Qu’est-ce que c’est une nébuleuse?
Nébuleuse
Une nébuleuse (du latin ', flou) est, en astronomie, un objet céleste composé de gaz raréfié, de plasma ou de poussières interstellaires. Avant les années 1920, le terme désignait tout objet du ciel d’aspect diffus. Étudiées par des astrophysiciens spécialisés dans l'étude du milieu interstellaire, les nébuleuses jouent un rôle clé dans la naissance des étoiles.
NGC 1977
Cette nébuleuse fait partie de la vaste région HII qui est à environ 1500 années-lumière du système solaire. Cette région est située à l'extrémité nord de l'astérisme connu sous le nom d'Épée d'Orion à 0,6° de la nébuleuse d'Orion. Cette région comprend les nébuleuses NGC 1973 et NGC 1975. NGC 1977 est la plus brillante des trois nébuleuses et est aussi appelée la nébuleuse de l'Homme qui court ("Running Man Nebula", en anglais). Elle fut surnommée ainsi par Jason Ware, membre de la Société astronomique du Texas. Son voisin d'en bas aurait regardé l'objet et déclaré qu'il ressemblait à un homme qui court. Jason aurait rapporté cette information a une rencontre du groupe astronomique. Par la suite, le nom s'est propagé et est désormais largement accepté. NGC 1980
La nébuleuse est située autour de l'étoile Iota Orionis. NGC 1980 est à du système solaire et les dernières estimations donnent un âge de 4,7 millions d'années. La taille apparente de l'amas est de 14 minutes d'arc, ce qui, compte tenu de la distance, donne une taille réelle maximale d'environ 6,6 années-lumière. Il est parfois surnommé "Le joyau perdu d'Orion". IC 1318
IC 1318, également appelée la nébuleuse du Papillon (en anglais "Butterfly Nebula") est une nébuleuse en émission dans la constellation du Cygne. Nébuleuse de l'Esquimau
La nébuleuse de l’Esquimau (NGC 2392 ou Caldwell 39) (rarement appelée la nébuleuse de la Face de Clown) est une nébuleuse planétaire bipolaire arborant une double coquille.  Elle est située dans la constellation des Gémeaux. Elle a été découverte par l'astronome germano-britannique William Herschel en 1787. Nébuleuse du Pélican
La nébuleuse du Pélican (IC 5067 et IC 5070) est une nébuleuse en émission située à environ de la Terre dans la constellation du Cygne. Elle est très étendue dans le ciel, faisant environ 2,5 fois le diamètre de la Lune. NGC 2467
À cause de sa forme, des auteurs l'ont surnommé , (« nébuleuse de la tête de mort », ☠). Pour certains, à cause de ses couleurs, elle a l'apparence d'un mandrill. La nébuleuse renferme des régions où de vastes nuages d'hydrogène donnent naissance à des étoiles. Cette région est mentionnée dans l'ouvrage "Hubble’s Universe: Greatest Discoveries and Latest Images". Nébuleuse du Crayon
La longueur de la nébuleuse du Crayon est d'environ 5 années-lumière et elle est une partie du rémanent des Voiles. Ce rémanent est situé près du pulsar des Voiles, pulsar provenant de la supernova qui a donné naissance au rémanent. Nébuleuse obscure
Les nuages moléculaires géants jouent un rôle important dans la dynamique des galaxies : quand une étoile passe près d'un nuage géant, l'attraction gravitationnelle considérable de celui-ci perturbera significativement l'orbite de l'étoile. Après de multiples rencontres similaires, une étoile d'un certain âge aura des composantes de vitesse significatives dans toutes les directions, au contraire de l'orbite presque circulaire que les étoiles jeunes héritent du nuage qui les a engendrées. Ceci donne à l'astronome un autre outil pour estimer l'âge des étoiles et contribue à expliquer l'épaisseur du disque galactique. Nuage
La nébulosité, ou couverture nuageuse désigne la fraction du ciel couverte par les nuages d'un certain genre, d'une certaine espèce, d'une certaine variété, d'une certaine couche, ou d'une certaine combinaison de nuages. La nébulosité totale est la fraction du ciel cachée par l'ensemble des nuages visibles. Les deux se mesurent en octas, soit le un huitième de la voûte céleste, ou en dixièmes. La nébulosité et l'opacité des nuages sont signalés par les rapports météorologiques (METAR). NGC 5882
Plusieurs nébuleuses planétaires ont une apparence symétique, le gaz étant expulsé de l'étoile mourante dans toutes les directions, mais ce n'est pas le cas pour NGC 5882, comme le montre les images prises par le télescope spatial Hubble. Ces images montrent que la nébuleuse est formée de deux régions, une enveloppe interne allongée de gaz et une enveloppe asphérique plus pâle qui l'entoure. NGC 1909
NGC 1909 (IC 2118) est une nébuleuse par réflexion d'intensité lumineuse très faible. Cette nébuleuse est aussi connue, à cause de son profil, sous le nom de nébuleuse de la Tête de Sorcière. Elle est située dans la constellation de l'Éridan, non loin de l'étoile Beta Orionis (Rigel) de la constellation d'Orion. C'est d'ailleurs cette étoile qui l'éclaire. Cette nébuleuse a été découverte par l'astronome germano-britannique William Herschel en 1786. Cette galaxie a aussi été observée par l'astronome allemand Max Wolf le et elle a été inscrite à l'Index Catalogue sous la cote IC 2118. Nébuleuse
Constituées de poussières et de gaz nobles, elles absorbent en partie la lumière qui les traverse et voilent donc ce qui se trouve derrière elles. Dans le spectre visible, on ne peut les détecter que par contraste sur un champ d'étoiles ou une nébuleuse. NGC 1999
NGC 1999 est une nébuleuse par réflexion située dans la constellation d'Orion. Elle a été découverte par l'astronome germano-britannique William Herschel en 1785. Cette nébuleuse est éclairée par l'étoile variable et elle est à du système solaire. La taille du trou sombre dans la nébuleuse fait environ 10 000 UA, soit environ 0,16 année-lumière. On croyait auparavant que la tache noire était une nébuleuse obscure, c'est-à-dire un nuage dense de poussière et de gaz qui bloque la lumière des étoiles situées à l'arrière. L'observation de cette tache noire par le télescope spatial infrarouge Herschel en et les analyses subséquentes ont montré que c'était vraiment un trou dans le ciel dépourvu de matériau. L'origine semblait alors assez mystérieuse. Nébuleuse
Les nébuleuses sont prises en photo depuis l'invention de la technique. On en conserve les premières images à l'Observatoire de Paris. M97 (nébuleuse planétaire)
Plus tard, William Herschel la décrit comme une nébuleuse de luminosité uniforme et tente de la résoudre en étoile. Ne réussissant pas, il croit donc avoir affaire à un objet extrêmement lointain. Nébuleuse de la Tulipe
