Nébuleuse de l'Œil de Chat

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Nébuleuse de l'Œil de Chat
Image de la nébuleuse de l'Œil de Chat, du télescope spatial Hubble de la NASA.
Données d’observation (Époque J2000.0)
Constellation	Dragon[1]
Ascension droite (α)	17h 58m 33,4s[2]
Déclinaison (δ)	66° 37′ 59″ [2]
Magnitude apparente (V)	8,1[3] 8,8 dans la Bande B [3]
Dimensions apparentes (V)	0,5′[4]
Localisation dans la constellation : Dragon
Astrométrie
Vitesse radiale	−65,7[5] km/s
Distance	1 365 ± 54 pc (∼4 450 al)[5]
Caractéristiques physiques
Type d'objet	Nébuleuse planétaire
Galaxie hôte	Voie lactée
Âge	1 000[6],[7] a
Découverte
Découvreur(s)	William Herschel[1]
Date	15 février 1786 [1]
Désignation(s)	PK 96+29.1 7ZW 759 CS=11.4[3] HD 164963 BD+66°1066[5] Caldwell 6
Liste des nébuleuses planétaires
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La nébuleuse de l'Œil de Chat ou NGC 6543 ou Caldwell 6 (C6 du catalogue de Caldwell) est une nébuleuse planétaire de la constellation du Dragon.

Cette nébuleuse planétaire à la forme spectaculaire et complexe est composée de multiples couches de gaz brillants, formées par l'éjection gazeuse convulsive des couches externes de son étoile centrale (de la taille du Soleil) devenue une naine blanche en évolution stellaire finale de fin de vie^[8],[9]. À l'image de nébuleuses planétaires telles que NGC 6751 (surnommée « nébuleuse de l'Œil étincelant » ou NGC 7293 (surnommée « l’œil de Dieu »), elle est nommée d'après sa morphologie inspirée d'une forme d'œil de chat.

Selon certaines sources, elle est à environ 1000 parsecs de nous^[6], d'autres la situent à 3000 années-lumière^[10],[11]. Une récente étude ayant pour cible quatre nébuleuses planétaires prenant en considération les mesures de la parallaxe réalisées par le satellite Gaia et l'expansion des nébuleuses a permis d'obtenir une distance de 1,19 ± 0,15 kpc^[12]. Enfin, une troisième distance basée sur les mesures de la parallaxe par ce même satellite est rapportée par la base de données Simbad : 1 365 ± 54 pc (∼4 450 al)^[5].

On estime son âge à environ mille ans. En se basant sur la cinématique du noyau interne de la nébuleuse, on a estimé son âge à 1039 ± 259 ans^[13]. Selon Corradi et ses collègues, l'âge du halo de la nébuleuse serait de 85 000 ans et celui de la nébuleuse interne de 2 000 ans^[14].

Cette nébuleuse a été découverte par l'astronome germano-britannique William Herschel en 1786^[1]. Heinrich Louis d'Arrest a aussi observé cette nébuleuse à une date ultérieure non connue^[1].

NGC 6543 a été la première nébuleuse planétaire dont le spectre visible a été étudié par l'astronome britannique William Huggins en 1864. Il a découvert que la nébuleuse présentait une coquille gazeuse et donc, que ce genre d'objet n'avait aucun rapport avec une planète^[6].

Depuis, cette nébuleuse a fait l'objet de nombreuses observations entre autres par le télescope spatial Hubble. Ces études nous ont révélé sa structure très complexe faite de noeuds, de jets, de bulles et d'arcs qui sont illuminés par une étoile (naine blanche) centrale très chaude. NGC 6543 a été d'objet de plusieurs observations depuis les longueurs d'onde de l'infrarouge jusqu'au rayon X.

La partie interne de la nébuleuse sous-tend un arc d'environ 16,1" avec des extensions qui se rendent jusqu'à quelque 25"^[15]. Les images profondes révèlent un halo se rendant jusqu'à 5 minutes d'arc^[4], halo qui a été éjecté par le progéniteur pendant la phase d'évolution de géante rouge.

La température à l'intérieur de la partie brillante de la nébuleuse varie entre 7000 et 9000 K et sa densité est d'environ 5000 particules par mètre cube^[16]. Son halo externe est cependant beaucoup plus chaud, dans le 15 000 K, et sa densité est plus faible. La vitesse du vent stellaire est d'environ 1 900 km/s. Des analyses spectroscopiques montrent que le taux actuel de perte de masse s'élève à 3,2 x 10^-7 ${\displaystyle M_{\odot }}$ par année, ce qui semble faible, mais est tout de même équivalent à 20 milliards de tonnes par seconde (20 x 10⁹ kg/s)^[16].

