Nebuleuse planetaire

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Nebuleuse planetaire

Nébuleuse planétaire

À 650 al, la nébuleuse Hélix (NGC 7293) est une des nébuleuse planétaire les plus proches de la Terre.

En astronomie, une n√©buleuse plan√©taire est un objet astronomique qui ressemble √† un disque d'aspect n√©buleux lorsqu'il est observ√© √† basse r√©solution. En raison de cet aspect, semblable √† l'aspect des plan√®tes, l'adjectif ¬ę plan√©taire ¬Ľ lui a √©t√© attach√©, et a √©t√© depuis maintenu pour conserver l'uniformit√© historique.

√Ä partir d'observations plus d√©taill√©es (en particulier spectroscopiques) on sait maintenant que les n√©buleuses plan√©taires n'ont en fait aucun rapport avec les plan√®tes. Quand une petite √©toile (moins de huit masses solaires) vieillit et a fini de consommer tout son hydrog√®ne, puis son h√©lium, son cŇďur s'effondre pour former une naine blanche, tandis que les couches externes sont expuls√©es par la pression de radiation. Ces gaz forment un nuage de mati√®re qui s'√©tend autour de l'√©toile √† une vitesse d'expansion de 20 √† 30 kilom√®tres par seconde (70 000 √† 100 000 km/h). Ce nuage est ionis√© par les photons ultraviolets √©mis par l'√©toile qui est devenue tr√®s chaude (50 000 √† 100 000 K).

L'énergie ainsi acquise par le gaz est réémise sous forme de lumière de moindre énergie, notamment dans le domaine du visible.

Ce sont des objets qui √©voluent assez rapidement, on en conna√ģt environ 1 500 dans notre Galaxie. Elles jouent un r√īle crucial dans l'enrichissement de notre univers, transformant l'hydrog√®ne primordial en √©l√©ments plus lourds et expulsant ces nouveaux √©l√©ments dans le milieu interstellaire.

Les n√©buleuses plan√©taires sont souvent tr√®s color√©es et leurs images sont parmi les plus spectaculaires. Un des exemples c√©l√®bres de ce type d'objet est la n√©buleuse de l'Anneau situ√©e dans la constellation de la Lyre d'o√Ļ son autre appellation : n√©buleuse de la Lyre.

Sommaire

Histoire

Les n√©buleuses plan√©taires sont en g√©n√©ral des objets de faible brillance, invisibles √† l'Ňďil nu. La premi√®re n√©buleuse plan√©taire d√©couverte fut la n√©buleuse de l'Halt√®re dans la constellation du Petit Renard, observ√©e par Charles Messier en 1764 et enregistr√©e sous le num√©ro M27 dans son catalogue d'objets diffus. Le terme de ¬ę plan√©taire ¬Ľ semble avoir √©t√© propos√© la premi√®re fois par William Herschel, vers 1784 ou 1785, en raison de la ressemblance visuelle entre ces objets qu'il classait et la plan√®te qu'il venait de d√©couvrir, √† savoir Uranus[1].

La nature des n√©buleuses plan√©taires resta inconnue jusqu'aux premi√®res observations spectroscopiques, au milieu du XIXe si√®cle. William Huggins fut l'un des premiers astronomes √† √©tudier le spectre des objets astronomiques en dispersant leur lumi√®re √† l'aide d'un prisme[2]. Ses observations des √©toiles montr√®rent un spectre continu sur lequel apparaissent des lignes sombres (raies d'absorption).

D'autre part, lorsqu'il √©tudia la n√©buleuse de l'Ňíil de Chat, il rencontra un spectre totalement diff√©rent : un faible nombre de raies en √©mission se d√©gageaient sur un continu quasiment nul. La plus intense de ces raies se trouvait √† une longueur d'onde de 500,7 nanom√®tres, ce qui ne correspondait √† aucune √©mission d'√©l√©ment connu sur Terre. Il attribua donc cette √©mission √† un nouvel √©l√©ment, le n√©bulium, tout comme l'h√©lium qui avait √©t√© identifi√© pour la premi√®re fois dans le spectre solaire.

