| NGC 6153 | |
 La nébuleuse planétaire NGC 6153 (Hubble). | |
| Données d’observation (ÉpoqueJ2000.0) | |
|---|---|
| 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 laBande B[3],[4] |
| Dimensions apparentes(V) | 0,4′[3],[4] |
Localisation 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 unenébuleuse planétaire située dans la constellation duScorpion. NGC 6153 a été découvert par l'astronomebritanniqueRalph Copeland en1883.
Avec une magnitude visuelle de 10,9, on ne peut pas observer cette nébuleuse avec desjumelles. Il faut utiliser un télescope dont l'ouverture est d'au moins 150 mm[4].
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 lapaire d'étoilesMu1 Scorpii etMu2 Scorpii ainsi que de l'étoileEta Lupi.
Le logiciel en ligneAladin 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, laparallaxe 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 0,4minutes d'arc, ce qui, compte tenu de la distance et grâce à uncalcul simple, équivaut à une taille réelle de 0,53 ± 0,03 al.
Selon labase de donnéesSimbad, la vitesse de NGC 6153 est39,6 ± 2,0 km/s[6],[7].
Les mesures réalisées au début des années 2000 ont montré que cette nébuleuse est exceptionnellement riche en éléments lourds, lenéon (Ne), l'oxygène (O), lecarbone (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 : lefer (Fe), 320 fois plus abondant que dans le Soleil, le Cl 3 fois, le Ne 1,2 fois, l'argon (Ar) 2,5 fois, lesoufre (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 dusystème 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 desraies de recombinaison optique (optical recombination line ORL en anglais, soit union qui capture un électron) est typiquement cinq fois ou plus élevées que celles déduites desraies 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 de10 000 K et l'autre à une température très basse inférieure à1 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, leTrès 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. Lestempératures 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].
Selon Freeman et ses collègues, la température de l'étoile centrale avoisine les109 kK et elle est de type spectralOfH?. 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 typeWELS (de l'anglaisWeak 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 les110 kK () et sa luminosité est égale à5 754 ()[15]. Le rayon de la nébuleuse est estimé à 0,083 pc et son âge est égal à 6 740 ans[15].
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