La température de surface du noyau central de la nébuleuse est d'environ 80 000 K et il est quelques 10 000 fois plus lumineux que le Soleil. Il s'agit d'une étoile de type O7 + WR^[16]. Des calculs montrent que la masse de cette étoile est un peu plus grande que celle du Soleil et qu'en conséquence l'étoile progénitrice avait une masse initiale théorique de 5 ${\displaystyle M_{\odot }}$^[17]. Son rayon est d'environ 0,65 ${\displaystyle R_{\odot }}$, soit 450 000 km^[18].

La nébuleuse NGC 6543 est située à environ 5,0 degrés au nord-est de Zeta Draconis, une étoile binaire de magnitude égale à 3,17.

L'Œil de Chat a été la première nébuleuse planétaire observée avec un spectroscope à prisme par William Huggins le 24 août 1864^[19],[20]. Dans son laboratoire privé, lui et son épouse ont réalisé de nombreuses observations des lignes spectrales d'émission et d'absorption de divers corps célestes. Huggins a été le premier à distinguer les nébuleuses des galaxies en montrant que certaines, comme la nébuleuse d'Orion, avaient des spectres d'émission pure caractéristiques des gaz, tandis que d'autres comme la galaxie d'Andromède montraient les caractéristiques spectrales des étoiles en ayant des lignes d'absorption. Huggins était assisté dans l'analyse des spectres par son voisin, le chimiste William Allen Miller^[20]. Ainsi, ils ont découvert que NGC 6543 était fait de gaz ionisé^[19]. Depuis, NGC 6543 a fait l'objet d'études spectrales dans plusieurs domaines du spectre électromagnétique.

Les observations de NGC 6543 aux longueurs d'onde de l'infrarouge lointain ont révélé la présence de poussières stellaires de basse température. On pense que cette poussière s'est formée lors des dernières phases de vie de l'étoile progénitrice. La poussière absorbe la lumière de l'étoile centrale et la retransmet aux longueurs d'onde de l'infrarouge. Le spectre infrarouge montre que la température de la poussière est d'environ 85 K. La masse de la poussière est estimée à 6,4 x 10^-4 ${\displaystyle M_{\odot }}$^[22].

Les observations en infrarouge ont aussi révélé la présence de gaz non ionisé tel que l'hydrogène moléculaire (H₂) et l'argon. Pour plusieurs nébuleuses planétaires, l'émission moléculaire est plus grande à de grandes distances de l'étoile centrale, là où il y a plus de gaz non ionisé. Mais, dans NGC 6543, l'émission maximale du dihydrogène (autre nom de l'hydrogène moléculaire) semble se situer près de la bordure intérieure de son halo externe. Cela provient peut-être d'ondes de choc d'éjectas se déplaçant à différentes vitesses qui entrent en collision et excitent le dihydrogène^[23].

L'image prise par la caméra à large champ WFPC2 du télescope spatial Hubble captée le 18 septembre 1994 a été conçue pour mettre en évidence les régions de faible et de forte ionisation. Elle a été réalisée en utilisant trois filtres optiques : 656,3 nm pour l'hydrogène, 658,4 nm pour l'azote simplement ionisé et 500,7 nm pour l'oxygène doublement ionisé^[7].

Cette image a révélé une structure étonnamment complexe dans la nébuleuse : des coquilles de gaz, des jets de gaz se déplaçant à grande vitesse et des nœuds de gaz soumis à des ondes de choc. L'analyse des données captées par Hubble suggère la possibilité d'une étoile binaire comme progéniteur de la nébuleuse^[7].

Une autre image prise par le Télescope optique nordique de l'observatoire du Roque de los Muchachos a permis de mesurer la taille de son immense halo dont le diamètre atteindrait plus de trois années-lumière^[24].

Une autre image prise par le télescope Hubble en 2004 avec l'instrument ACS (Advanced Camera for Surveys) (voir l'encadré à droite en haut de la page) nous a révélé une étonnante structure d'anneaux concentriques. Chaque anneau est en fait la bordure brillante d'une coquille sphérique de gaz. Cette image suggère que l'étoile progénitrice a éjecté sa matière en une série d'impulsion à des intervalles de 1500 ans^[25].