N√©anmoins, alors que l'h√©lium fut isol√© sur Terre quelques ann√©es apr√®s sa d√©couverte par les astronomes, l'√©nigme du n√©bulium r√©sista longtemps aux physiciens qui n'arrivaient pas √† l'isoler sur Terre. Ce n'est qu'au d√©but du XXe si√®cle que Henry Norris Russell proposa que les raies lumineuses observ√©es dans les n√©buleuses plan√©taires ne soient pas le fruit d'un nouvel √©l√©ment, mais bien √©mises par un √©l√©ment tr√®s courant, l'oxyg√®ne, plac√© dans des conditions tr√®s extr√™mes (tr√®s basse densit√©).

Formation et évolution

Illustration de la formation des n√©buleuses plan√©taires par √©jections successives. Premier vent : fl√®ches rouges, deuxi√®me vent : fl√®ches bleues.

Les n√©buleuses plan√©taires sont le r√©sultat de l'√©volution des √©toiles de masse interm√©diaire (entre 0,8 et 8 fois la masse du Soleil). Apr√®s avoir pass√© une dizaine de milliards d'ann√©es √† transformer de l'hydrog√®ne en h√©lium en leur cŇďur, ces √©toiles arrivent √† la fin de leur r√©serve d'hydrog√®ne et n'ont donc plus de quoi produire l'√©nergie n√©cessaire pour contrebalancer la force gravitationnelle qui tend √† les faire s'effondrer sur elles-m√™mes. Le noyau de l'√©toile s'effondre lentement, augmentant sa temp√©rature (de quelques dizaines √† une centaine de millions de kelvins), de nouvelles fusions ont alors lieu, l'h√©lium se transformant en carbone. Les couches externes de l'√©toile subissent alors une forte pression et sont expuls√©es sous forme d'un vent assez lent et dense.

L'√©toile devient une g√©ante rouge, et sa temp√©rature de surface d√©cro√ģt[3]. L'√©toile se compose alors de deux parties : l'√©toile proprement dite au centre, qui peu √† peu √©volue vers une naine blanche, entour√©e d'une n√©buleuse en expansion. On suppose une deuxi√®me phase de vent, cette fois rapide et peu dense, qui compresse la premi√®re enveloppe √©ject√©e et lui donne sa forme et sa structure de coquille assez fine.

L'√©toile au centre continue sa contraction au fur et √† mesure que de la mati√®re est √©ject√©e et sa temp√©rature de surface augmente jusqu'√† passer au-dessus de 30 000 K. √Ä partir de cette temp√©rature, elle √©met une quantit√© appr√©ciable de photons capables de photoioniser la n√©buleuse qui l'entoure. Les photons doivent avoir une √©nergie sup√©rieure √† 13,6eV, ou 1Ry, ou encore une longueur d'onde inf√©rieure √† 91,2 nm[4]. En effet, pour ¬ę voir ¬Ľ la n√©buleuse plan√©taire, il faut qu'elle √©mette de la lumi√®re, ce qu'elle fait d√®s qu'elle est photoionis√©e par l'√©toile centrale.

C'est √† partir de ce moment que l'on peut parler de n√©buleuse plan√©taire. L'√©toile initiale a une masse comprise entre 0,8 et 8 fois la masse du Soleil, la naine blanche r√©sultant de l'√©volution a une masse entre 0,5 et 1,4 masse solaire : la majeure partie de l'√©toile initiale a donc √©t√© r√©inject√©e dans le milieu interstellaire[5].

L'évolution est ensuite assez rapide, en quelques siècles l'étoile centrale se refroidit en-dessous de la température correspondant à l'émission de photons ionisants (devenant à terme une naine noire), en même temps que la nébuleuse se dissout dans le milieu interstellaire, non sans l'ensemencer des produits des fusions qui ont eu lieu au centre de l'étoile avant cette fin tragique.

Caractéristiques

Durée de vie

Le ph√©nom√®ne n√©buleuse plan√©taire est assez √©ph√©m√®re, il ne dure que quelques 10 000 ann√©es[6]. La fin de la n√©buleuse plan√©taire provient d'une part du refroidissement de l'objet central qui finit par ne plus √©mettre les photons extr√™me UV capables de ioniser la n√©buleuse et d'autre part de la dilution du gaz constituant la n√©buleuse.

