, également connue comme la nébuleuse du Spirographe, est une très petite nébuleuse planétaire dans la constellation du Lièvre. Son surnom vient des filaments en arcs de cercle trouvés sur les images du télescope spatial Hubble. Elle a été découverte en 1894 par William Wallace Campbell à l'observatoire de Lick.
Un modèle détaillé de l'étoile et de la nébuleuse ont permis de déterminer sa distance (estimée à , son âge (estimé à ) ainsi que la composition chimique de l'étoile et de la nébuleuse : un peu plus riche en carbone que le soleilA self-consistent stellar and 3D nebular model of planetary nebula IC 418 Morisset, C. & Georgiev, L. 2009, Astronomy and Astrophysics, 507, 1517-1530.
Observation Son petit diamètre et sa luminosité faible en font un objet difficile à résoudre et réservé en général aux télescopes d'au moins de diamètre, à partir de de grossissement. L'aspect non stellaire est alors bien visible. a été observé très en détail par de nombreux télescopes professionnels, dans de nombreux domaines de longueur d'onde. La taille apparente de la nébuleuse (et non de son étoile centrale) est de 0.2' x 0.2', ce qui nécessite un fort grossissement pour être vu.
Pour repérer son aspect stellaire, elle se situe à de Lambda Leporis. Sa magnitude apparente de 9.88 la rend totalement invisible à l'œil nu, mais l'aspect stellaire peut être vu avec un télescope amateur d'un grossissement d'environ . L'étoile centrale (l'aspect stellaire de l'objet), nommée ZZ Leporis, est, comme son nom l'indique, une étoile variable.
Nébuleuse planétaire est une très jeune nébuleuse planétaire. Si l'on prend en compte que sa vitesse d'expansion est proportionnelle, la nébuleuse doit s'être formée il y a , après qu'une géante rouge ait éjecté ses propres couches extérieures, et ait laissé une étoile AGB en perte de masse. En prenant en compte que son expansion est de , on peut en déduire que sa vitesse d'expansion est de .
Elle a une morphologie assez simple : tant au niveau optique que des ondes radio. Elle a une forme d'anneau elliptique avec un grand axe de et un petit axe de d'arc. Elle est entourée de plusieurs halos ionisés de bas niveaux qui sont eux-mêmes enfermés dans une enveloppe neutre avec une taille angulaire d'environ 2 minutes d'arc. Des estimations très divergentes de la distance à la nébuleuse planétaire ont été obtenus à l'aide de différentes méthodes statistiques. Malgré toutes les estimations de sa distance, un modèle détaillé sur la nébuleuse et son étoile suggère, avec les observations en rayons X du télescope spatial Chandra, d'une distance d'.
Elle est composée de nombreuses parties :
En son centre se situe tout un tas de structures gazeuses émanant des vents stellaires de ZZ Leporis (l'étoile centrale de la nébuleuse) et de coquilles et filaments de gaz. À l'extérieur se situe un système de couches très fines de gaz ionisé, telles qu'une région de photoionisation. Après ses coquilles se situent deux halos de gaz.
ZZ Leporis et étoiles de type ZZ Leporis
Variabilité et prototype
Les variations de ZZ Leporis sont dues à la rotation de l'étoile qui produit des vents stellaires très chauds qui masquent la luminosité de l'étoile. Cette particularité a été remarquée en 1990 par Bond & Ciardullo, et a permis à ZZ Leporis de devenir le prototype des étoiles variables de type ZZ Leporis. La cause de leur variabilité reste à comprendre. Les variations photométriques sont présentes sur deux échelles de temps, de l'ordre des jours et des heures. Les mécanismes les plus plausibles de la variabilité sont la pulsation ou les variations du taux de perte de masse stellaire, même si les deux sont sûrement liés.
Les variations de lumière induites par les systèmes binaires peuvent dans la plupart des cas être exclues en raison des formes de courbe de luminosité observées, de l'absence de périodicité dominante et de l'absence de changements de vitesse radiale correspondants.