Des observations réalisées en 2001 par l'observatoire de rayons X Chandra ont révélé la présence de gaz extrêmement chaud dans NGC 6543, des températures atteignant 1,7 x 10⁶ K^[26]. On pense que ce gaz très chaud provient d'une violente interaction entre un vent stellaire rapide et la matière précédemment expulsée. C'est cette interaction qui aurait creusé la bulle interne de la nébuleuse^[27].

Les observations de Chandra ont aussi révélé une source X ponctuelle à la position de l'étoile centrale. L'énergie de la source est comprise entre 0,5 et 1,0 keV, soit des rayons X durs. Une étoile dont la température de la photosphère est aux environs de 100 000 K ne devrait pas une source de rayons X durs. La présence de ceux-ci est un peu mystérieuse. On pense qu'il pourrait y avoir un disque d'accrétion à l'intérieur d'une étoile binaire^[28]. Dix années plus tard, ces données de rayons X durs intriguaient encore les astronomes. Une autre série d'observations par Chandra des étoiles au centre de 21 nébuleuses planétaires, incluant l'Œil de Chat, a donc été réalisée en 2012. Dans toutes ces nébuleuses, sauf une, on a trouvé des sources de rayons X plus énergétiques que prévu pour une étoile avec une température d'environ 100 000 K. Peut-être y a-t-il une haute fréquence de système binaire ou encore une autre explication comme des vents qui s'entrechoquent ou encore de la matière qui retombe vers le centre^[29].

Comme la plupart des objets astronomiques, NGC 6543 se compose principalement d'hydrogène et d'hélium et des éléments plus lourds présents en petites quantités. La composition exacte peut être déterminée par des études spectroscopiques. Les abondances sont généralement exprimées par rapport à l'hydrogène, l'élément le plus abondant^[16].

Différentes études trouvent généralement des valeurs variables pour les abondances élémentaires. Cela est souvent dû au fait que les spectrographes attachés aux télescopes ne collectent pas toute la lumière des objets observés, mais plutôt la lumière d'une fente ou d'une petite ouverture. Par conséquent, différentes observations peuvent échantillonner différentes parties de la nébuleuse.

Cependant, les résultats pour NGC 6543 conviennent globalement que, par rapport à l'hydrogène, l'abondance d'hélium est environ de 0,12, les abondances de carbone et d'azote sont toutes deux environ de 3 x 10^-4 et l' abondance d'oxygène est environ de 7 x 10^-4[16]. Ce sont des abondances assez typiques pour les nébuleuses planétaires, avec des abondances de carbone, d'azote et d'oxygène toutes supérieures aux valeurs trouvées pour le Soleil, en raison des effets de la nucléosynthèse enrichissant l'atmosphère de l'étoile en éléments lourds avant qu'elle ne soit éjectée en tant que planète nébuleuse^[30].

Une analyse spectroscopique poussée de NGC 6543 semble indiquer que la nébuleuse contient une petite quantité de matière hautement enrichie en éléments lourds^[27].

La structure de la nébuleuse de l'Œil de Chat est très complexe et les mécanismes qui donné naissance à sa morphologie compliquée ne sont pas bien compris^[27]. La partie centrale lumineuse de la nébuleuse est une bulle allongée ellipsoïdale remplie de gaz chaud qui est à son tour imbriquée dans une paire de bulles sphériques plus grandes. On constate aussi qu'une autre bulle ellipsoïdale traverse complètement la partie centrale^[13].

La structure de la partie lumineuse de la nébuleuse provient surtout de l’interaction d’un vent stellaire rapide émis par l'étoile centrale avec le matériau visible éjecté lors de la formation de la nébuleuse. Cette interaction provoque l’émission de rayons X discutés plus haut. Le vent stellaire, soufflant à une vitesse atteignant 1 900 km/s a creusé la bulle interne de la nébuleuse et il semble avoir fait éclater la bulle à ses deux extrémités^[27].

On soupçonne l'existence d'un disque d'accrétion entre les composantes d'une étoile binaire qui pourrait donner lieu à des jets polaires interagissant avec le matériau précédemment éjecté. Au fil du temps, la direction de ces jets varierait en raison de la précession^[31].