Nombre et distribution

Parmi les quelques 200 √† 400 milliards d'√©toiles que compte notre Galaxie, il n'a √©t√© d√©tect√© qu'environ 1500 n√©buleuses plan√©taires[7],[8]. Ceci est d√Ľ √† la tr√®s courte dur√©e de vie du ph√©nom√®ne compar√© √† la dur√©e de vie des √©toiles elles-m√™mes.

On arrive √©galement √† les d√©tecter dans d'autres galaxies, en utilisant des images obtenues aux longueurs d'ondes typiques des n√©buleuses plan√©taires (par exemple 500,7 nm, soit 5007 √Ö) et en les comparant aux images obtenues dans des longueurs d'ondes proches : les n√©buleuses plan√©taires (ainsi que les r√©gions HII) apparaissent dans les premi√®res mais pas dans les secondes images[9],[10].

L'√©tude des n√©buleuses plan√©taires extra-galactiques apporte des informations sur, par exemple, les gradients d'abondances[11]. Toutes les n√©buleuses plan√©taires d'une m√™me galaxie (ext√©rieure √† la n√ītre) sont quasiment √† la m√™me distance de l'observateur.

Morphologie

Par morphologie, on d√©signe g√©n√©ralement l'aspect apparent vu au foyer d'un t√©lescope, en lumi√®re ¬ę totale ¬Ľ, i.e. dans la gamme que l'atmosph√®re terrestre veut bien laisser passer. Cette gamme comprend toutes les couleurs comprises entre le violet (autour de 4 000 √Ö) et le rouge (autour de la longueur d'onde 6 000 √Ö). Les recherches en imagerie monochromatique[12] ont mis en √©vidence le fait que suivant les ions chimiques, la n√©buleuse plan√©taire ne pr√©sente pas toujours la m√™me morphologie. Par exemple, il en existe qui sont dites ¬ę hydrog√®ne-d√©ficientes ¬Ľ, tandis que d'autres n'ont pas de trace de la raie [NII] √† 6 583 √Ö de l'azote une fois ionis√©. En plus de ce probl√®me de stratification en abondance, le stade d'√©volution de l'√©toile centrale joue un grand r√īle dans la structure d'ionisation de l'enveloppe n√©bulaire environnante. C'est pour pouvoir s√©parer distinctement les contributions effectives de l'hydrog√®ne (via la raie H alpha √† 6 563 √Ö) et de l'√©mission de l'azote (via la raie 6 583 √Ö, √† seulement 20 √Ö) que l'√©quipe du Laboratoire d'Astronomie Spatiale CNRS[12] comme d'autres √©quipes utilisait exclusivement des filtres interf√©rentiels tr√®s s√©lectifs (delta lambda de l'ordre de 8 √† 10 √Ö).

Les n√©buleuses plan√©taires ont d'abord √©t√© observ√©es comme des anneaux diffus (rappelant les plan√®tes, d'o√Ļ leur nom, d√Ľ √† William Herschel), puis furent consid√©r√©es comme des coquilles projet√©es sur le plan du ciel quand leur nature fut explicit√©e. Mais il fallut assez rapidement se rendre √† l'√©vidence : elles ne sont pas toutes rondes, loin s'en faut[13],[12]. On peut les classer selon leur forme apparente en sph√©riques, ellipso√Įdales ou bipolaires. √Ä ces trois grandes cat√©gories s'ajoutent les n√©buleuses plan√©taires √† sym√©trie centrale ((en) point-symetric). Il faut √©galement noter la pr√©sence de jets qui peuvent parfois prendre des formes non rectilignes. La situation est encore plus complexe si l'on consid√®re que le m√™me objet peut se pr√©senter avec diverses morphologies selon l'√©chelle (voir image de NGC 6543, ou de l'Anneau de la Lyre) ou le domaine de longueur d'onde de l'observation[14]. Le temps d'exposition intervient √©galement dans la classification dite morphologique : telle n√©buleuse, e.g. Sh 1-89, ou SaWe3[12] peut montrer une morphologie compl√®tement diff√©rente sur une ¬ę pose ¬Ľ courte, et une exposition plus longue. Le grand axe peut changer de 90 degr√©s. De ce point de vue, l'av√®nement des nouvelles technologies du type ¬ę √† transfert de charge ¬Ľ - en anglo-saxon, CCDs - en mati√®re de d√©tecteurs rapides et surtout lin√©aires, permet d'am√©liorer les observations en qualit√©, et partant une meilleure mod√©lisation. Notamment, de nouvelles structures dites secondaires sont mises en √©vidence dans les r√©gions p√©riph√©riques, loin de l'√©toile centrale, et qui pourraient √™tre des reliques des √©jecta des √©toiles alors au stade ¬ę AGB ¬Ľ ((en) Asymptotique Giant Branch). Ceci contribuerait d'ailleurs √† combler le d√©ficit de masse du syst√®me. Shklovsky, dans sa recherche des distances en 1956, supposait que toutes les n√©buleuses plan√©taires avaient la m√™me masse, √©gale √† 0,2 masse solaire, ce que l'exp√©rience ne confirme pas par la suite. Voir plus bas le d√©bat sur l'origine de ces morphologies asph√©riques.