La raison pour laquelle on peut s'attendre à ce que des pulsations soient présentes dans les étoiles de type ZZ Lep est évidente à partir de leurs positions dans le diagramme de Hertzsprung-Russell. Elles sont situées à l'intersection de la voie évolutive de la branche des géantes asymptotique avec la bande d'instabilité des pulsateurs β Cephei. En 1993, Rita Gautschy a montré que les modèles stellaires rappelant ces étoiles ont des modes propres de pulsations instables. La même année, Erik Zalewski a confirmé ces résultats et a montré que les modèles non linéaires dans la gamme de température des étoiles ZZ Lep subissent une variabilité assez complexe de la lumière et de la vitesse radiale sur des échelles de temps de plusieurs heures. Des études spectroscopiques ultraviolettes soutiennent l'idée que les variations sont créées par des vents stellaires, car toutes les étoiles ZZ Lep examinées ont en effet montré des preuves claires de vents variables. On pense que le comportement temporel des vents de ces étoiles de type ZZ Lep est similaire à celui des étoiles OB massives, et lié à la période de rotation stellaire et peut être enraciné à la photosphère.
Les vents entraînés par la pression de radiation des étoiles chaudes, que ce soit sur la séquence principale, en tant que supergéantes, étoiles Wolf-Rayet, semblent généralement présenter une grande variabilité.
Quelle que soit la cause de la variabilité des étoiles ZZ Lep, elle aura des implications pour les connaissances astrophysiques. Les étoiles de type ZZ Lep traversent le diagramme HR sur des échelles de temps de quelques milliers d'années sous l'effet de la perte de masse. Si les étoiles ZZ Lep pulsent, les mesures des changements de période d'oscillation pourraient limiter étroitement leur vitesse d'évolution. Les calculs de modèles impliquent que cette vitesse dépend fortement de la masse et que, par conséquent, les masses des étoiles de type ZZ Lep pourraient être déterminées avec précision. Si les variations lumineuses compliquées des étoiles ZZ Lep étaient dues à des pulsations, alors elles pourraient même être accessibles à l'astérosismologie. Les contraintes sur le comportement de perte de masse des étoiles de type ZZ Lep sont également un atout pour comprendre leur évolution, leurs caractéristiques spectrales et même pour la mise en forme des nébuleuses environnantes.
L'une des raisons pour lesquelles le mécanisme de variabilité des étoiles ZZ Lep est si difficile à identifier peut être leur comportement complexe en combinaison avec un manque de données à l'appui. Les observations au sol souffrent de lacunes dues aux interruptions de la lumière du jour, alors que le temps sur des télescopes assez grands ou des engins spatiaux ultraviolets nécessaires à la surveillance spectroscopique est très limité. De plus, les étoiles ZZ Lep sont plutôt faibles et entourées de nébuleuses brillantes qui compliquent les mesures et leur interprétation. En revanche, leurs variations se produisent sur des échelles de temps plus courtes que celles des étoiles de type O ou B, qui sont de l'ordre de , ce qui peut être un avantage observationnel.
ZZ Leporis est la seule étoile présente dans la zone de surveillance de la mission Kepler, ce qui fait que des mesures régulières sont possibles et envisagées. La plage de lumière des variations était de plusieurs centièmes de magnitude et l'échelle de temps de plusieurs heures, sans preuve claire d'une périodicité. La spectroscopie en ultraviolet a révélé la présence de raies d'absorptions correspondant à des vents stellaires, et des preuves claires d'une structure de vent variable.