En dehors de la partie interne brillante de la nébuleuse, il y a une série de coquilles concentriques que l'on croyait avoir été éjectées avant la formation de la nébuleuse planetaire, alors que l'étoile se trouvait sur la branche asymptotique des géantes vers la fin de sa vie. Les coquilles visibles sous forme d'anneaux sont très uniformément espacées. Cela suggère que le mécanisme responsable de leur formation les a éjectées à des intervalles très réguliers et à des vitesses très similaires^[4]. La masse totale de ces coquilles est d'environ 0,1 ${\displaystyle M_{\odot }}$^[4]. Les pulsations qui ont formé ces anneaux ont probablement commencé il y a 15 000 ans et elles ont cessé il y a environ 1000 ans, lorsque la formation de la partie centrale a commencé. L'immense halo externe de la nébuleuse est antérieur à la formation de la nébuleuse planétaire. Sa masse est estimée entre 0,26 et 0,92 ${\displaystyle M_{\odot }}$^[4].

Selon Schönberner et Steffen, qui est en quelque sorte un résumé des connaissances acquises sur une douzaine des nébuleuses planétaires, étude qui cite plusieurs références, la vitesse interne du vent du halo de la nébuleuse de NGC 6543 est de 1 420 km/s et sa luminosité est de 14,8 ${\displaystyle L_{\odot }}$ (log₁₀= 1,17). Sa perte de masse par année est de 8,91 * 10^-8 ${\displaystyle M_{\odot }}$/an (log₁₀=-7,05). La luminosité de la nébuleuse dans le domaine des rayons X est de 1,41 * 10^-2 ${\displaystyle l_{\odot }}$ (log₁₀=-1,85)^[32]

L'étoile au centre de cette nébuleuse exibite un spectre de WR(H). Sa magnitude visuelle est égale à 11,29 et sa masse est estimée à 1,05 ${\displaystyle M_{\odot }}$. Sa température de surface atteint les 48 kK (${\displaystyle Log(T_{eff})=4,68}$) et sa luminosité est égale à 2 951 ${\displaystyle L_{\odot }}$ (${\displaystyle Log(L/L{\odot })=3,47}$)^[33]. Le rayon de la nébuleuse est estimé à 0,078 pc et son âge est égal à 45 400 ans^[33].

Selon Corradi et ses collègues, la température de l'étoile centrale est de 66 kK (${\displaystyle Log(T)=5,82}$) et sa luminosité est de 3 890 ${\displaystyle L_{\odot }}$ (${\displaystyle Log(L)=4,15}$)^[14].

Selon un article publié en 2024 par Schönberner et Steffen, le type spectral de l'étoile au centre de NGC 6543 est de type wels (weak emission-line stars). Sa température effective est de 64 kK et sa luminosité est de 3,72 * 10³ ${\displaystyle l_{\odot }}$ (log₁₀=3,57). Notons que Schönberner et ses collègues ont adopté une distance d'environ 1,37 kpc (∼4 470 al) pour déterminer les valeurs qu'ils proposent^[32].

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• Ressources relatives à l'astronomie :
  • New General Catalogue
  • Simbad
• (en) Nébuleuse de l'Œil de Chat sur la base de données NASA/IPAC Extragalactic Database
• (en) Nébuleuse de l'Œil de Chat sur la base de données LEDA
• Nébuleuse de l'Œil de Chat sur le site de SEDS
• (en) Nébuleuse de l'Œil de Chat sur WikiSky: DSS2, SDSS, GALEX, IRAS, Hydrogène α, Rayon-X, Photo, Sky Map, Articles et images
• (en) NGC 6543 sur le site du professeur C. Seligman
• (en) « Cat's Eye Wide and Deep », sur Astronomy Picture of the Day, NASA, 25 mai 2023 (consulté le 25 mai 2023) (traduction/adaptation française).
• (en) « Halo of the Cat's Eye », sur Astronomy Picture of the Day, NASA, 3 mars 2022 (consulté le 3 août 2022) (| traduction/adaptation française)
• (en) « In the Center of the Cat's Eye Nebula », sur Astronomy Picture of the Day, NASA, 10 juillet 2022 (consulté le 3 août 2022) (| traduction/adaptation française)
• (en) « The Cat's Eye Nebula in Optical and X-ray », sur Astronomy Picture of the Day, NASA, 7 novembre 2021 (consulté le 8 novembre 2023) (traduction/adaptation française).
• (en) « Halo of the Cat's Eye », sur Astronomy Picture of the Day, NASA, 11 juin 2020 (consulté le 11 novembre 2022) (traduction/adaptation française).