La nébuleuse de la Tulipe est une nébuleuse en émission située dans la constellation du Cygne. Nébuleuse de l'Œil de Chat
Elle fut découverte par William Herschel le , et c'est la première nébuleuse planétaire dont le spectre fut étudié, par l'astronome amateur anglais William Huggins en 1864. Elle est située à de la Terre. Nébuleuse de l'Œuf pourri
La nébuleuse de l'Œuf pourri (), aussi parfois appelée nébuleuse de la Calebasse ('), nom technique , est une protonébuleuse planétaire d'une longueur d' et située à environ de la Terre dans la constellation de la Poupe. Nébuleuse Californie
La nébuleuse Californie (également appelée NGC 1499) est une nébuleuse en émission située dans la constellation de Persée. Elle a été nommée ainsi car sa forme ressemble approximativement à celle de l'état de la Californie sur les photographies à longue pose. D'une longueur d'environ 70 années-lumière, NGC 1499 se trouve à environ de la Terre, ce qui fait d'elle l'une des régions HII les plus proches du système solaire. Cette nébuleuse, découverte par l'astronome américain Edward Emerson Barnard en 1885, est probablement illuminée par ξ Persei, une étoile géante bleue de type spectral O7.5III.  En raison de sa très faible magnitude surfacique, il est extrêmement difficile de l'observer visuellement, mais constitue une cible de choix pour les astrophotographes. Panthère nébuleuse
La Panthère nébuleuse () ou Panthère longibande ou Léopard nébuleux est une espèce de félin de taille moyenne, avec des pattes courtes et une très longue queue. Le pelage est fauve distinctement marqué de larges taches rectangulaires aux rebords sombres évoquant des nuages, ce qui est à l'origine de son nom. Il s'agit du félin actuel qui a les canines les plus longues proportionnellement à sa taille. Nébuleuse d'Orion
Sa structure occupe un pan de ciel de 66 × 60 minutes d'arc, quatre fois plus étendu que la pleine lune. Sa taille est d'environ 24 années-lumière. Cet objet correspond à la principale partie d'un nuage de gaz et de poussières beaucoup plus vaste encore, le "nuage d'Orion", qui s'étend sur près de la moitié de la constellation et contient en plus la boucle de Barnard et la nébuleuse de la Tête de Cheval. Rhaphigaster nebulosa
Longueur de 14 à 16 millimètres. Ses nombreuses taches brunes caractéristiques sur la membrane des ailes lui ont valu son qualificatif de "nébuleuse". Le nom du genre ""Raphigaster"" venant du grec "raphis", aiguille et "gaster", ventre en raison de l'aiguille qu'ont sur le ventre les espèces de ce genre. La punaise nébuleuse, "Rhaphigaster nebulosa", est facilement reconnaissable à ses antennes annelées bicolores et à l'aiguille qu'elle a sous le corps. Nébuleuse obscure
La forme de tels nuages est très irrégulière : ils n'ont aucune frontière externe clairement définie et prennent parfois des formes contorsionnées. Les plus grandes nébuleuses sombres sont visibles à l'œil nu, apparaissant comme des zones sombres sur le fond plus lumineux de la Voie lactée. Nébuleuse planétaire
Ces gaz forment un nuage de matière qui s'étend autour de l'étoile à une vitesse d'expansion de 20 à 30 kilomètres par seconde ( à ). Ce nuage est ionisé par les photons ultraviolets émis par l'étoile qui est devenue très chaude ( à ). L'énergie ainsi acquise par le gaz est réémise sous forme de lumière de moindre énergie, notamment dans le domaine du visible. Nébuleuse de l'Œuf
La particularité de la nébuleuse de l'Œuf est la série d'arcs et de cercles brillants entourant l'étoile centrale. Une épaisse couche de gaz et de poussières enserre l'étoile centrale, empêchant sa lumière directe de nous parvenir. Cependant, la lumière de l'étoile pénètre les régions les plus minces de cet enclos poussiéreux, illuminant les couches externes de gaz pour créer les arcs visibles sur les photographies. Nébuleuse en émission
La couleur des nébuleuses dépend de leur composition chimique et de l'intensité de leur ionisation. Beaucoup de nébuleuses en émission sont à dominante rouge, la couleur de la raie de l'hydrogène alpha à de longueur d'onde, en raison de la forte présence d'hydrogène dans les gaz interstellaires et de son potentiel d'ionisation relativement bas. Si l'ionisation est plus intense, d'autres éléments peuvent être ionisés et les nébuleuses peuvent émettre non seulement dans d'autres nuances de rouge (soufre II à ), mais aussi dans le vert (oxygène III à ) et dans le bleu (hydrogène bêta à ). Ainsi, en examinant le spectre des nébuleuses, les astronomes peuvent déduire leur composition chimique. La plupart des nébuleuses en émission sont formées d'environ 90 % d'hydrogène, le reste étant de l'hélium, de l'oxygène, de l'azote et d'autres éléments. Nuage d'Orion
La nébuleuse est importante à cause de sa taille car elle s'étend sur plusieurs degrés de la ceinture d'Orion jusqu'à son épée. C'est une des régions de formation stellaire les plus actives du ciel, qui contient des disques protoplanétaires et de très jeunes étoiles. La nébuleuse est également très brillante dans les longueurs d'onde infrarouge à cause des processus générateurs de chaleur intervenant dans la formation stellaire, bien que le complexe contienne aussi des nébuleuses sombres, des nébuleuses en émission, des nébuleuses par réflexion et des régions HII. Nébuleuse de Kleinmann-Low
La luminosité de la nébuleuse de Kleinmann-Low est d'environ 3,828x10^31 watts, soit environ 10^5 fois celle du Soleil, ce qui fait de la nébuleuse la composante la plus brillante du complexe OMC-1. La poussière entourant la nébuleuse de Kleinmann-Low a une température estimée à environ 70 kelvins. On estime que la nébuleuse est plutôt froide, à moins de 600 kelvin, mais elle est observée à moins de 20 microns comme extrêmement active en raison de la lumière infrarouge qu'elle dégage. À l'intérieur de la nébuleuse, l'objet le plus brillant observé est l'objet de Becklin-Neugebauer. Nébuleuse solaire
La nébuleuse solaire (ou protosolaire, ou primordiale) est le nuage de gaz à partir duquel le Système solaire s'est formé. NGC 2440