Propriétés de ZZ Leporis vignette|311x311px|Image composite de ZZ Leporis, qui est l'objet présent au centre de l'image. Les images servant au composite ont été réalisées par le télescope spatial Hubble dans l'ultraviolet proche dans une longueur d'onde de . Les images ont ensuite été empilées par l'astronome amateur Clément Violette. ZZ Leporis est une étoile en perte de masse stellaire, chaude, très lumineuse et peu massive. Elle est une étoile AGB d'un rayon de , une température effective de , une luminosité de Abundances of Planetary Nebulae IC 418, IC 2165 and NGC 5882 Pottasch, S. R., Bernard-Salas, J., Beintema, D. A., & Feibelman, W. A. 2004, Astronomy and Astrophysics, 423, 593-605 et une masse de . L'étoile éjecte de la masse, sous la forme d'une perte de masse stellaire. Le taux de perte de masse actuel est estimé et la vitesse terminale des gaz éjectés est de , ce qui crée une bulle de matière photosphérique autour de l'étoile. Cette bulle est entièrement composée de plasma chauffé à plus de , qui s'étend sur . Il existe une deuxième bulle de vent stellaire visible en rayons X qui marque du gaz chauffé à de très hautes températures et il semble que cette deuxième bulle de rayons X soit liée à la première, même si la bulle de rayons X présente une densité plus importante.
Son type spectral a été estimé à plusieurs reprises, et il existe donc plusieurs variantes. Les spectres les plus communément observés sont O4f et O7f. Les deux indiquent une étoile de hautes températures, et marquée par des raies d'émissions d'azote et d'hélium ionisé. Deux autres variantes, très similaires, sont Of-WR et WC. Toutes deux marquent les particularités d'une étoile Wolf-Rayet, marquée par une raie d'émission d'azote dans le spectre Of-WR, et une étoile Wolf-Rayet marquée par de fortes raies de carbone dans le spectre WC. Les deux spectres de Wolf-Rayet, Of-WR et WC, donnent le signe d'un profil P Cygni pour ZZ Leporis. Les particularités de ZZ Leporis et ses particularités spectrales ont laissé suggérer qu'il s'agissait d'une variable lumineuse bleue.
Des raies spectrales de carbone ont été détectées au niveau des bordures de , ce qui semble confirmer le fait que ZZ Leporis est bien une étoile de Wolf-Rayet riche en carbone. Malgré cette présence importante de carbone, la nébuleuse ainsi que l'étoile présentent un déficit de métaux. L'étoile est aussi très riche en , un isotope de l'hélium très rare. Sa teneur en hélium est estimée par un taux de [He/H] = 0,1. Elle est aussi l'une des seules étoiles connues à émettre une raie spectrale d'argon, avec une teneur en argon de [Ar/H] = 0.54. Son spectre montre aussi une très faible raie de chlore, avec une teneur de [Cl/H] = -0.11.
Aux abords de la nébuleuse existe une région de photoionisation, qui est due à des atomes qui rencontrent les radiations émises par ZZ Leporis. Immédiatement au-delà de la région photoionisée se trouve une coquille non ionisée fortement comprimée. Parce que cette coque non ionisée a une pression beaucoup plus élevée que les vents stellaires de ZZ Leporis, un choc dans les vents stellaires de l'étoile, propulsant ce gaz à l'extérieur, a dû avoir lieu. Ce choc a dû être causé par une expulsion particulièrement violente de matière sous la forme d'un vent stellaire de forte intensité qui aurait propulsé de la matière environnante à l'extérieur de la nébuleuse. Cette coquille de vent stellaire se déplace de , ce qui donne une vitesse d'expansion de la coque de . Des observations dans la raie HI, ont pu déterminer que la coquille provient bien d'un vestige de vent stellaire.
Avant de se transformer en nébuleuse planétaire, ZZ Leporis était une géante rouge en fin de vie. Sa masse était entre . À la fin de la vie de la géante rouge progénitrice, ses couches supérieures ont été éjectées sous la forme d'une nébuleuse planétaire, dans notre cas, une nébuleuse planétaire de . Après que les couches supérieures de la géante rouge aient été éjectées sous la forme d'une nébuleuse planétaire, l'étoile est entrée dans le premier stade de sa phase AGB. Au premier stade de sa vie dans une phase AGB, l'étoile centrale a perdu de la masse à une vitesse de avec vitesse d'éjection de . Dans quelques millions d'années, l'étoile finira sa phase AGB en perte de masse stellaire, et deviendra une naine blanche au bout de quelques milliards d'années.
Émission de poussière