•  NGC 6535  •  NGC 6536  •  NGC 6537  •  NGC 6538  •  NGC 6539  •  NGC 6540  •  NGC 6541  •  NGC 6542  •  NGC 6543  •  NGC 6544  •  NGC 6545  •  NGC 6546  •  NGC 6547  •  NGC 6548  •  NGC 6549  •  NGC 6550  •  NGC 6551

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v · m Étoiles de la constellation du Dragon
Bayer	α (Thuban) β (Rastaban) γ (Eltanin) δ (Altais) ε (Tyl) ζ (Aldhibah) η (Athebyne) θ ι (Edasich) κ λ (Giausar) μ (Alrakis) ν (Kuma) ξ (Grumium) ο π ρ σ (Alsafi) τ υ φ χ ψ1 (Dziban) ψ2 (en) ω
Flamsteed	2 3 4 6 7 (Tianyi) (en) 8 (Taiyi) (en) 9 10 (i) 15 (A) 16 17 18 (g) 19 (h) 20 26 27 (f) 29 30 35 36 37 38 39 (b) 40 41 42 (Fafnir) 45 (d) 46 (c) 48 49 50 51 53 54 55 59 64 (e) (en) 65 66 68 (en) 69 70 71 72 73 74 75 76
Étoiles variables	R T RW RY SU TW UX VW WW AC AG (en) AI AT BV et BW BY CL CM CN CR CX DK DL DO DQ EE EK ER FU IU LV V571
HR	3751 3806 3847 4126 4659 4687 4927 4934 5162 5227 5436 5442 5552 5606 5731 5737 5755 5759 5785 5811 5818 5828 5841 5878 5886 5887 5922 5981 5995 6025 6036 6126 6130 6170 6199 6237 6226 6330 6383 6421 6479 6511 6518 6560 6598 6606 6607 6618 (Alruba) 6717 6790 6817 (en) 6886 6891 6911 6983 7006 7018 7028 7075 7117 7123 7137 7154 7160 7184 7187 7191 7199 7229 7252 7356 7448 7500 7545 7695 7704 7783 (en) 7805 7930 8016
HD	109246 (Funi) 101364 156279 158259 163607 175305 184467 191939 (en)
Gliese	420 487 625 687 725 742 793 1227 4053
Kepler	1 4 10 12 52 90 101 296 407 408 441 447
Autres	G 240-72 Gaia14aae GD 356 (en) HAT-P-37 2M 1237+6526 (en) PSR B1508+55 TOI-1136 WASP-150 WD 1647+591 WD 1821+643 WD 1856+534
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NGC 6100-6199	6100 6101 6102 6103 6104 6105 6106 6107 6108 6109 6110 6111 6112 6113 6114 6115 6116 6117 6118 6119 6120 6121 6122 6123 6124 6125 6126 6127 6128 6129 6130 6131 6132 6133 6134 6135 6136 6137 6138 6139 6140 6141 6142 6143 6144 6145 6146 6147 6148 6149 6150 6151 6152 6153 6154 6155 6156 6157 6158 6159 6160 6161 6162 6163 6164 6165 6166 6167 6168 6169 6170 6171 6172 6173 6174 6175 6176 6177 6178 6179 6180 6181 6182 6183 6184 6185 6186 6187 6188 6189 6190 6191 6192 6193 6194 6195 6196 6197 6198 6199
NGC 6200-6299	6200 6201 6202 6203 6204 6205 6206 6207 6208 6209 6210 6211 6212 6213 6214 6215 6216 6217 6218 6219 6220 6221 6222 6223 6224 6225 6226 6227 6228 6229 6230 6231 6232 6233 6234 6235 6236 6237 6238 6239 6240 6241 6242 6243 6244 6245 6246 6247 6248 6249 6250 6251 6252 6253 6254 6255 6256 6257 6258 6259 6260 6261 6262 6263 6264 6265 6266 6267 6268 6269 6270 6271 6272 6273 6274 6275 6276 6277 6278 6279 6280 6281 6282 6283 6284 6285 6286 6287 6288 6289 6290 6291 6292 6293 6294 6295 6296 6297 6298 6299
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Autres objets du NGC	6500 à 6999 7000 à 7499 7500 à 7840
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