La structure complexe de la nébuleuse est produite par un double écoulement provenant de l'étoile centrale semblable à ceux de NGC 2346. Mais, dans le cas de NGC 2440, les écoulements sont épisodiques et se produisent dans une direction différente à chaque épisode. La nébuleuse renferme également plusieurs nuages de poussière, certains formant de long filaments sombres partant de l'étoile centrale. En plus des gaz lumineux excités par les radiations ultraviolettes de l'étoile centrale, la nébuleuse est entouré d'un plus vaste nuage de gaz plus froid qu'on ne peut voir en lumière visible, mais que les photos en infrarouge peuvent détecter. Nicolas-Claude Fabri de Peiresc
Début juillet 1608, les faubourgs d'Aix-en-Provence sont recouverts d'une pluie de « sang ». Quelques moines désireux d'exploiter la crédulité humaine n'hésitent pas à voir dans cet évènement des influences sataniques. Peiresc fait des relevés de cette pluie en recueillant quelques gouttes sur la muraille du cimetière de la cathédrale. Il découvre que ce liquide est laissé par les chrysalides des vanesses lorsqu'elles se muent en papillons (papillons qui avaient été observés). Le centre-ville n'ayant pas été envahi, il est resté épargné. Cette explication scientifique ne calme pas la terreur populaire. Son talent ne s'arrête pas là. Peiresc est aussi un brillant astronome. Il fait construire une tour d'observation sur le toit du château de Belgentier et monte sur le sommet de la montagne Sainte-Victoire pour y observer les astres. Il invente le mot de nébuleuse après avoir découvert la nébuleuse d'Orion. À la suite de son ami Galilée, il observe les satellites de Jupiter dont il laisse des croquis montrant qu'il a très bien compris qu'il s'agit de satellites de cette planète. Il veut utiliser les disparitions de ces satellites pour améliorer la connaissance des longitudes et commence à dresser des tables très précises. Apprenant que Galilée a le même projet, il l'abandonne par déférence envers celui qu'il admire. Les premières analyses des manuscrits de Peiresc ont montré que ses formules étaient plus précises que celles de Galilée.  Entre la fin novembre et le début décembre 1610, il découvre la nébuleuse d'Orion qu'il décrit dans ses manuscrits par ces mots : Nébuleuse Californie
NGC 1499 est un bon exemple de nébuleuse brillant fortement grâce non seulement aux émissions Hα mais aussi aux émissions en Hβ, comme c'est aussi le cas avec la nébuleuse de la Tête de Cheval. L'observation avec un filtre monochromatique Hα ou Hβ , ou avec un filtre polychromatique Hα et Hβ est donc conseillée pour ce type d'objet. Eta Carinae
Elle a subi une énorme explosion il y a entre et , qui n'a été observable il n'y a que 150 ans, le temps que la lumière voyage jusqu'à la Terre. Cela a produit une gigantesque nébuleuse, désormais . Cette nébuleuse s'appelle la à cause de sa forme comportant deux lobes symétriques. NGC 3242
Sur les photographies en lumière visible, l'étendue maximale de la nébuleuse est d'environ 1,1 minute d'arc. Mais, sur les photos prises dans le domaine de l'infrarouge, la nébuleuse est beaucoup plus vaste. Par exemple, sur l'image provenant des données du télescope spatial WISE son diamètre est d'environ 5,6 minutes d'arc, soit 5 fois plus grand qu'en lumière visible. IC 2448
La nébuleuse est située très au sud, près de la limite avec la constellation des Poissons volants, juste à côté de la brillante étoile Bêta de la Carène (Miaplacidus) de magnitude 1,8, ce qui explique qu'un télescope de 200 mm soit nécessaire pour cette nébuleuse. Nébuleuse de l'Esquimau
La nébuleuse de l'Esquimau est connue pour la vitesse exceptionnellement élevée de sa coquille interne, environ 90 km/s, et l'existence d'un écoulement bipolaire rapide dont la vitesse radiale approche les 200 km/s. La distance qui nous sépare de NGC 2392 est de . Nébuleuse de Mérope
La nébuleuse de Mérope, également connue sous le nom de NGC 1435 et nébuleuse Tempel, est une nébuleuse par réflexion diffuse, peut-être un rémanent de supernova, située dans l'amas d'étoiles des Pléiades et entourant l'étoile Mérope. Elle a été découverte le à l'observatoire de Marseille par l'astronome allemand Wilhelm Tempel. John Herschel la décrit comme une très faible nébuleuse de la taille de la pleine Lune dans le "New General Catalogue" (NGC). Nébuleuse planétaire
Il s'agit d'une nébuleuse en émission constituée d'une coquille de gaz en expansion éjectée d'une étoile en fin de vie, en transition de l'état de géante rouge à l'état de naine blanche pendant la branche asymptotique des géantes. Quand une petite étoile (moins de huit masses solaires) achève de consommer son hydrogène, puis son hélium, son cœur s'effondre pour former une naine blanche, tandis que les couches externes sont expulsées par la pression de radiation. Hypothèse de la nébuleuse
Les étoiles se formeraient à l'intérieur de nuages géants d'hydrogène moléculaire froid, des nuages moléculaires géants d'environ et 20 parsecs (pc) de diamètre. Au cours des millions d'années, les nuages moléculaires géants sont susceptibles de s'effondrer et de se fragmenter. Ces fragments forment alors de petits noyaux denses, qui avec le temps formeront des étoiles. La masse de ces noyaux varie entre une fraction jusqu'à plusieurs fois celle du Soleil (M) et sont appelées nébuleuses protostellaires (ou protosolaires). Elles possèdent un diamètre de à ( à UA) et une d'environ à par cm. L'effondrement initial d'une nébuleuse protostellaire d'une masse solaire prend environ . Chaque nébuleuse commence avec une certaine quantité de moment cinétique. Le gaz dans la partie centrale de la nébuleuse, avec un moment cinétique relativement bas, passe par une période de compression rapide et forme un noyau chaud hydrostatique (qui ne se contracte pas) contenant une petite fraction de la masse de la nébuleuse originelle. Ce noyau deviendra l'étoile. Alors que l'effondrement continue, la conservation du moment cinétique amène l'accélération de la rotation de l'enveloppe tombante, ce qui empêche grandement le gaz de s'amalgamer directement sur le noyau central. Au lieu de s'amalgamer, le gaz est forcé de s'étendre vers l'extérieur, près de son plan équatorial, formant un disque. Le noyau s'agrandit graduellement et sa masse augmente jusqu'à ce qu'il devienne une jeune protoétoile chaude. À ce stade, la protoétoile et son disque sont grandement obscurcis par l'enveloppe qui dégonfle et ne sont donc pas directement observables. En fait, l'opacité de l'enveloppe restante est si grande que même les radiations d'une longueur d'onde de l'ordre du millimètre ont de la difficulté à s'en échapper. De tels objets sont observés comme des condensations très lumineuses qui émettent principalement des ondes d'ordre millimétrique, ou même plus petites. Elles sont classifiées comme protoétoiles de classe spectrale 0. L'effondrement est souvent accompagné par des jets bipolaires qui émanent près de l'axe de rotation du disque. Les jets en général sont d'ailleurs fréquemment observés dans des régions de formations d'étoiles (voir objet Herbig-Haro). La luminosité des protoétoiles de classe 0 est élevée. Ainsi, par exemple, une protoétoile d'une masse solaire peut radier à plus de 100 luminosités solaires. La source de cette énergie est l'effondrement gravitationnel, alors que leurs noyaux ne sont pas encore assez chauds pour commencer la fusion nucléaire. Nébuleuse de l'Œuf
