature des nébuleuses planétaires reste inconnue jusqu'aux premières observations spectroscopiques, au milieu du . William Huggins est l'un des premiers astronomes à étudier le spectre des objets astronomiques en dispersant leur lumière à l'aide d'un prisme W. Huggins, W.A. Miller, On the Spectra of some of the Nebulae, Philosophical Transactions of the Royal Society of London, vol. 154, pp. 437, 1864.. Ses observations des étoiles montrent un spectre continu sur lequel apparaissent des lignes sombres (raies d'absorption).
D'autre part, lorsqu'il étudie la nébuleuse de l'Œil de Chat en 1864, il rencontre un spectre totalement différent : trois raies d'émission se dégagent sur un continu quasiment nul, montrant qu'il s'agit de gaz de faible densité. Une des raies est attribuée à l'hydrogène, mais les deux autres, dont la plus intense se trouve à une longueur d'onde de 500,7 nanomètres, ne correspondaient à aucune émission d'élément connu sur Terre. Il attribue donc cette émission à un nouvel élément, le nébulium, suivant l'exemple de l'hélium qui avait été découvert pour la première fois dans le spectre solaire.
Néanmoins, alors que l'hélium est isolé sur Terre quelques années après sa découverte par les astronomes, l'énigme du nébulium résiste encore longtemps aux physiciens qui n'arrivent pas à l'isoler sur Terre. En 1927, l'astronome hollandais Herman Zanstra utilise la mécanique quantique pour expliquer les raies d'hydrogène dans les nébuleuses diffuses, dont les nébuleuses planétaires. Les atomes d'hydrogène sont ionisés par la lumière ultra-violette émise par une étoile centrale, et c'est la recombinaison de ces ions avec des électrons libres, reformant des atomes d'hydrogène, qui produit l'émission des raies d'hydrogèneKenneth R. Lang A companion to Astronomy and Astrophysics Springer 2006. p. 265.
En 1928, Ira Bowen montre que les raies du "nébulium" sont générées par l'ionisation des atomes d'oxygène et d'azote émettant des raies de transition interdite, aboutissant à de l'oxygène doublement ionisé.
Formation et évolution vignette|gauche|250px|Illustration de la formation des nébuleuses planétaires par éjections successives. Premier vent : flèches rouges, deuxième vent : flèches bleues. Les nébuleuses planétaires sont le résultat de l'évolution des étoiles de masse intermédiaire (entre 0,8 et 8 fois la masse du Soleil). Après avoir passé de plusieurs dizaines de millions à une dizaine de milliards d'annéesVoir Évolution stellaire. à transformer de l'hydrogène en hélium en leur cœur, ces étoiles arrivent à la fin de leur réserve d'hydrogène et n'ont donc plus de quoi produire l'énergie nécessaire pour contrebalancer la force gravitationnelle qui tend à les faire s'effondrer sur elles-mêmes. Le noyau de l'étoile s'effondre lentement, augmentant sa température (de quelques dizaines à une centaine de millions de kelvins), de nouvelles fusions ont alors lieu, l'hélium se transformant en carbone. Les couches externes de l'étoile subissent alors une forte pression et sont expulsées sous forme d'un vent assez lent et dense.
L'étoile devient une géante rouge, et sa température de surface décroîtCar son rayon croît, voir loi de Stefan-Boltzmann.. L'étoile se compose alors de deux parties : l'étoile proprement dite au centre, qui peu à peu évolue vers une naine blanche, entourée d'une nébuleuse en expansion. On suppose une deuxième phase de vent, cette fois rapide et peu dense, qui compresse la première enveloppe éjectée et lui donne sa forme et sa structure de coquille assez fine.
L'étoile au centre continue sa contraction au fur et à mesure que de la matière est éjectée et sa température de surface augmente jusqu'à passer au-dessus de . À partir de cette température, elle émet une quantité appréciable de photons capables de photoioniser la nébuleuse qui l'entoure. Les photons doivent avoir une énergie supérieure à 13,6 eV, ou 1 Ry, ou encore une longueur d'onde inférieure à Voir le changement dans la distribution d'énergie des photons émis par un corps noir en fonction de sa température.. En effet, pour « voir » la nébuleuse planétaire, il faut qu'elle émette de la lumière, ce qu'elle fait dès qu'elle est photoionisée par l'étoile centrale.
