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« Vela (XYZ) » : différence entre les versions

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{{Voir homonymes|Vela|XYZ}}
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'''Vela (XYZ)''', ou '''SNR G263.9-03.3''' est un [[rémanent de supernova]] situé dans la [[constellation]] des [[Voiles]]. Il s'agit d'un rémanent proche et de grande extension spatiale, abritant en son sein un des [[pulsar]]s les plus étudiés, le [[pulsar de Vela]] (ou PSR B0833-45). Il est situé dans une région contenant plusieurs autres rémanents notables, [[RX J0852.0-4622]], plus jeune, et appelé pour cette raison Vela Junior (situé en avant-plan), et [[Puppis A]] (situé en arrière plan). Ces deux rémaments plus modestes en terme de [[taille angulaire]] recouvrent partiellement Vela (XYZ), ce qui a rendu leur identification difficile, en particulier pour Vela Junior. Vela (XYZ) est également à proximité de la [[nébuleuse du Crayon]] (NGC 2736), objet qui pourrait être en interaction avec lui, quoique cette hypothèse soit incertaine<ref>Il a également été proposé que cette nébuleuse soit en interaction avec Vela Junior, voir paragraphe ci-dessous.</ref>.
{{Infobox Rémanent de supernova
| nom=Vela (XYZ)
| image=267641main allsky labeled HI.jpg
| légende=Position de pulsar des Voiles (''Vela Pulsar'') dans la Voie lactée. Crédit : NASA/DOE/International LAT Team.
| époque=[[J2000.0]]
| ascension_droite=08/34/12
| déclinaison=-45/45/0
| coordonnées_galactiques={{coord_lb|263.89|-03.29}}
| constellation=[[Voiles (constellation)|Voiles]]
| carte UAI = Voiles
| galaxie_hôte=[[Voie lactée]]
| date_découverte=[[1967]]
| type_rémanent=Composite
| taille=255
| densité_flux=1750
| indice_spectral=Variable
| d=0,25 / 0,30
| d2=[[Spectroscopie]] / [[Parallaxe]] du pulsar central
| radio=Coquille, d'indice spectral variable (plus faible dans la région appelée Vela X)
| X=Coquille fragmentée, avec nébuleuse et pulsar centraux.
| optique=Filamentaire
| désignations=SNR G263.9-03.3
| notes=Possède un pulsar central, [[PSR B0833-45|PSR B0833-45]]. Rémanent de grande taille intersectant deux autres rémanents, [[RX J0852.0-4622|Vela Junior]] et [[Puppis A|Puppis A]]
}}
[[Fichier:Vela supernova - VST - Eso2214a.jpg|vignette|redresse=1.6|Vela (XYZ) vue du [[VLT Survey Telescope]]. L'image montre des nuages filandreux de couleur rose vif et orange doré, imbriqués les uns dans les autres, comme les fragments désordonnés d'une toile d'araignée. À proximité de ces nuages colorés, on trouve des étoiles massives d'un bleu éclatant. Entre les nuages, il y a des trous qui révèlent des étoiles bleues et jaunes, comme des cierges magiques. Cette image détaillée est composée de 554 millions de pixels et est une mosaïque combinée d'observations réalisées avec la caméra OmegaCAM de 268 millions de pixels du VLT Survey Telescope, hébergé à l'[[observatoire du Cerro Paranal]] de l'ESO. Pour capturer cette image, quatre filtres ont été utilisés, représentés ici par une combinaison de magenta, bleu, vert et rouge. Le résultat est une vue extrêmement détaillée et étonnante des filaments gazeux du vestige et des étoiles bleues brillantes de l'avant-plan. Octobre 2022.]]
'''Vela (XYZ)''', ou '''SNR G263.9-03.3''', est un [[rémanent de supernova]] de la [[constellation]] des [[Voiles (constellation)|Voiles]]. Il s'agit d'un rémanent proche et de grande extension spatiale, abritant en son sein un des [[pulsar]]s les plus étudiés, le [[PSR B0833-45|pulsar des Voiles]] (PSR B0833-45).


