220P/McNaught est une comète périodique du Système solaire, découverte le 24 mai 2001 par l’astronome australien Robert H. McNaught (d’où son nom). Elle appartient à la famille des comètes joviennes, c’est-à-dire dont l’orbite est influencée par la planète Jupiter. Elle s’approche au plus près du soleil à 1,65 UA et s’en éloigne à 5 UA. De ce fait elle reste relativement proche du Soleil à chaque passage, ce qui en fait un objet observable mais sans éclat spectaculaire.

220P/McNaught est une comète périodique typique du Système solaire interne : discrète, régulière, mais scientifiquement précieuse. Elle rappelle que la majorité des comètes ne sont pas des spectacles célestes, mais des laboratoires naturels qui nous aident à comprendre la formation du Système solaire.

10P/Tempel est une comète périodique du Système solaire découverte le 4 juillet 1873 par Ernst Wilhelm Tempel. Elle est usuellement appelée Tempel 2 pour la distinguer des autres comètes découvertes par Tempel.

Le diamètre du noyau est estimé à 10,6 kilomètres avec un faible albédo de 0,022.

L’apparition la plus favorable de 10P/Tempel 2 a lieu en 1925 quand elle s’approche à 0,35 unité astronomique (52 359 300 km) de la Terre. Avec une magnitude apparente de 6,5 elle est restée invisible à l’œil nu. Le 3 août 2026, la comète Tempel 2 s’est rapproché à environ 0,41 unité astronomique de la Terre. 

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Dans la constellation de l’Aigle (Aquila), non loin de l’éclatante Altair (α Aquilae), s’étend une vaste région de nébuleuses sombres cataloguées par l’astronome Beverly Lynds dans son célèbre catalogue de 1962. Parmi elles, LDN 694 se distingue comme l’un des membres les plus notables d’un ensemble complexe de nuages moléculaires qui parsèment cette portion de la Voie lactée. Ce groupe de nébuleuses sombres constitue un exemple typique de ces régions froides et denses où naissent les étoiles.

NGC 7822 : Un berceau stellaire dans la constellation de Céphée

Le complexe NGC 7822 (également catalogué sous les noms de Sharpless 171 ou CED 169) est une vaste région de formation d’étoiles située à environ 3 000 années-lumière de la Terre, dans la constellation boréale de Céphée. Cet ensemble spectaculaire de gaz et de poussières est souvent désigné sous le nom de “Nébuleuse de la Sorcière” en raison de ses formes évoquant un visage, bien que ce surnom soit parfois partagé avec d’autres objets.

Une immense région HII

NGC 7822 n’est pas une seule nébuleuse, mais un complexe de plusieurs nuages de gaz ionisé (hydrogène principalement) et de poussière. C’est une région HII massive, c’est-à-dire un nuage de gaz chauffé et ionisé par le rayonnement ultraviolet intense d’étoiles jeunes et extrêmement chaudes.

Ce complexe s’étend sur environ 100 années-lumière de diamètre. La source principale d’ionisation est l’amas ouvert d’étoiles Berkeley 59 (ou Berkeley 59 cluster), situé au cœur du complexe. Cet amas contient plusieurs étoiles de type O et B, des géantes bleues dont la température de surface dépasse les 30 000 K. Leur vent stellaire et leur rayonnement intense sculptent le gaz environnant, créant des structures filamentaires, des colonnes et des cavités.

Morphologie et structures remarquables

L’aspect le plus frappant de NGC 7822 est sa richesse en globules de Bok (des nuages denses et froids de gaz et de poussière) et en piliers de poussière (souvent comparés aux “Piliers de la Création” de M16). Ces structures sont le résultat de l’érosion du nuage moléculaire initial par le rayonnement UV des étoiles massives.

– Les piliers et colonnes : Le rayonnement et les vents stellaires compriment le gaz, créant des nuages de poussière sombre qui pointent vers l’amas central. À l’intérieur de ces piliers, la densité augmente, favorisant la condensation et la formation de nouvelles étoiles.