C'est à partir de ce moment que l'on peut parler de nébuleuse planétaire. L'étoile initiale a une masse comprise entre 0,8 et 8 fois la masse du Soleil, la naine blanche résultant de l'évolution a une masse entre 0,5 et 1,4 masse solaire : la majeure partie de l'étoile initiale a donc été réinjectée dans le milieu interstellaireFigure 4 de A. Buzzoni, M. Arnaboldi, R. Corradi, Planetary nebulae as tracers of galaxy stellar populations, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 368, Issue 2, pp. 877-894, 05/2006..
L'évolution est ensuite assez rapide, , l'étoile centrale se refroidit en dessous de la température correspondant à l'émission de photons ionisants, en même temps que la nébuleuse se dissout dans le milieu interstellaire, non sans l'ensemencer des produits des fusions qui ont eu lieu dans la zone externe du cœur de l'étoile avant cette fin.
Caractéristiques Durée de vie Le phénomène nébuleuse planétaire est assez éphémère, il ne dure que quelque années E. Villaver, L. Stanghellini, The Survival of Planetary Nebulae in the Intracluster Medium, The Astrophysical Journal, Volume 632, Issue 2, pp. 854-858, 10/2005.. La fin de la nébuleuse planétaire provient d'une part du refroidissement de l'objet central qui finit par ne plus émettre les photons extrême UV capables de ioniser la nébuleuse et d'autre part de la dilution du gaz constituant la nébuleuse, celle-ci étant en expansion à une vitesse typique de 10 kilomètres par seconde.
Nombre et distribution Parmi les quelque 200 à 400 milliards d'étoiles que compte notre Galaxie, il n'a été détecté qu'environ 1500 nébuleuses planétaires Edinburgh/AAO/Strasbourg Catalog of Galactic Planetary Nebulae. J. Shiode, D. Clemens, K.A. Janes, A. Pinnick, Missing Galactic PNe: [S III] Imaging Survey, eprint arXiv:astro-ph/0605545, 05/2006.. Ceci est dû à la très courte durée de vie du phénomène comparé à la durée de vie des étoiles elles-mêmes.
On arrive également à les détecter dans d'autres galaxies, en utilisant des images obtenues aux longueurs d'onde typiques des nébuleuses planétaires (par exemple , soit 5007 Å) et en les comparant aux images obtenues dans des longueurs d'onde proches : les nébuleuses planétaires (ainsi que les régions HII) apparaissent dans les premières mais pas dans les secondes images Robin Ciardullo Planetary Nebulae as Probes of Stellar Populations, eprint arXiv:astro-ph/0605063, 05/2006. Q.A Parker, R. Shaw Extragalactic Planetary Nebulae: Observational Challenges & Future Prospects, eprint arXiv:astro-ph/0412176, 12/2004..
L'étude des nébuleuses planétaires extra-galactiques apporte des informations sur, par exemple, les gradients d'abondances Roberto D.D. Costa, Walter J. Maciel, Planetary nebulae as probes for galactic chemical evolution, eprint arXiv:astro-ph/0604586, 04/2006.. Toutes les nébuleuses planétaires d'une même galaxie (extérieure à la nôtre) sont quasiment à la même distance de l'observateur.
Morphologie
Par morphologie, on désigne généralement l'aspect apparent vu au foyer d'un télescope, en lumière « totale », i.e. dans la gamme que l'atmosphère terrestre veut bien laisser passer. Cette gamme comprend toutes les couleurs comprises entre le violet (autour de Å) et le rouge (autour de la longueur d'onde Å). Les recherches en imagerie monochromatiquecf. images monochromatiques dans HUA C.T. http://www.oamp.fr/people/trung ont mis en évidence le fait que suivant les ions chimiques, la nébuleuse planétaire ne présente pas toujours la même morphologie. Par exemple, il en existe qui sont dites « hydrogène-déficientes », tandis que d'autres n'ont pas de trace de la raie [NII] à Å de l'azote une fois ionisé. En plus de ce problème de stratification en abondance, le stade d'évolution de l'étoile centrale joue un grand rôle dans la structure d'ionisation de l'enveloppe nébulaire environnante. C'est pour pouvoir séparer distinctement les contributions effectives de l'hydrogène (via la raie H alpha à Å) et de l'émission de l'azote (via la raie Å, à seulement 20 Å) que l'équipe du Laboratoire d'Astronomie Spatiale CNRS comme d'autres équipes utilisait exclusivement des filtres interférentiels très sélectifs (delta lambda de l'ordre de 8 à 10 Å).
Les nébuleuses planétaires ont d'abord été observées comme des anneaux diffus (rappelant les planètes, d'où leur nom, dû à William Herschel), puis furent considérées comme des coquilles projetées sur le plan du ciel quand leur nature fut explicitée.