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Il est situé dans une région contenant plusieurs autres rémanents notables : [[RX J0852.0-4622]], plus jeune et appelé pour cette raison Vela Junior (situé en avant-plan), et [[Puppis A]] (situé en arrière-plan). Ces deux rémanents, plus modestes en termes de [[taille angulaire]], recouvrent partiellement Vela (XYZ), ce qui a rendu leur identification difficile, en particulier pour Vela Junior. Vela (XYZ) est également à proximité de la [[nébuleuse du Crayon]] (NGC 2736), objet qui pourrait être en interaction avec lui, quoique cette hypothèse soit incertaine<ref>Il a également été proposé que cette nébuleuse soit en interaction avec Vela Junior : voir le détail {{pas clair|ci-dessus}}.</ref>.
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Le nom de '''Vela (XYZ)''' vient de ce que la grande extension spatiale du rémanent et ses imhomogénéités ont rendu son identification en tant qu'objet unique relativement difficile. Ses régions les plus brillantes ont d'abord été appelées Vela X, Vela Y et Vela Z (le nom de ''Vela'' se référant au nom [[latin]] de la constellation des Voiles) avant d'être assimilés à plusieurs régions d'un seul et même objet<ref>{{en}} [[K. W. Weiler]] & [[N. Panagia]], ''VELA X and the evolution of Plerions'', ''[[Astronomy & Astrophysics]]'', '''90''', 269-282 (1980) [http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1980A%26A....90..269W Voir en ligne].</ref>.


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Le nom de Vela (XYZ) vient de ce que la grande extension spatiale du rémanent et ses hétérogénéités ont rendu son identification en tant qu'objet unique relativement difficile. Ses régions les plus brillantes ont d'abord été appelées Vela X, Vela Y et Vela Z (''Vela'' est le nom [[latin]] de la constellation des Voiles) avant d'être appréhendées comme diverses parties d'un seul objet<ref>{{en}} [[K. W. Weiler]] & [[N. Panagia]], ''VELA X and the evolution of Plerions'', ''[[Astronomy and Astrophysics]]'', '''90''', 269-282 (1980) [http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1980A%26A....90..269W Voir en ligne].</ref>.
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== Caractéristique physiques ==


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== Caractéristiques physiques ==
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Vela (XYZ) est un des plus grands rémanents identifiés en terme de taille angulaire : son diamètre apparent est supérieur à 4 degrés. Son aspect est très variable selon la [[longueur d'onde]] d'observation. En [[ondes radios]], il apparaît sous la forme d'une coquille au sein de laquelle on distingue une [[nébuleuse de vent de pulsar]]. Son [[R%C3%A9manent_de_supernova#Types_de_r.C3.A9manent|type]] est classifié parmi les [[R%C3%A9manent_de_supernova#Composites|composites]]. En optique, seuls des filaments sont visibles, alors que en [[rayons X|X]], la structure en coquille est plus irrégulière et la région centrale plus marquée, signe de l'activité intense du pulsar central.


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Vela (XYZ) est un des plus grands rémanents identifiés en termes de taille angulaire : son diamètre apparent est supérieur à 4 degrés. Son aspect est très variable selon la [[longueur d'onde]] d'observation. En [[Onde radio|ondes radio]], il apparaît sous la forme d'une coquille au sein de laquelle on distingue une [[nébuleuse de vent de pulsar]]. Son [[Rémanent de supernova#Types de rémanents|type]] est classé parmi les [[Rémanent de supernova#Composites|composites]]. En optique, seuls des filaments sont visibles, alors qu'en [[rayon X|X]], la structure en coquille est plus irrégulière et la région centrale plus marquée, signe de l'activité intense du pulsar central.
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Il compte parmi les rémanents les plus lumineux dans le domaine radio, avec une [[densité de flux]] de 1750 [[Jansky|Jy]] à la [[fréquence]] de 1 [[Gigahertz|GHz]]. Son rayon se déduit de sa distance et de sa taille angulaire. Il vaut environ 12 [[parsec]]s, correspondant à une taille compatible d'un rémanent de quelques milliers voire dizaines de milliers d'années.