NGC 2392 montre des structures asymétriques à plusieurs échelles

√Čtudes th√©oriques de n√©buleuses plan√©taires

L'√©tude des n√©buleuses plan√©taires se base principalement sur la spectroscopie. La lumi√®re √©mise par le gaz ionis√© l'est principalement sous forme de raies en √©mission. Ces raies sont typiques d'une transition entre deux niveaux atomiques d'un ion donn√©. Les spectres observ√©s montrent des centaines de raies, dans tous les domaines de longueur d'onde (radio, infrarouge, optique, ultraviolet, rayons X). Chaque raie apporte un √©l√©ment dans notre compr√©hension de la n√©buleuse. Il existe des raies dont le rapport renseigne sur diverses propri√©t√©s de la n√©buleuse : la densit√© du gaz, sa temp√©rature, la composition chimique (abondances)[15].

D'autre part, l'√©tude en haute r√©solution spectrale des raies √©mises permet d'obtenir des informations sur la dynamique du gaz, l'effet Doppler-Fizeau √©tant responsable du d√©calage de la longueur d'onde des photons √©mis. Cet effet est directement reli√© √† la vitesse relative de l'√©metteur par rapport √† l'observateur : le gaz qui vient vers l'observateur et le gaz qui s'en √©loigne ne sont pas per√ßus √† la m√™me longueur d'onde. Il est donc possible de ¬ę reconstruire ¬Ľ la morphologie de l'enveloppe de gaz √† partir d'observations spectrales, si on se donne une relation entre la distance √† l'√©toile et la vitesse d'√©loignement du gaz[16],[17].

La théorie des nébuleuses planétaires fait appel à de nombreux pans de la physique et de l'astrophysique. Il faut d'une part comprendre les caractéristiques et l'évolution de l'étoile centrale, la naine blanche résultant de l'évolution d'une étoile de masse intermédiaire. Il faut inclure dans l'étude de cette étoile la présence de vents (hydrodynamique), prendre en compte la physique nucléaire qui régit les réactions qui ont lieu au sein de l'étoile et aide à comprendre son évolution chimique via la nucléosynthèse stellaire. Il faut faire appel à l'ensemble de la physique atomique pour reproduire le spectre émis par cette étoile, en calculant comment la lumière interagit avec la matière. Ceci ne concerne que l'objet central, il reste encore à étudier le gaz expulsé.

Avec l'augmentation des capacit√©s de calcul et de m√©moire des ordinateurs, il est aujourd'hui possible de calculer des mod√®les de n√©buleuses plan√©taires en prenant en compte la majorit√© des ph√©nom√®nes physiques qui sont √† l'Ňďuvre dans l'√©toile comme dans le gaz ionis√©. L'√©tude th√©orique des n√©buleuses plan√©taires se fait en effet √† partir de mod√®les obtenus gr√Ęce √† des programmes informatiques qui tentent de reproduire les conditions physiques que l'on trouve au sein du gaz qui les constitue. On peut s√©parer en deux grandes cat√©gories les programmes (codes) informatiques :

Les codes de photoionisation

Ces codes calculent le transfert de la radiation émise par l'étoile centrale qui photoionise la nébuleuse. Ils sont basés sur l'hypothèse que le gaz est en équilibre de ionisation (à tout moment le nombre de photoionisation est égale au nombre de recombinaisons) et en équilibre thermique (à tout moment l'énergie gagnée par le gaz due à l'absorption des photons de l'étoile est égale à l'énergie perdue par l'émission d'autres photons, ceux que l'on observe).