La nébuleuse de l'Œuf (appelée également l'Œuf ou l'Œuf du Cygne ; RAFGL 2688 et CRL 2688) est une protonébuleuse planétaire bipolaire située à environ 3000 années-lumière de la Terre. Hypothèse de la nébuleuse
Les particules de poussières ont tendance à s'agglutiner ensemble dans l'environnement très dense du disque, menant à la formation de particules plus grandes, jusqu'à plusieurs centimètres de grosseur. Les traces de la création de cette poussière et de sa coagulation peuvent être observées dans le spectre infrarouge des jeunes disques. Cela peut mener à la formation de planétésimaux mesurant plus de de diamètre, qui sont les éléments à la base de la formation des planètes. Nébuleuse solaire
D'après cette thèse, la nébuleuse a eu un diamètre initial de et une masse de deux à trois fois la masse actuelle du Soleil. Avec le temps, la gravité a causé d'abord la condensation du nuage gazeux, puis, alors que la pression et la densité augmentaient, l'émergence d'une proto-étoile au centre de la nébuleuse. Ce système primitif était chauffé par la friction des molécules, la fusion nucléaire n'apparaissant que bien plus tard. En raison du principe de conservation du moment angulaire (qui implique l'accélération de la rotation pendant la contraction), la nébuleuse ne s'est pas entièrement effondrée sur elle-même, mais a entraîné la formation d'un disque. Un disque d'accrétion protoplanétaire s'est formé, en orbite autour de la proto-étoile. Nébuleuse en émission
En astronomie, les nébuleuses en émission sont des nuages de gaz ionisé dans le milieu interstellaire qui absorbent la lumière d'une étoile chaude proche et la réémettent sous forme de couleurs variées à des énergies plus basses. Sh2-129
Sh2-129, également connue sous le nom de nébuleuse de la chauve-souris en vol (""), est une nébuleuse en émission de type région HII située à environ (al) de la Terre dans la constellation de Céphée. Nébuleuse solaire
L'hypothèse de la nébuleuse a été proposée pour la première fois en 1734 par Emanuel Swedenborg et en 1755 par Emmanuel Kant, en supposant que la nébuleuse tourne lentement sur elle-même, se condensant et s'aplatissant graduellement sous l'effet de la gravité, pour former plus tard des étoiles et des planètes. Un modèle similaire a été proposé en 1796 par Pierre-Simon de Laplace. Nébuleuse du Serpent
La nébuleuse du Serpent (Barnard 72) est une nébuleuse obscure située à environ 650 années-lumière de la Terre dans la constellation d'Ophiuchus. Elle doit son nom à sa forme en « S ». SN 1181
La nébuleuse a été détectée pour la première fois le 25 août 2013 par l'astronome amateur américain Dana Patchick à partir d’images WISE dans l'infrarouge moyen. Une étoile centrale brillante a été découverte au même moment à partir d’images GALEX dans le proche ultraviolet (UCAC4 788-002438). Des images obtenues début septembre 2013 avec le réflecteur KPNO de 2,1M sous la direction du Dr. George Jacoby, ont révélé en imagerie à bande étroite [OIII], une coquille faible entourant l'étoile centrale. Ce couple stellaire a été référencé comme candidate nébuleuse planétaire dans la base de données HASH et a été nommé « Pa 30 ». Hypothèse de la nébuleuse
Originellement appliqué seulement au Système solaire, ce processus de formation des systèmes planétaires est aujourd'hui largement considéré comme étant à l'œuvre dans l'ensemble de l'Univers. La variante moderne la plus acceptée de cette théorie est le modèle du disque de la nébuleuse solaire (MDNS) ou, plus simplement, modèle de la nébuleuse solaire. Cette hypothèse de la nébuleuse offre plusieurs explications sur une grande variété de propriétés que possède le Système solaire, incluant les orbites quasi circulaires et coplanaires des planètes, et leur mouvement dans la même direction que la rotation du Soleil. Aujourd'hui, quelques éléments de l'hypothèse de la nébuleuse se retrouvent dans les théories modernes de la formation des planètes, mais la majorité de ses éléments ont toutefois été mis de côté. Nébuleuse lumineuse
On distingue deux types de nébuleuses lumineuses : les nébuleuses en émission et les nébuleuses en réflexion. M17 (nébuleuse)
La nébuleuse fait partie d'un nuage du milieu interstellaire d'une quarantaine d'années-lumière d'envergure. Elle doit sa luminosité à des étoiles jeunes de type B qui irradient le gaz alentour, créant ainsi une région HII. La couleur rouge de la nébuleuse est d'ailleurs celle de l'hydrogène ionisé. Nébuleuse de la Carène
Le trou de serrure, ou nébuleuse de trou de serrure, est un petit nuage sombre de molécules froides et de poussière dans la nébuleuse de la Carène. Il contient aussi contenant des filaments brillants de gaz chaud et fluorescent se découpant sur la nébuleuse de fond beaucoup plus lumineuse. John Herschel l'a décrit comme un lemniscate ou une vacuité ovale («"oval vacuite"») lors de sa première description pour s'en tenir par la suite au "vacuité ovale". Le terme lemniscate a continué d'être utilisé pour décrire cette partie de la nébuleuse jusqu'à ce qu'Emma Converse, une écrivaine en astronomie, décrive sa forme comme ressemblant à un trou de serrure dans un article paru en 1873 dans le . Ce nom est maintenant d'usage courant et il est parfois malheureusement utilisé pour désigner l'ensemble de la nébuleuse de la Carène. Nébuleuse de l'Esquimau
On voit très bien l'étoile centrale de la nébuleuse sur l'image prise par Hubble. Elle est entourée d'ovales lumineux blancs et dorés. L'apparence du centre de la nébuleuse rappelle certaines images d'un nuage électronique autour du noyau d'un atome. Nébuleuse du Sablier