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Il compte parmi les rémanents les plus lumineux dans le domaine radio, avec une [[densité de flux]] de 1750 [[Jansky (unité)|Jy]] à la [[fréquence]] de 1 [[Gigahertz|GHz]]. Son rayon se déduit de sa distance et de sa taille angulaire. Il vaut environ 12 [[parsec]]s, correspondant à une taille compatible d'un rémanent de quelques milliers voire dizaines de milliers d'années.
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Sa distance estimée par la méthode d'[[absorption HI]] serait de 0,25 [[kiloparsec|kpc]], après avoir longtemps été surestimée à 0,5 kpc environ. Cependant, la mesure la plus fiable semble pouvoir être réalisée à l'aide de la méthode de la [[parallaxe]] du pulsar central obtenue grâce aux données [[astrométrie|astrométriques]] [[domaine visible|optiques]] du [[télescope spatial Hubble]]. Cette méthode, la seule à ce jour à avoir déterminée la distance d'un pulsar par parallaxe optique<ref>Cette méthode est en général plus efficace dans le domaine [[onde radio|radio]], car la précision sur la position est plus facilement obtenu grâce à des méthodes [[interférométrie|interférométriques]].</ref>, fixe la distance à 0,3 kpc<ref>{{en}} [[P. A. Caraveo]], [[A. De Luca]], [[R. P. Mignani]] & [[G. F. Bignami]], ''The Distance to the Vela Pulsar Gauged with Hubble Space Telescope Parallax Observations'', ''[[Astrophysical Journal]]'', '''561''', 930-937 (2001), astro-ph/0107282 [http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?arXiv:astro-ph/0107282 Voir en ligne].</ref>. D'autres méthodes [[spectroscopie|spectroscopiques]] confirment cet ordre de grandeur<ref>{{en}} [[Alexandra N. Cha]], [[Kenneth R. Sembach]] & [[Anthony C. Danks]], ''The Distance to the VELA Supernova Remnant'', ''[[Astrophysical Journal Letters]]'', '''515''', L25-L28 (1999), astro-ph/9902230 [http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1999ApJ...515L..25C Voir en ligne].</ref>.


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Sa distance estimée par la méthode d'[[absorption HI]] serait de 0,25 [[kiloparsec|kpc]], après avoir longtemps été surestimée à 0,5 kpc environ. Cependant, la mesure la plus fiable semble pouvoir être réalisée à l'aide de la méthode de la [[parallaxe]] du pulsar central obtenue grâce aux données [[astrométrie|astrométriques]] [[domaine visible|optiques]] du [[Hubble (télescope spatial)|télescope spatial Hubble]]. Cette méthode, la seule à ce jour à avoir déterminé la distance d'un pulsar par parallaxe optique<ref>Cette méthode est en général plus efficace dans le domaine [[onde radio|radio]], car la précision sur la position est plus facilement obtenue grâce à des méthodes [[interférométrie|interférométriques]].</ref>, fixe la distance à 0,3 kpc<ref>{{en}} [[P. A. Caraveo]], [[A. De Luca]], [[R. P. Mignani]] & [[G. F. Bignami]], ''The Distance to the Vela Pulsar Gauged with Hubble Space Telescope Parallax Observations'', ''[[The Astrophysical Journal]]'', '''561''', 930-937 (2001), astro-ph/0107282 [http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?arXiv:astro-ph/0107282 Voir en ligne].</ref>. D'autres méthodes [[spectroscopie|spectroscopiques]] confirment cet ordre de grandeur<ref>{{en}} [[Alexandra N. Cha]], [[Kenneth R. Sembach]] & [[Anthony C. Danks]], ''The Distance to the VELA Supernova Remnant'', ''[[The Astrophysical Journal|Astrophysical Journal Letters]]'', '''515''', L25-L28 (1999), astro-ph/9902230 [http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1999ApJ...515L..25C Voir en ligne].</ref>.
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L'âge exact de Vela (XYZ) est difficile à évaluer. La méthode de l'[[âge caractéristique]] utilisée pour les pulsar ne marche pas pour le pulsar de Vela, car celle-ci présuppose qu'une des caractéristiques du pulsar, l'[[indice de freinage]] (qui détermine de quelle façon la [[période de rotation]] du pulsar ralentit avec le temps) ait une valeur de l'ordre de 3, alors que pour ce pulsar, il s'avère être fort atypique, étant proche de l'unité. L'âge caractéristique est de 11 000 ans, mais l'âge réel pourrait différer de celui-ci d'un facteur deux.

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L'âge exact de Vela (XYZ) est difficile à évaluer. La méthode de l'[[âge caractéristique]] utilisée pour les pulsar n'est pas utilisable pour le pulsar de Vela, car celle-ci présuppose qu'une des caractéristiques du pulsar, l'[[indice de freinage]] (qui détermine de quelle façon la [[période de rotation]] du pulsar ralentit avec le temps) ait une valeur de l'ordre de 3, alors que pour ce pulsar, qui s'avère être très atypique, il est proche de l'unité. L'âge caractéristique est de {{unité|11000|ans}}, mais l'âge réel pourrait différer de celui-ci d'un facteur deux.