– Les globules de Bok : Ces petites taches sombres, visibles en silhouette contre le fond lumineux de la nébuleuse, abritent souvent des étoiles en formation. Leur étude est cruciale pour comprendre les premières étapes de l’effondrement gravitationnel.

La nébuleuse émet principalement dans la raie Hα (rouge) de l’hydrogène, mais on y observe aussi des émissions dans [OIII] (oxygène ionisé, vert-bleu) et [SII] (soufre ionisé, rouge profond). 

Intérêt scientifique

NGC 7822 est un laboratoire idéal pour étudier la formation stellaire:

1.  La formation d’étoiles induite : La compression du gaz par les vents stellaires et le rayonnement des étoiles massives de Berkeley 59 (juste au nord de Sh2-171) peut déclencher la naissance de nouvelles étoiles dans les piliers et les globules. Ce processus de “rétroaction positive” (feedback) est un sujet majeur de recherche.

2.  L’évolution des amas ouverts : L’étude de Berkeley 59 permet de comprendre comment un amas d’étoiles massives se forme et évolue, et comment il disperse son nuage parental.

3.  Les jeunes objets stellaires (YSO) : Des observations en infrarouge (avec Spitzer ou WISE) ont révélé des centaines de jeunes étoiles en cours de formation dans le complexe, souvent cachées dans les piliers de poussière. Leur étude permet de caractériser les disques protoplanétaires et les étoiles pré-séquence principale.

Observation et astrophotographie

– Visuellement : NGC 7822 est un objet difficile à observer en raison de sa faible brillance de surface et de sa vaste étendue. Avec un télescope de 200 mm sous un ciel très sombre, on perçoit une faible lueur diffuse, mais la structure détaillée reste inaccessible.

– En astrophotographie : C’est en revanche une cible superbe et très populaire pour les astrophotographes. Sa taille apparente (environ 2 degrés, soit 4 fois le diamètre de la Lune) la rend idéale pour les instruments à courte focale (lunettes ou petits télescopes). Avec des filtres à bande étroite (Hα, OIII, SII), les piliers, les globules et les filaments se révèlent dans toute leur splendeur, offrant des images spectaculaires.

Une bulle cosmique sculptée par une étoile massive

Dans la constellation australe de la Règle (Norma), limitrophe avec les célèbres Dragons de l’Autel (Ara) NGC 6188, à environ 4 200 années-lumière de la Terre, se trouve un objet nébulaire remarquable désigné sous les numéros NGC 6164 et NGC 6165. Bien que catalogués comme deux entités distinctes, il s’agit en réalité d’une seule et même nébuleuse bipolaire, une structure symétrique et spectaculaire qui entoure l’une des étoiles les plus massives et les plus chaudes connues : HD 148937.

NGC 6164/6165 est classée comme une nébuleuse en émission de type “HII” (hydrogène ionisé), mais elle est plus précisément une nébuleuse à bulle ou une nébuleuse circumstellaire, formée par les vents violents et les éjections de matière d’une étoile centrale massive en fin de vie.

Morphologie : une double coquille symétrique

L’aspect le plus frappant de NGC 6164/6165 est sa morphologie bipolaire. La nébuleuse se compose de deux lobes principaux de gaz ionisé, de forme allongée et incurvée, s’étendant de part et d’autre de l’étoile centrale HD 148937. Ces lobes sont encadrés par une coquille de gaz plus diffuse et plus étendue, visible notamment dans les raies de l’oxygène ionisé (OIII).

Cette structure symétrique est le signe d’une éjection de matière organisée, probablement liée à la rotation rapide de l’étoile centrale et à la présence d’un champ magnétique intense. Le vent stellaire, qui souffle à plusieurs milliers de kilomètres par seconde, comprime et repousse le gaz éjecté précédemment, créant ainsi une bulle en expansion.

On distingue également une fine structure annulaire (un anneau) autour de l’étoile, visible principalement en lumière Hα. Cet anneau est interprété comme la trace d’une éjection de matière plus récente ou comme l’équateur de la bulle, visible par la tranche.