La nébuleuse du Sablier (également appelée MyCn 18) est une jeune nébuleuse planétaire située au sud de la constellation de la Mouche, loin de la Terre d’environ . Elle a été découverte par Annie Jump Cannon et Margaret W. Mayall pendant leur travail sur le catalogue Henry Draper (le catalogue a été créé entre 1918 et 1924). À l’époque, la nébuleuse a été catégorisée comme simple nébuleuse planétaire. Des télescopes nouvelle génération et des techniques d’images ont permis de percevoir une forme de sablier découvert par Raghvendra Sahai et John Trauger au Jet Propulsion Laboratory, le . Il a été présumé que la forme de sablier de MyCn 18 est produite par l’expansion d’un rapide vent stellaire à l’intérieur d’un nuage plus dense au niveau de ses équateurs qu’aux pôles, s’épandant peu à peu. Nébuleuse lumineuse
Les nébuleuses lumineuses sont des nuages de gaz et de poussières interstellaires principalement constitués d'hydrogène ionisé. Ces nuages sont également composés des restes d'étoiles mortes comme de l'hélium, de l'eau, de l'oxygène, etc. Ce type de nébuleuse est souvent la source de la formation d'étoiles sous forme de groupes ou d'amas. Sac de charbon
Il s'agit d'une nébuleuse obscure, nuage de gaz et de poussières qui en s'effondrant sur eux-mêmes lorsque leur masse est suffisante, forment des étoiles. LL Pegasi
La nébuleuse présente une forme inhabituelle de spirale d'Archimède. On pense que la forme est engendrée par l'interaction entre le compagnon stellaire et l'étoile carbonée, comme cela a été vu dans d'autres systèmes binaires, mais pas avec une forme géométrique aussi précise. La distance entre les bras spiraux et leur taux d'expansion est cohérent avec les estimations de la période orbitale de 810 ans de la paire basée sur leur séparation angulaire apparente. Nébuleuse de la Carène
La nébuleuse de la Carène (ou Grande nébuleuse de la Carène, NGC 3372) est une nébuleuse en émission et une nébuleuse par réflexion située dans la constellation de la Carène. Elle a été découverte par l'astronome français Nicolas-Louis de Lacaille en 1752 depuis le cap de Bonne-Espérance en Afrique du Sud. Nébuleuse de vent de pulsar
En astronomie, une nébuleuse de vent de pulsar, en abrégé PWN (de l'anglais '), ou un plérion, est un rémanent de supernova dont l'intensité décroît du centre au bord. On parle également de rémanent « plein ». Nébuleuse de l'Œil de Chat
Selon une première interprétation, un système binaire serait à l'origine de la nébuleuse. Les effets dynamiques de deux étoiles tournant en orbite l'une autour de l'autre expliquent plus facilement la structure de cette nébuleuse, qui apparaît beaucoup plus complexe que la plupart des autres nébuleuses planétaires connues. Selon ce modèle, le vent stellaire de l'étoile centrale a créé l'enveloppe allongée, faite de gaz dense et lumineux. Cette structure est incluse à l'intérieur de deux lobes de gaz, éjectés plus tôt par cette étoile. Ces lobes sont « pincés » par un anneau de gaz plus dense, probablement éjecté dans le plan orbital du compagnon de l'étoile centrale. Hypothèse de la nébuleuse
Selon l'hypothèse de la nébuleuse, les étoiles se forment dans des nuages très massifs et denses d'hydrogène moléculaire – des nuages moléculaires géants. Ces nuages sont gravitationnellement instables et la matière qui s'y amalgame se regroupe en petits amas plus denses, qui à leur tour tournent, s'effondrent, et forment des étoiles. La formation des étoiles est un processus complexe qui produit toujours un disque protoplanétaire gazeux autour de la jeune étoile. Ce processus peut éventuellement donner naissance à des planètes dans certaines circonstances qui ne sont pas encore très bien connues. La formation des systèmes planétaires est donc considérée comme étant un résultat naturel de la formation des étoiles. Catalogue van den Bergh - Herbst
Les nébuleuses du catalogue les plus proches de nous se trouve sur la ceinture de Gould et les plus éloignées se situent sur le disque galactique ou sur les bras du Sagittaire et de Persée, à côté du nôtre. Pour chaque nébuleuse, il existe une classification de la couleur, de BB (bleu très foncé) à RR (rouge très foncé), avec une valeur pour les intermédiaires. Est également indiqué si l'étoile est responsable de l'éclairage du gaz à l'intérieur (classe I) ou à l'extérieur (classe II) de la masse de gaz qui composent la nébuleuse éclairée. Nébuleuse d'Orion
La nébuleuse d'Orion abrite en son sein une énorme bulle de gaz, très ténue, d'une température de 2 millions de degrés Celsius, découverte par une équipe internationale menée par des chercheurs suisses et du Laboratoire d'astrophysique de Grenoble (CNRS/Université Joseph- Fourier, Observatoire de Sciences de l'Univers de Grenoble) grâce au satellite européen XMM-Newton. Cette température est tellement élevée que le gaz émet non pas dans le domaine visible, mais dans celui des rayons X, domaine d'investigation du satellite XMM, lancé par l'Agence spatiale européenne en 1999. Ces résultats sont publiés en ligne le sur "Science Express". La nébuleuse d'Orion est l'un des objets célestes les plus faciles à observer. Elle se trouve dans le baudrier de la constellation d'Orion, juste en dessous de sa ceinture qui, formée de trois étoiles très serrées et alignées, se repère facilement. Le baudrier ressemble à une larme tombant vers l'horizon. En pointant un télescope, une lunette ou encore de bonnes jumelles, la nébuleuse apparaît. Un faible grossissement (entre 30 et 60 fois) permet de l'observer dans son ensemble. Un grossissement plus important, de l'ordre de 100 à 200 fois, permet d'observer les étoiles qui la composent, notamment les quatre qui forment l'amas du Trapèze. NGC 3503
NGC 3503 est une nébuleuse en émission située dans la constellation de la Carène. Elle a été découverte par l'astronome britannique John Herschel en 1834. Cette nébuleuse renferme un amas ouvert d'étoiles. Nébuleuse
Identiques en nature aux nébuleuses obscures, elles reflètent partiellement la lumière d'une étoile située à proximité. Nébuleuse de la Tarentule
