NGC 6153

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NGC 6153
Image illustrative de l’article NGC 6153
La nébuleuse planétaire NGC 6153 (Hubble).
Données d’observation
(Époque J2000.0)
Constellation Scorpion [1]
Ascension droite (α) 16h 31m 30,64s[2]
Déclinaison (δ) −40° 15′ 12,4″ [2]
Magnitude apparente (V) 10,9
11,5 dans la Bande B[3],[4]
Dimensions apparentes (V) 0,4′ [3],[4]

Localisation dans la constellation : Scorpion

(Voir situation dans la constellation : Scorpion)
Astrométrie
Vitesse radiale 39 ± 2 [5],[6],[7] km/s
Distance 1390 +92
−81 pc[8]
Caractéristiques physiques
Type d'objet Nébuleuse planétaire
Galaxie hôte Voie lactée
Dimensions 0,53 ± 0,03 al[a]
Magnitude absolue +0,18+0,13
−0,14 [b]
Découverte
Découvreur(s) Ralph Copeland [1]
Date [1]
Désignation(s) PK 341+5.1
AM 1628-400 [3]
HD 148687
IRAS 16280-400
WEB 13686
satellite Gaia DR3 6017034570775817984
ESO 331-PN 006
PMN J1631-4015 [2]
Liste des nébuleuses planétaires
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NGC 6153 est une nébuleuse planétaire située dans la constellation du Scorpion. NGC 6153 a été découvert par l'astronome britannique Ralph Copeland en 1883.

Observation[modifier | modifier le code]

Avec une magnitude visuelle de 10,9, on ne peut pas observer cette nébuleuse avec des jumelles. Il faut utiliser un télescope dont l'ouverture est d'au moins 150 mm[4].

Emplacement de NGC 6153 dans la constellation du Scorpion.
Position de NGC 6153 par rapport à deux étoiles.

La nébuleuse NGC 6153 est assez éloignée de toute étoile brillante et elle peut être difficile à trouver sans un télescope auto guidé. Elle est à environ 4,6 degrés au sud-est de la paire d'étoiles Mu1 Scorpii et Mu2 Scorpii ainsi que de l'étoile Eta Lupi.


Caractéristiques[modifier | modifier le code]

Distance taille et vitesse[modifier | modifier le code]

Le logiciel en ligne Aladin Lite permet de consulter les données astronomiques de plusieurs catalogues, dont le « GAIA EARLY DATA RELEASE 3 (GAIA EDR3) »[9]. Pour NGC 6153, Gaia EDR3, la parallaxe de NGC 6153 est égale à 0,719 2 ± 0,044 5 mas[8], ce qui correspond à une distance de 1390 +92
−81 pc.

La taille apparente de la nébuleuse est de 0,4 minutes d'arc, ce qui, compte tenu de la distance et grâce à un calcul simple, équivaut à une taille réelle de 0,53 ± 0,03 al.

Selon la base de données Simbad, la vitesse de NGC 6153 est 39,6 ± 2,0 km/s[6],[7].

Une nébuleuse riche en métaux lourds[modifier | modifier le code]

Les mesures réalisées au début des années 2000 ont montré que cette nébuleuse est exceptionnellement riche en éléments lourds, le néon (Ne), l'oxygène (O), le carbone (C) et le chlore (Cl), au moins trois fois que ce que l'on peut trouver dans le système solaire[10]. Elle contient également cinq fois plus d'azote que le Soleil[10].

Une étude spectrale très détaillée autant dans le visible que dans l'ultraviolet a été publiée en 2003. Selon cette étude les quantités suivantes sont présentes dans NGC 6153 : le fer (Fe), 320 fois plus abondant que dans le Soleil, le Cl 3 fois, le Ne 1,2 fois, l'argon (Ar) 2,5 fois, le soufre (S) 1,9 fois, l'O 4,9 fois et le C 3,3 fois[11]. Selon les auteurs de cette étude, il est peu probable que ce surplus en éléments lourds ait été généré au cours de l'évolution de l'étoile. Il est plus probable que l'étoile centrale de cette nébuleuse se soit formée à partir de matière où cette abondance était de deux à trois fois supérieure à celle du système solaire[11].

Une autre étude théorique celle-là (méthode de Monte-Carlo) publiée en 2011 est arrivée à la conclusion qu'il pourrait bien y avoir deux régions distinctes dans cette nébuleuses. En 2011, une astronome de l'observatoire de Leyde a repris cette hypothèse dans une proposition d'étude. Dans les nébuleuses planétaires, les abondances des éléments C, N, O et Ne déduites des raies de recombinaison optique (optical recombination line ORL en anglais, soit un ion qui capture un électron) est typiquement cinq fois ou plus élevées que celles déduites des raies produites par des collisions (en) entre les atomes (collisionally excited lines CEL en anglais). Ce facteur de divergence d'abondance (abundance discrepancy factor, adf) pourrait s'expliquer par deux milieux distincts dans certaines nébuleuses, l'un à un température normale des électrons de l'ordre de 10 000 K et l'autre à une température très basse inférieure à 1 000 K. Ce dernier serait déficient en hydrogène et se révélant donc riche en métaux lourds[12].

Cette surabondance des éléments lourds a suscité la curiosité d'autres astronomes qui ont scruté des nébuleuses planétaires avec un télescope plus puissant, le Très Grand Télescope[13]. McNabb et ses collègues ont constater que dans trois nébuleuses planétaires (NGC 6153, M 1-42 et Hf 2-2) que les abondances déduites des ORLs étaient systématiquement plus élevées que celles déduites des CELs. Les températures des électrons (en) des éléments lourds déduites des ORLs étaient systématiquement plus basses que celles déduites des CELs, ce qui confirme l'hypothèse de deux milieux distincts[13].