Les codes de photoionisation sont à symétrie sphérique (uni-dimensionnel)[18] ou tri-dimensionnel (3D)[19].

Les modèles obtenus par ces programmes informatiques ne prennent pas en compte le temps, ils donnent une image à un moment donné de la nébuleuse. Les prédictions de ces programmes sont principalement les intensités des raies en émission qui sont produites par la nébuleuse, que l'on peut comparer aux observations spectroscopiques. Les modèles issus de codes 3D peuvent également donner des images monochromatiques comparables aux observations.

Les images de ce paragraphe ont √©t√© obtenues gr√Ęce √† un code 3D de photoionisation[19].

Les codes (magneto-)hydrodynamiques

Simulation hydrodynamique de la formation d'une nébuleuse planétaire

Les programmes qui sont utilisés pour modéliser l'évolution des différentes couches de gaz éjectées par l'étoile et qui vont donner une nébuleuse planétaire sont des codes hydrodynamiques. Ils calculent l'évolution de la morphologie en utilisant les théories des fluides et calculent par exemple l'interaction du gaz avec le milieu ambiant[20].

Problèmes actuels concernant les nébuleuses planétaires

Bien qu'√©tudi√©es depuis pr√®s d'un si√®cle, les n√©buleuses plan√©taires sont loin d'avoir livr√© tous leurs secrets. Parmi les grands d√©bats qui pr√©occupent les sp√©cialistes, on peut en citer deux importants tant par leurs implications qui d√©passent le seul cadre des n√©buleuses plan√©taires que par l'√©nergie que chacun met parfois dans son argumentation en faveur d'une interpr√©tation/explication ou une autre :

  • D'o√Ļ viennent les formes non sph√©riques des n√©buleuses plan√©taires ?
    Champ magn√©tique de l'√©toile centrale, ou pr√©sence d'un compagnon √† c√īt√© de celle-ci (syst√®me binaire)[21] ? Ces deux √©coles s'affrontent depuis des ann√©es sans que l'une d'elles ne s'impose d√©finitivement. Tant que nous n'aurons pas compris cela, nous ne pourrons pr√©tendre comprendre le ph√©nom√®ne global des n√©buleuses plan√©taires (en particulier son bilan √©nerg√©tique) ni pr√©tendre faire des mod√®les complets de ces objets. Une s√©rie de congr√®s internationaux a √©t√© d√©di√©e √† cette probl√©matique[22].
  • Pourquoi les d√©terminations d'abondances que l'on obtient avec diff√©rentes techniques ne donnent-elles pas des r√©sultats coh√©rents ?
    C'est un débat qui voit s'affronter plusieurs écoles là aussi. Certains parlent de fluctuations de température[23], d'autres de fluctuations de composition chimique[24]. Tant que nous n'aurons pas compris la cause de ces désaccords, nous ne pourrons prétendre déterminer les abondances dans d'autres objets plus complexes ou moins bien observés (car plus éloignés, comme par exemple les galaxies). C'est notre compréhension de l'évolution chimique des galaxies et de notre univers globalement qui est en jeu ici.


Un autre probl√®me qui se pose lors de l'√©tude des n√©buleuses plan√©taires est la difficult√© √† d√©terminer une distance √† l'objet. On a pu (rarement) appliquer une m√©thode de parallaxe en comparant l'expansion ¬ę vue ¬Ľ en projection sur le ciel entre deux photos prises √† deux √©poques distinctes (on a dans ce cas une expansion en unit√© de taille angulaire par an) et la vitesse d'expansion d√©termin√©e √† partir de mesures de l'effet Doppler sur le gaz (cette fois-ci on obtient une expansion en km/s). La distance entre l'objet et l'observateur permet de relier ces deux mesures que l'on suppose √©gales[25],[26]. Cette technique ne fonctionne que sur des objets proches et relativement sph√©riques (car l'expansion Doppler est perpendiculaire √† l'expansion projet√©e sur le plan du ciel, les deux valeurs ne sont √©gales que si l'objet subit la m√™me expansion dans toutes les directions).