La nébuleuse de la Tarentule, d'une magnitude apparente totale voisine de 5, est aisément visible à l'œil nu (hors de la pollution lumineuse des villes) comme une condensation petite et brillante en périphérie immédiate du Grand Nuage de Magellan. Si elle apparaît légèrement moins brillante et moins étendue que la célèbre nébuleuse d'Orion, les distances respectives de ces deux régions HII par rapport à un observateur terrestre sont sans commune mesure. En effet, la nébuleuse d'Orion est environ plus proche . Intrinsèquement, la Tarentule est donc considérablement plus vaste, lumineuse et massive. Abstraction faite de l'absorption interstellaire, si elle se trouvait aussi proche de nous que la nébuleuse d'Orion, alors elle nous apparaîtrait deux fois plus étendue que le chariot de la Grande Ourse pour une luminosité perçue totale équivalente à celle de Vénus à son maximum (gain de dix magnitudes environ). Il s'agit en réalité de la région HII connue la plus active du Groupe local, et aussi l'une des plus étendues avec NGC 604, dans la galaxie du Triangle. Nébuleuse de l'Esquimau
NGC 2392 est un objet de petite dimension (0,90') et sa magnitude apparente de 9,1 le rend invisible à l'œil nu. Dans un petit télescope, il a l'apparence d'un simple disque lumineux. C'est d'ailleurs cet aspect qui est à l'origine du nom de nébuleuse planétaire. Cependant, dans les grands télescopes, les nébuleuses planétaires montrent une structure beaucoup plus complexe. Par exemple, sur une photo prise par un télescope de 80 cm de diamètre, NGC 2392 ressemble au visage d'un humain habillé d'un parka de fourrure, d'où son nom de nébuleuse de l'Esquimau. Nébuleuse de la Rosette
La nébuleuse de la Rosette, aussi connue comme Caldwell 49, est une vaste région HII située à quelque 4700 années-lumière du système solaire en direction de la constellation de la Licorne. Elle a été découverte par l'astronome américain Lewis Swift en 1865. La taille angulaire de la Rosette est de et, à la distance estimée de cette nébuleuse en émission, elle s’étend sur 130 années-lumière dans sa plus grande dimension. Ces chiffres s'appliquent à l'ensemble de la nébuleuse et non à NGC 2237 qui n'en est qu'une partie. Selon le site SEDS, la taille de NGC 2237 est de . On estime la masse de la nébuleuse de la Rosette à environ 10 000 fois la masse du Soleil. La nébuleuse de la Rosette est une pouponnière active d’étoiles relativement près de nous. Comme ce complexe nuageux est très vaste et spectaculaire à observer, il n’est pas rare que plusieurs entrées du catalogue NGC s’y trouvent. La nébuleuse comprend ces entrées : Nébuleuse de la Tarentule
La nébuleuse de la Tarentule (également connue sous le nom de 30 Doradus, ou NGC 2070 ou Caldwell 103) est une région HII dans le Grand Nuage de Magellan. Initialement, on pensait qu'il s'agissait d'une étoile (d'où la dénomination désuète de "" dans la classification de Flamsteed), mais en 1751 Nicolas-Louis de Lacaille a pu identifier sa nature nébuleuse. Elle se situe à -lumière de la Terre. Le taux de naissance d'étoiles y est plus élevé qu'en n'importe quelle région de notre Galaxie. La nébuleuse de la Tarentule est la plus grosse nébuleuse connue. IC 2177
IC 2177 est une grande nébuleuse en émission (4 fois le diamètre de la pleine lune). Elle représente les ailes la nébuleuse de la Mouette. Nébuleuse du Pélican
La nébuleuse se trouve juste à côté de la très grande et célèbre nébuleuse de l'Amérique du Nord (NGC 7000). Sa magnitude apparente fait en sorte qu'elle est invisible à l’œil nu et doit être observée à l'aide d'instruments. Nébuleuse de la Tarentule
La lueur rougeâtre de la nébuleuse de la Tarentule est due à ce que les astronomes appellent l'excitation de l'hydrogène. Le gaz est excité par les puissants rayonnements lumineux émanant d'étoiles géantes. Celles-ci brûlent leur combustible nucléaire avec une telle intensité qu'elles l'épuisent en seulement quelques millions d'années (le même processus prend des milliards d'années chez des étoiles plus modestes, comme le Soleil). Puis elles explosent en supernovas. Une géante bleue de la nébuleuse de la Tarentule qui s'est transformée en supernova a capté l'attention des astronomes du monde entier, le . Et, depuis, ils continuent à observer ses rémanents. Nébuleuse de l'Œuf pourri
Les parties les plus denses de la nébuleuse sont composées de matériau récemment éjecté par l'étoile centrale et accéléré dans des directions opposées. Ce matériau, visible en jaune sur l'image, s'éloigne du centre à une vitesse atteignant de kilomètres par heure. La plus grande partie de la masse initiale de l'étoile est désormais comprise dans cette structure gazeuse bipolaire. Nébuleuse
Ces nébuleuses en émission sont caractérisées par l'excitation d'un nuage d'hydrogène et sont souvent associées à un amas ouvert d'étoiles jeunes ou en formation. Nébuleuse de l'Œil de Chat
Les observations montrent que le corps principal de la nébuleuse a une densité d'environ 5000 particules/cm et une température d'environ . Le halo extérieur a une température plus élevée d'environ et une densité beaucoup plus faible. Sac de charbon
La nébuleuse est connue depuis toujours des peuples de l'hémisphère sud. Le navigateur et explorateur espagnol Vicente Yáñez Pinzón témoigna de son existence dès son retour en Europe en . En raison de son opacité, la nébuleuse fut surnommée le "Nuage sombre de Magellan", par opposition aux deux brillants Nuages de Magellan. Nébuleuse obscure
En astronomie, les nébuleuses sombres, nébuleuses obscures ou encore nébuleuses d'absorption sont des régions où les poussières du milieu interstellaire semblent se concentrer en grands nuages qui apparaissent en régions pauvres en étoiles. Nébuleuse de la Lagune
M8 ou NGC 6523 ou la nébuleuse de la Lagune, aussi appelée nébuleuse du Lagon, est une nébuleuse diffuse située dans le Sagittaire. Il s'agit d'un nuage interstellaire où naissent de nombreuses étoiles jeunes. Elle comprend également un amas ouvert, NGC 6530. CG 4
La nébuleuse est également un globule de Bok dont l'un des côtés a été déformé en forme de queue, lui donnant un aspect de comète. Nébuleuse Trifide
D'une manière générale, on peut observer la nébuleuse sous la forme d'un disque assez brillant et de luminosité relativement uniforme — si l'on ne tient pas compte des méandes formés par les "chenaux" de la nébuleuse obscure — accolé d'un disque de taille voisine mais un peu plus faible et décroissant en luminosité au fur et à mesure que l'on s'éloigne de l'étoile qui se trouve au centre. La nébuleuse se présente donc comme deux disques accolés d'une dizaine de minutes d'arc chacun au centre desquels se trouve une étoile — triple dans l'un des cas. Si les conditions sont réunies, l'astronome amateur pourra observer cela au moyen d'un télescope de de diamètre (l'étoile triple sera le plus souvent vue double). NGC 6726