Reste cependant à comprendre l'origine de ces deux milieux[13].

Étoile centrale[modifier | modifier le code]

Selon Freeman et ses collègues, la température de l'étoile centrale avoisine les 109 kK et elle est de type spectral OfH?. L'âge et le rayon de la nébuleuse sont respectivement d'environ 4 000 ans et de 0,07 pc. La morphologie de la nébuleuse est elliptique et elle présente une struture interne. Une source diffuse de rayon X est présente dans celle-ci. Elle est aussi entourée d'un halo[14].

L'étoile au centre de cette nébuleuse exibite un spectre de type WELS (de l'anglais Weak Emission Line Star)[15]. Il s'agit d'émission de l'hélium II et de l'azote III[14] (le f dans le type spectral OfH). Sa magnitude visuelle est égale à 15,55 et sa masse est estimée à 1,991 . Sa température de surface atteint les 110 kK () et sa luminosité est égale à 5 754 ()[15]. Le rayon de la nébuleuse est estimé à 0,083 pc et son âge est égal à 6 740 ans[15].

Galerie[modifier | modifier le code]

Références[modifier | modifier le code]

Notes[modifier | modifier le code]

  1. ↑ dimension = (1390 +92
    −81     pc) x (3,2616 al/pc) x ((0,4/60)°) x (3,1416/180) = 0,53 ± 0,03 al.
  2. ↑ La magnitude absolue M est donnée par l'équation suivante M = m-5 x log10(D/10), où m est la magnitude apparente (10,9) et D la distance en parsec

Références[modifier | modifier le code]

  1. ↑ a b et c (en) Courtney Seligman, « Celestial Atlas Table of Contents, NGC 6200-6249 » (consulté le ).
  2. ↑ a b et c (en) « Results for object NGC 6153 », NASA/IPAC Extragalactic Database (consulté le ).
  3. ↑ a b et c « Les données de «Revised NGC and IC Catalog by Wolfgang Steinicke», NGC 6200 à 6299 », sur astrovalleyfield.ca (consulté le )
  4. ↑ a b et c (en) « NGC 6153 - Planetary Nebula in Hercules », The Sky Live (consulté le )
  5. ↑ (en) « NGC 6153 -- Planetary Nebula éditeur=Simbad » (consulté le )
  6. ↑ a et b M. Duflot, P. Figon et N. Meyssonnier, « Vitesses radiales. Catalogue WEB: Wilson Evans Batten. Subtittle: Radial velocities: The Wilson-Evans-Batten catalogue », Astronomy and Astrophysics Supplement, vol. 114,‎ , p. 269 (Bibcode 1995A&AS..114..269D, lire en ligne [PDF])
  7. ↑ a et b R. E. Wilson, « General Catalogue of Stellar Radial Velocities », VizieR On-line Data Catalog III/21,‎ (Bibcode 2010yCat.3021....0W, lire en ligne)
  8. ↑ a et b (en) « NGC 6765 », Aladin Lite, Centre de données astronomiques de Strasbourg (consulté le )
  9. ↑ (en) « GAIA EARLY DATA RELEASE 3 (GAIA EDR3) », ESA
  10. ↑ a et b (en) « A nitrogen-rich nebula » (consulté le )
  11. ↑ a et b S. R. Pottasch, J. Bernard-Salas, D. A. Beintema et W. A. Feibelman, « Abundances of planetary nebulae NGC 40 and NGC 6153 », Astronomy & Astrophysics, vol. 409, no 2,‎ , p. 599-609 (DOI 10.1051/0004-6361:20031122, Bibcode 2003A&A...409..599P, lire en ligne [PDF])
  12. ↑ Lizette Guzman-Ramirez, « Understanding the Nebular Abundance Discrepancy Problem with SOFIA », SOFIA Proposal, vol. Cycle 5, ID. 05_0063,‎ (Bibcode 2016sofi.prop...63G)
  13. ↑ a b et c I. A. McNabb, X. Fang et X.-W. Liu, « Very Large Telescope deep echelle spectroscopy of Galactic planetary nebulae NGC 6153, M 1-42 and Hf 2-2 », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 461, no 3,‎ , p. 2818-2846 (DOI 10.1093/mnras/stw1405, lire en ligne [PDF])
  14. ↑ a et b M. Freeman, R. Montez Jr., J. H. Kastner et et al., « THE CHANDRA PLANETARY NEBULA SURVEY (ChanPlaNS). II. X-RAY EMISSION FROM COMPACT PLANETARY NEBULAE », The Astrophysical Journal, vol. 794, no 2,‎ , p. 13 pages (DOI 10.1088/0004-637X/794/2/99, lire en ligne [html])
  15. ↑ a b et c I. González-Santamaría, M. Manteiga, A. Manchado, A. Ulla, C. Dafonte et P. López Varela, « Planetary nebulae in Gaia EDR3: Central star identification, properties, and binarity », Astronomy & Astrophysics, vol. 656, no A51,‎ , p. 21 pages (DOI 10.1051/0004-6361/202141916, Bibcode 2021A&A...656A..51G, lire en ligne [PDF])

Voir aussi[modifier | modifier le code]

Articles connexes[modifier | modifier le code]

Liens externes[modifier | modifier le code]

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