L’étoile centrale : HD 148937, une géante bleue instable

Au cœur de cette nébuleuse se trouve HD 148937, une étoile de type spectral O6. Il s’agit d’une étoile Wolf-Rayet ou d’une étoile de type Of, une classe rare d’étoiles massives (environ 40 à 50 masses solaires) qui sont en train de perdre leur enveloppe externe d’hydrogène sous l’effet de vents stellaires extrêmes.

HD 148937 possède l’un des champs magnétiques les plus puissants jamais mesurés sur une étoile massive (environ 1 500 Gauss, soit 3 000 fois le champ magnétique terrestre). Ce champ magnétique joue un rôle crucial dans la formation de la nébuleuse bipolaire, en canalisant le vent stellaire et les éjections de matière le long de ses lignes de champ.

L’étoile est instable et connue pour subir des éruptions et des éjections de masse sporadiques. La nébuleuse que nous observons aujourd’hui est le résultat de ces éjections successives, qui se sont produites il y a quelques milliers d’années seulement (estimations récentes donnent un âge de l’ordre de 5 000 à 10 000 ans pour la coquille la plus externe).

Composition et émissions

Comme la plupart des nébuleuses en émission, NGC 6164/6165 brille principalement dans la raie Hα (rouge) de l’hydrogène, résultant de la recombinaison des électrons avec les protons après ionisation par le rayonnement ultraviolet de HD 148937.

Cependant, l’objet est particulièrement intéressant pour les observations en lumière filtrée, car il émet fortement dans d’autres raies :

– OIII (oxygène doublement ionisé) : La coquille externe et les lobes sont très brillants dans cette raie (vert-bleu), indiquant des températures et des niveaux d’ionisation élevés.

– SII (soufre ionisé) : Les régions de choc, notamment là où le vent stellaire rencontre le milieu interstellaire, émettent fortement dans le rouge profond du soufre.

– Rayons X : Des observations avec les télescopes Chandra et XMM-Newton ont détecté une émission de rayons X provenant de la région centrale, probablement due à des chocs violents au sein du vent stellaire lui-même.

NGC 6164/6165 est un objet d’étude précieux pour plusieurs raisons :

1.  Évolution des étoiles massives : Elle offre une fenêtre unique sur la phase de transition entre une étoile de type O et une étoile Wolf-Rayet, une période cruciale et brève de la vie des étoiles les plus massives. Observer HD 148937 et sa nébuleuse, c’est assister en direct (à l’échelle des temps astronomiques) à la perte de masse qui mènera l’étoile à une explosion en supernova dans quelques millions d’années.

2.  Rôle du champ magnétique : La morphologie bipolaire parfaitement symétrique de la nébuleuse est une preuve directe de l’influence d’un champ magnétique stellaire puissant sur les éjections de matière. Cela permet de tester les modèles théoriques de magnétohydrodynamique (MHD) appliqués aux étoiles massives.

3.  Composition chimique : L’analyse spectroscopique de la nébuleuse permet de mesurer l’abondance des éléments chimiques éjectés par l’étoile, notamment l’azote, l’hélium et le carbone, qui sont produits par les réactions nucléaires au cœur de l’étoile. Ces mesures aident à contraindre les modèles de nucléosynthèse stellaire.

4.  Jeune âge de la nébuleuse : Le fait que la nébuleuse soit très jeune (quelques milliers d’années) en fait un objet dynamique dont on peut observer l’expansion. La mesure de la vitesse d’expansion des lobes et de la coquille permet de reconstruire l’histoire des éjections de l’étoile centrale.

Observation

NGC 6164/6165 est un objet de l’hémisphère sud, situé à environ 4° au sud de l’étoile brillante Gamma Arae (γ Ara). Pour les astronomes amateurs de l’hémisphère nord, il n’est visible qu’à des latitudes très basses (en dessous de 30°N environ).

Visuellement, c’est un objet difficile : sa magnitude intégrée est d’environ 9, mais sa brillance de surface est faible. Avec un télescope de 200 mm sous un ciel très sombre, on devine une faible lueur entourant une étoile centrale brillante (magnitude 6,7). La structure bipolaire n’est perceptible qu’en photographie, notamment avec des poses longues et des filtres à bande étroite (Hα, OIII).