NGC 6726 est une nébuleuse par réflexion qui se situe à environ 500 années-lumière dans la constellation de la Couronne australe. Elle fait partie d'un ensemble complexe d'objet céleste. NGC 6726 est un grand nuage de gaz constitué de fine poussière qui renvoie la lumière des étoiles proches. Ces étoiles ne sont pas assez énergétiques pour former une nébuleuse en émission. Nébuleuse du Carré rouge
L'explication proposée par Tuthill et son collaborateur James Lloyd de l'Université Cornell veut que la forme carrée de la nébuleuse découle de deux cônes de gaz placés bout à bout. Ces cônes proviennent de l'émanation de gaz de la ou des étoiles centrales lors d'un stade avancé de leur développement. Le même phénomène serait en cause dans le cas de la structure en double-anneau de SN 1987A. Nébuleuse de la Carène
À une distance d'environ 8 500 années-lumière estimée à l'aide des données récentes du satellite Gaia et une dimension apparente de 120 minutes d'arc, cette nébuleuse est l'une des plus vastes régions HII connues de notre galaxie avec une envergure approchant les 300 années-lumière. Bien que quatre fois plus grande et plus lumineuse que la nébuleuse d'Orion, la nébuleuse de la Carène est moins célèbre en raison de sa position lointaine dans le ciel de l'hémisphère sud. Comme la nébuleuse d'Orion, NGC 3372 est visible à l'œil nu, mais on ne distingue pas les couleurs que l'on voit sur les photos télescopiques, seulement une tache blanchâtre. Nébuleuse planétaire
La nature des nébuleuses planétaires reste inconnue jusqu'aux premières observations spectroscopiques, au milieu du . William Huggins est l'un des premiers astronomes à étudier le spectre des objets astronomiques en dispersant leur lumière à l'aide d'un prisme. Ses observations des étoiles montrent un spectre continu sur lequel apparaissent des lignes sombres (raies d'absorption). Nébuleuse Trifide
Le vingtième objet du catalogue Messier (M20) est une nébuleuse diffuse située dans la constellation du Sagittaire au voisinage immédiat du bulbe central de la Galaxie. Assez connue comme une nébuleuse en émission traversée par une nébuleuse obscure digitée qui lui donne son aspect caractéristique, ses régions externes constituent en outre une nébuleuse par réflexion dont une étoile bleue relativement brillante, au nord, révèle la présence par un vaste halo diffus de même teinte centré sur cette étoile. Un système triple d'étoiles occupe le centre de la région émissive de la nébuleuse, à la manière du Trapèze de la nébuleuse d'Orion. Nébuleuse planétaire
Les nébuleuses planétaires sont souvent très colorées, et leurs images sont parmi les plus spectaculaires. Un des exemples célèbres de ce type d'objet est la "nébuleuse de l'Anneau" située dans la constellation de la Lyre, d'où son autre appellation : "nébuleuse de la Lyre". NGC 6741
NGC 6741, aussi connue sous le nom de Phantom Streak Nebula, est une nébuleuse planétaire qui est située dans la constellation de l'Aigle. Sa distance avec la Terre est d'environ . Malgré le fait qu'elle soit assez lumineuse, cette nébuleuse est difficile à voir dans un petit télescope, c'est pour cela qu'elle a seulement été découverte en 1882 par l'astronome et physicien américain Edward Charles Pickering. NGC 3132
NGC 3132 (Caldwell 74) est une nébuleuse planétaire située dans la constellation des Voiles à environ 2000 années-lumière du système solaire. Surnommée nébuleuse aux huit éclats (par erreur de traduction de l'anglais « », signifiant « explosion en huit »), ou nébuleuse de l’anneau austral, elle a été découverte par l'astronome britannique John Herschel en 1835. Son diamètre est d'environ de 0,93 année-lumière, ce qui représente près de 1500 fois la distance du Soleil à Pluton. Nébuleuse E
La nébuleuse E, ou nébuleuse E de Barnard (Barnard 142 et 143), est une paire de nébuleuses obscures situées à environ de la Terre dans la constellation de l'Aigle. Elle s'étend sur une surface semblable à celle de la pleine Lune (~0,5 degré). Nébuleuse planétaire
Les nébuleuses planétaires sont le résultat de l'évolution des étoiles de masse intermédiaire (entre 0,8 et 8 fois la masse du Soleil). Après avoir passé de plusieurs dizaines de millions à une dizaine de milliards d'années à transformer de l'hydrogène en hélium en leur cœur, ces étoiles arrivent à la fin de leur réserve d'hydrogène et n'ont donc plus de quoi produire l'énergie nécessaire pour contrebalancer la force gravitationnelle qui tend à les faire s'effondrer sur elles-mêmes. Le noyau de l'étoile s'effondre lentement, augmentant sa température (de quelques dizaines à une centaine de millions de kelvins), de nouvelles fusions ont alors lieu, l'hélium se transformant en carbone. Les couches externes de l'étoile subissent alors une forte pression et sont expulsées sous forme d'un vent assez lent et dense. Orion (constellation)
Une autre nébuleuse connue est IC 434, la nébuleuse de la Tête de Cheval, près d'Alnitak. Elle contient un nuage de poussières sombre dont la forme donne à la nébuleuse son nom. On y trouve également M78, encore une nébuleuse, la boucle de Barnard, une nébuleuse diffuse très allongée, et les amas ouverts NGC 1662, NGC 2112, NGC 2169, NGC 2175 (dont NGC 2174), NGC 2186 et NGC 2194. Nébuleuse de Kleinmann-Low
La nébuleuse (de) Kleinmann-Low (également connue sous le nom de nébuleuse KL d'Orion) est une région active de formation d'étoiles de la Voie lactée. Il s'agit d'un amas d'étoiles dans un nuage moléculaire . Nébuleuse de la Tête de Cheval
Elle est facilement reconnaissable par la forme en tête de cheval qui lui a donné son nom et qui se découpe dans la nébuleuse. En effet, derrière la nébuleuse se trouve de l'hydrogène qui, ionisé par l'étoile brillante proche Sigma Orionis, donne une couleur rouge. L'obscurité de la tête de cheval est causée par la présence d'un nuage dense de gaz et de poussière. Cette dernière absorbe fortement le rayonnement visible émis par le gaz ionisé d'arrière-plan (rouge sur la photo). Nébuleuse de la Flamme
