La nébuleuse de l'Haltère est la première nébuleuse planétaire observée dans l'histoire de l'astronomie[6]. Dans la nuit du 12 juillet 1764, Messier découvrit cet objet qu'il décrivit comme une nébuleuse ovale sans étoile[7].
John Herschel observa M27 à de nombreuses reprises entre les années et. Le nom « nébuleuse de l'Haltère » vient de l'une de ses descriptions : une nébuleuse en forme d'haltère, dont le contour elliptique est complété par une faible lumière lumineuse. Il a inscrit la nébuleuse dans son catalogue sous l'entréeGC 4532[7].
Ce dessin de John Herschel vient d'observations faites avec le télescope de 18,7 pouces construit par son père.Dessin réalisé parWilliam Parsons.
En,William Henry Smyth décrivit M27 comme une nébuleuse à deux têtes ou haltère, sur la poitrine du Renard, près de 14 Vulpeculae se trouvant à environ 7 degrés au sud-est deBeta Cygni et à peu près à mi-chemin entre celle-ci et leDauphin. Avec son télescope, il observa trois étoiles dans le champ de vision de la nébuleuse.William Huggins a été le premier à réaliser un spectre de M27 à l'aide d'un prisme. Ce spectre contenait trois lignes, dont celle de l'azote. Il a découvert que M27 ne pouvait pas être considéré comme un amas d'étoiles, mais comme une énorme masse de gaz et de vapeur[7]. Un spectre plus détaillé a été réalisé par l'astronomeaméricainFrancis Pease en. Une exposition de 32½ heures a produit un spectre montrant quatre lignes à500,7nm,495,9nm (les raies de l'oxygène doublement ionisé) et deux raies de l'hydrogène (Hβ et Hγ)[7]. La classification sans équivoque comme nébuleuse planétaire ainsi qu'une théorie de la structure de l'enveloppe gazeuse qui explique son apparition ont finalement été réalisées dans les années 1910 parHeber Doust Curtis[8].
John Dreyer a inscrit M27 dans soncatalogue comme NGC 6853 en la décrivant comme une nébuleuse magnifique, très brillante et très vaste, avec un double noyau et de forme irrégulière (haltère)[7].
Elle est observable entremai etseptembre environ. Elle se situe dans laconstellation duPetit Renard, soit en pleinTriangle d'été. Si votre télescope n'est pas équipé d'un ordinateur de recherche, vous pouvez suivre les étapes suivantes pour trouver M27 :
Avec le viseur du télescope, pointer exactement sur l'étoile la plus brillante (de couleur rouge) de la constellation, il s'agit deGamma Sagittae .
Placer l'œil sur l'oculaire et monter lentement endéclinaison d'environ 3,2 degrés. Pendant cette remontée, une tache floue devrait se détacher du reste des étoiles environnantes : c'est l'Haltère. En observant plus longuement, on distingue cette forme qui la caractérise.
Emplacement de M27 dans la constellation du Petit Renard près de la constellation de la Flèche.Position de M27 par rapport à deux étoiles.
La nébuleuse M27 est située à environ 7,3 degrés au sud-est d'Alpha Vulpeculae et à 3,2 degrés au nord deGamma Sagittae.
Cinq distances sont indiquées sur labase de données astronomiqueSimbad[5], mais les deux plus récentes qui sont basées sur les mesures de laparallaxe par lesatellite Gaia lui confèrent une distance passablement plus grande que les estimations passées. Ces deux distances sont respectivement égales à 389,105 ± 5,647 3 pc (∼1 270 al) et 376,293 5 ± 6,173 6 pc (∼1 230 al), d'où la valeur de 382 ± 7 pc (∼1 250 al) inscrite dans l'encadré à droite (en haut de page).
M27 est de formeellipsoïdeoblongue ouprolate. Comme bien d'autres nébuleuses planétaires, M27 renferment des nœuds. Sa partie centrale présente un motif decuspides sombres et brillants associés à des queues sombres. Comme pourNGC 2392 etNGC 7293 (la nébuleuse de l'Hélice), les sommets des nœuds brillants sont des fronts dephoto-ionisation[9].
Cette image a été obtenue avec le télescopetélescope Mayall de l'Observatoire de Kitt Peak. On peut voir la zone lumineuse intérieure avec sa forme d'haltère superposée rosâtre ainsi que la coque extérieure d'intensité lumineuse plus faible.
Des observations réalisées par leTrès Grand Télescope, letélescope Subaru et letélescope spatial Hubble ont montré que la nébuleuse est limitée par le rayonnement dans son étendue la plus courte (direction nord-est/sud-ouest) et par la matière le long de son axe principal (direction sud-est/nord-ouest)[10].
Lesradiotélescopes et lestélescopes spatiaux ont permis de compléter grandement nos connaissances au sujet de la structure de la nébuleuse de l'Haltère :
Dans le domaine desondes radio, les données captées par le réseauVery Large Array ont montré une correspondance entre les émissionsHα de l'enveloppe intérieure et l'émission radio. Aucune onde radio n'a été détectée dans l'enveloppe extérieure[11].