En dehors de ces cas assez rares, la distance est une des inconnues fondamentales du probl√®me : une n√©buleuse quatre fois plus lumineuse, mais deux fois plus grande et deux fois plus √©loign√©e sera vue de la m√™me fa√ßon, sans possibilit√© de faire la diff√©rence‚Ķ

Notes et références

  1. ‚ÜĎ Planetary Nebulae
  2. ‚ÜĎ (en) 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.
  3. ‚ÜĎ car son rayon cro√ģt, voir loi de Stefan-Boltzmann.
  4. ‚ÜĎ voir le changement dans la distribution d'√©nergie des photons √©mis par un corps noir en fonction de sa temp√©rature.
  5. ‚ÜĎ Figure 4 de (en) 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.
  6. ‚ÜĎ (en) 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.
  7. ‚ÜĎ (en) Edinburgh/AAO/Strasbourg Catalog of Galactic Planetary Nebulae.
  8. ‚ÜĎ (en) J. Shiode, D. Clemens, K.A. Janes, A. Pinnick, Missing Galactic PNe: [S III] Imaging Survey, eprint arXiv:astro-ph/0605545, 05/2006.
  9. ‚ÜĎ (en) Robin Ciardullo Planetary Nebulae as Probes of Stellar Populations, eprint arXiv:astro-ph/0605063, 05/2006.
  10. ‚ÜĎ (en) Q.A Parker, R. Shaw Extragalactic Planetary Nebulae: Observational Challenges & Future Prospects, eprint arXiv:astro-ph/0412176, 12/2004.
  11. ‚ÜĎ (en) Roberto D.D. Costa, Walter J. Maciel, Planetary nebulae as probes for galactic chemical evolution, eprint arXiv:astro-ph/0604586, 04/2006.
  12. ‚ÜĎ a‚ÄČ, b‚ÄČ, c‚ÄČ et d‚ÄČ cf. images monochromatiques dans HUA C.T. http://www.oamp.fr/people/trung
  13. ‚ÜĎ http://ad.usno.navy.mil/pne/gallery.html
  14. ‚ÜĎ (en) Bruce Balick, Adam Frank Shapes and shaping of planetary nebulae[pdf], Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 40, pp. 439-486, 09/2002.
  15. ‚ÜĎ (en) Richard A. Shaw, Reginald J. Dufour, Software for the Analysis of Emission Line Nebulae, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 107, pp. 896, 09/1995.
  16. ‚ÜĎ (en) F. Sabbadin et al., The structure of planetary nebulae: theory vs. practice, Astronomy and Astrophysics, Volume 451, Issue 3, pp.937-949, 06/2006.
  17. ‚ÜĎ (en) The 3-D ionization structure of Planetary Nebulae.
  18. ‚ÜĎ par exemple Cloudy : (en) [1]
  19. ‚ÜĎ a‚ÄČ et b‚ÄČ par exemple Cloudy 3D (en) [2]
  20. ‚ÜĎ (en) Vincent Icke's Planetary Nebulae and Jet Collimation.
  21. ‚ÜĎ (en) Common shaping mechanism over scales of millions.
  22. ‚ÜĎ (en) Asymetric Planetary Nebulae III (APN3), √©t√© 2003, Mt Rainier.
  23. ‚ÜĎ (en) Manuel Peimbert, Antonio Peimbert, Temperature Variations and Chemical Abundances in Planetary Nebulae, eprint arXiv:astro-ph/0605595, 05/2006.
  24. ‚ÜĎ (en) X.-W. Liu, Optical recombination lines as probes of conditions in planetary nebulae, eprint arXiv:astro-ph/0605082, 05/2006.
  25. ‚ÜĎ (en) L. Guzm√°n, Y. G√≥mez, L. Rodr√≠guez, Expansion Parallax for the Compact Planetary Nebula M2-43, Revista Mexicana de Astronom√≠a y Astrof√≠sica, vol. 42, pp. 127-130, 05/2006.
  26. ‚ÜĎ (en) G. Mellema, On expansion parallax distances for planetary nebulae, Astronomy and Astrophysics, vol. 416, pp. 623-629, 03/2004.

citation d'apr√®s le site : http://messier.obspm.fr/planetar.html

Voir aussi

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