La nébuleuse de la Flamme (NGC 2024) est une nébuleuse en émission située dans la constellation d'Orion. Elle a été découverte par l'astronome germano-britannique William Herschel en 1786. Nébuleuse planétaire
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. Région HII
William Herschel, observant la nébuleuse d'Orion en 1774, la décrira comme « une informe brume ardente, matériel chaotique des futurs soleils ». Il faudra cependant attendre encore un siècle pour que cette théorie soit confirmée, lorsque l'astronome britannique William Huggins pointa son spectromètre en direction de plusieurs nébuleuses. Parmi celles qui furent observées, certaines, comme la nébuleuse d'Andromède, possédaient un spectre similaire à celui des étoiles, et on en déduisit qu'il s'agissait en fait de galaxies composées de centaines de millions d'étoiles. Les autres étaient très différentes : à la place d'un spectre continu entrecoupé de raies d'absorption, celui de la nébuleuse d'Orion et d'autres objets similaires n'était composé que de quelques raies d'émission, peu nombreuses. NGC 6302
NGC 6302 (appelée également nébuleuse de l'Insecte, nébuleuse du Papillon, ou Caldwell 69) est une nébuleuse planétaire bipolaire, dans la constellation du Scorpion. Sa structure est une des plus complexes jamais observées dans une nébuleuse planétaire. Le spectre de NGC 6302 révèle que son étoile centrale est l'une des plus chaudes de notre galaxie, avec une température de surface dépassant les 200000 K, indiquant que l'étoile à partir de laquelle elle fut formée devait être très grande. Nébuleuse planétaire
Par morphologie, on désigne généralement l'aspect apparent vu au foyer d'un télescope, en lumière « totale », i.e. dans la gamme que l'atmosphère terrestre veut bien laisser passer. Cette gamme comprend toutes les couleurs comprises entre le violet (autour de Å) et le rouge (autour de la longueur d'onde Å). Les recherches en imagerie monochromatique ont mis en évidence le fait que suivant les ions chimiques, la nébuleuse planétaire ne présente pas toujours la même morphologie. Par exemple, il en existe qui sont dites « hydrogène-déficientes », tandis que d'autres n'ont pas de trace de la raie [NII] à Å de l'azote une fois ionisé. En plus de ce problème de stratification en abondance, le stade d'évolution de l'étoile centrale joue un grand rôle dans la structure d'ionisation de l'enveloppe nébulaire environnante. C'est pour pouvoir séparer distinctement les contributions effectives de l'hydrogène (via la raie H alpha à Å) et de l'émission de l'azote (via la raie Å, à seulement 20 Å) que l'équipe du Laboratoire d'Astronomie Spatiale CNRS comme d'autres équipes utilisait exclusivement des filtres interférentiels très sélectifs (delta lambda de l'ordre de 8 à 10 Å).  Les nébuleuses planétaires ont d'abord été observées comme des anneaux diffus (rappelant les planètes, d'où leur nom, dû à William Herschel), puis furent considérées comme des coquilles projetées sur le plan du ciel quand leur nature fut explicitée. Mais il fallut assez rapidement se rendre à l'évidence : elles ne sont pas toutes rondes, tant s'en faut. On peut les classer selon leur forme apparente en sphériques, ellipsoïdales ou bipolaires. À ces trois grandes catégories s'ajoutent les nébuleuses planétaires à symétrie centrale ( "point-symetric"). Il faut également noter la présence de jets qui peuvent parfois prendre des formes non rectilignes. La situation est encore plus complexe si l'on considère que le même objet peut se présenter avec diverses morphologies selon l'échelle (voir image de NGC 6543, ou de l'Anneau de la Lyre) ou le domaine de longueur d'onde de l'observation. Le temps d'exposition intervient également dans la classification dite morphologique : telle nébuleuse, e.g. Sh 1-89, ou SaWe3 peut montrer une morphologie complètement différente sur une « pose » courte, et une exposition plus longue. Le grand axe peut changer de 90 degrés. De ce point de vue, l'avènement des nouvelles technologies du type « à transfert de charge » - en anglo-saxon, CCDs - en matière de détecteurs rapides et surtout linéaires, permet d'améliorer les observations en qualité, et partant une meilleure modélisation. Notamment, de nouvelles structures dites secondaires sont mises en évidence dans les régions périphériques, loin de l'étoile centrale, et qui pourraient être des reliques des éjectas des étoiles alors au stade « AGB » ( "Asymptotique Giant Branch"). Ceci contribuerait d'ailleurs à combler le déficit de masse du système. Shklovsky, dans sa recherche des distances en 1956, supposait que toutes les nébuleuses planétaires avaient la même masse, égale à 0,2 masse solaire, ce que l'expérience ne confirme pas par la suite.  Voir plus bas le débat sur l'origine de ces morphologies asphériques. L'étude des nébuleuses planétaires se base principalement sur la spectroscopie. La lumière émise par le gaz ionisé l'est principalement sous forme de raies en émission. Ces raies sont typiques d'une transition entre deux niveaux atomiques d'un ion donné. Les spectres observés montrent des centaines de raies, dans tous les domaines de longueur d'onde (radio, infrarouge, optique, ultraviolet, rayons X). Chaque raie apporte un élément dans notre compréhension de la nébuleuse. Il existe des raies dont le rapport renseigne sur diverses propriétés de la nébuleuse : la densité du gaz, sa température, la composition chimique (abondances). Nébuleuse planétaire
C'est à partir de ce moment que l'on peut parler de nébuleuse planétaire. L'étoile initiale a une masse comprise entre 0,8 et 8 fois la masse du Soleil, la naine blanche résultant de l'évolution a une masse entre 0,5 et 1,4 masse solaire : la majeure partie de l'étoile initiale a donc été réinjectée dans le milieu interstellaire. Nébuleuse du Croissant
La nébuleuse du Croissant (NGC 6888) est une nébuleuse en émission située dans la constellation du Cygne, à environ années-lumière. Elle est issue des rapides vents stellaires créés par l'étoile Wolf-Rayet , qui poussent la matière issue de vents plus lents éjectés par cette même étoile lorsqu'elle était plus jeune et plus petite (de type géante rouge) il y a . Le front de choc engendre ce que l'on nomme une bulle de Wolf-Rayet. La nébuleuse est principalement ionisée par l'étoile centrale (photoionisation) qui a une température de surface de 70 000K. Prix Seiun
"Seiun" est le mot japonais pour « nébuleuse ».