Dans le domaine desmicro-ondes, M27 a été scrutée par letélescope spatial Plank. On a déduit que la nébuleuse contenait une densité de 20 000 ions par centimètre cube, que sa masse était d'environ0,065 et que sa température variait de6 000K à10 000K[12]. Des analyses spectroscopiques ont révélé des températures similaires[10] ainsi que la répartition de divers éléments autre de l'hydrogène et l'hélium dont l'azote, l'oxygène, lenéon et lesoufre avec des teneurs inférieures à 0,1%[13],[14].
La distribution dudihydrogène a pu être déterminée par des études réalisées à l'aide du télescope infrarougeUKIRT[15], dutélescope Subaru[16], dutélescope spatial Spitzer[17] et dutélescope spatial Herschel[18]. La masse du dihydrogène a été estimée à0,13[15]. D'autres molécules (CO,HCO3-,CS,CN,HCN,HNC) ont été détectées dans le domaine des ondes millimétriques[19],[20]. Ces molécules se dilatent à un rythme similaire à celui de la coquille ionisée et leur masse totale est d'environ0,01. La masse totale de la coquille ionisée serait de0,30[21].
On a cherché en vain des sources derayon X dans la nébuleuse avec les observatoires spatiauxROSAT etChandra[22],[23].
En évaluant la vitesse d'expansion et la taille actuelle d'une nébuleuse planétaire, on peut déterminer son âge approximatif. Dans un article publié en Bohuski, Smith et Weedman[25] ont évalué cette vitesse à31km/s ce qui signifie que l'âge cinématique de M27 est de 10 000+1 900 −1 300 ans[9]. Moreno-Corral et ses collègues () ont déterminé un taux d'expansion de 2,3" par siècle[26], ce qui correspond à un âge de 14 600 ans[9]. En tenant compte de ces résultats, O'Dell et ses collègues suggèrent un âge de 12 700 ans[9]. Selon une publication récente, cette nébuleuse est passablement plus âgée, 25 290 ans[27].
Dans les années, des observations ont montré que l'étoile centrale, unenaine blanche, faisait partie d'unsystème binaire[30],[31]. Lesatellite Gaia a plus tard confirmé la présence du système binaire[27]. Une troisième étoile a récemment () été découverte, on est donc en présence d'un système stellaire triple[32]. La masse de l'une des étoiles compagnes est0,59, elle est detype spectral K et orbite à 2,453 ua de la naine blanche. La masse de la deuxième étoile compagne est de0,20, elle est detype spectral M et 3,322 ua la sépare de la naine blanche[32].
L'étoile au centre de cette nébuleuse est detype spectral DAO.6(en) (naine blanche riche en hydrogène ethélium qui présente desraies spectrales de l'hélium ionisé). Sa magnitude visuelle est égale à 14,09 et sa masse est estimée à 1,491. Sa température de surface atteint les115kK () et sa luminosité est égale à186 ()[27]. Le rayon de la nébuleuse est estimé à 0,382 pc[27] et son âge est de 25 290 ans[27].
Les observations effectuées avec les télescopes spatiaux àrayon XROSAT etChandra ont permis de déterminer une température de136 000 ± 10 000K[8] pour l'étoile centrale. De plus, on a aussi découvert que le spectre de la nébuleuse pourrait être expliqué par la présence d'une étoile compagne rapprochée d'où partirait un flux de matière vers la naine blanche[22],[23].
Selon une étude visant à déterminer la fraction des nébuleuses planétaires contenant un système binaire d'étoiles, la magnitude visuelle de la naine blanche de M27 serait de14,089 ± 0,010[33]. Selon une étude exhaustive de plusieurs naines blanches publiée en parRalf Napiwotzki, la masse de la naine blanche serait de0,56 ± 0,01[34]. À l'aide du télescope spatial Hubble, on a déterminé que son rayon est égal à 5,5% de celui du Soleil[34],[35].
↑dimension = (382 ± 7 pc) x (3,2616 al/pc) x ((6,7/60)°) x (3,1416/180) = 2,43 ± 0,04 al.
↑La magnitude absolueM est donnée par l'équation suivanteM =m-5 x log10(D/10), oùm est la magnitude apparente (7,4) et D la distance en parsec (382 ± 7 pc)
↑R.Bachiller, P.Cox, E.Josselin, P. J.Huggins, T.Forveille, M. A.Miville-Deschênes et F.Boulanger, « An infrared/milimeter strudy of the Dumbbell nebula »,The 2nd ISO workshop on analytical spectroscopy,,p. 171(Bibcode2000ESASP.456..171B,lire en ligne[PDF])
↑B.Vorontsov-Veliaminov, « Space Distribution of Planetary Nebulae. (Studies on the O class stars, planetary nebulae and novae. V note. ) Mit 3 Abbildungen »,Zeitschrift für Astrophysik,vol. 8,,p. 195(Bibcode1934ZA......8..195V,lire en ligne[PDF])
↑OrsolaDe Marc, Jean-ClaudePassy, D. J.Frew, MaxwellMoe et G. H.Jacoby, « The binary fraction of planetary nebula central stars - I. A high-precision, I-band excess search »,Monthly Notices of the Royal Astronomical Society,vol. 428,no 3,,p. 2118-2140(DOI10.1093/mnras/sts180,lire en ligne[PDF])
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