== Objet central ==
== Objet central ==


L'objet central de Vela (XYZ) est le [[pulsar]] dit [[pulsar de Vela]], aussi appelé PSR B0833-45. Il fait partie des pulsars les plus étudiés, faisant partie de tout premiers pulsars jeunes découverts à la fin des [[années 1960]] (avec le [[pulsar du Crabe]]), présentant de nombreuses irrégularités dans sa rotation, appelées [[glitch (astronomie)|glitch]]es, et présentant une évolution séculaire de celle-ci assez atypique (voir ci-dessus).
L'objet central de Vela (XYZ) est le [[pulsar]] dit [[pSR B0833-45|pulsar de Vela]], aussi appelé PSR B0833-45. Il fait partie des pulsars les plus étudiés, faisant partie des tout <!-- 'tout' est ici adverbe --> premiers pulsars jeunes découverts à la fin des [[années 1960]] (avec le [[pSR B0531+21|pulsar du Crabe]]), présentant de nombreuses irrégularités dans sa rotation, appelées [[glitch (astronomie)|glitches]], et présentant une évolution séculaire de celle-ci assez atypique (voir ci-dessus).


== Association possible avec [[RX J0852.0-4622]] ==
== Association possible avec [[RX J0852.0-4622]] ==


La proximité entre Vela (XYZ) et [[RX J0852.0-4622]], tous deux situés à moins de 400 pc de la [[Terre]], a naturellement amené les astronomes à s'interroger sur l'éventualité d'un lien physique entre ces deux rémaments. Leurs centres respectifs ne sont en effets séparés que de quelques dizaines de parsecs, rendant possible l'hypothèse que les deux objets soient issus de la même région de formation d'étoile. Un indice intriguant favorisant cette hypothèse est la présence d'une [[nébuleuse]] dite [[nébuleuse du Crayon]] à proximité immédiate des deux rémaments. L'analyse spectroscopique de cet objet pourrait interpréter la présence de celui-ci comme résultant de la collision des enveloppes externes des deux rémanents<ref>{{en}} [[M. P. Redman]] ''et al.'', ''Kinematics of the Pencil nebula (RCW 37) and its association with the young Vela supernova remnant RX J0852.0-4622'', ''[[Monthly Notice of the Royal Astronomical Society]]'', '''336''', 1093-1098 (2002), astro-ph/0209049 [http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2002MNRAS.336.1093R&db_key=AST&nosetcookie=1 Voir en ligne].</ref>. Cette hypothèse reste cependant incertaine, car elle supposerait de réévaluer les distances des deux objets d'environ 20% chacune (à la hausse pour Vela Junior, à la baisse pour Vela (XYZ), ce qui semble difficile au vu des autres contraintes existantes sur la distance de ces objets. Des interactions entre le bord exterme de Vella (XYZ) et une région inhomogène du [[milieu interstellaire]] apparaît être une explication plus simple<ref>{{en}} [[Ravi Sankrit]], [[William P. Blair]] & [[John C. Raymond]], ''Optical and Far-Ultraviolet Spectroscopy of Knot D in the Vela Supernova Remnant'', ''[[Astrophysical Journal]]'', '''589''', 242-252 (2003), astro-ph/0302152 [http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2003ApJ...589..242S&db_key=AST&nosetcookie=1 Voir en ligne].</ref>.
La proximité entre Vela (XYZ) et [[RX J0852.0-4622]], tous deux situés à moins de 400 pc de la [[Terre]], a naturellement amené les astronomes à s'interroger sur l'éventualité d'un lien physique entre ces deux rémanents. Leurs centres ne sont en effet séparés que de quelques dizaines de parsecs, rendant possible l'hypothèse que les deux objets soient issus de la même région de formation d'étoile. Un indice étonnant favorisant cette hypothèse est la présence d'une [[nébuleuse]] dite [[nébuleuse du Crayon]] à proximité immédiate des deux rémanents. L'analyse spectroscopique de cet objet pourrait amener à interpréter la présence de celui-ci comme résultant de la collision des enveloppes externes des deux rémanents<ref>{{en}} [[M. P. Redman]] {{et al.}}, ''Kinematics of the Pencil nebula (RCW 37) and its association with the young Vela supernova remnant RX J0852.0-4622'', ''[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]'', '''336''', 1093-1098 (2002), astro-ph/0209049 [http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2002MNRAS.336.1093R&db_key=AST&nosetcookie=1 Voir en ligne].</ref>. Cette hypothèse reste cependant incertaine, car elle supposerait de réévaluer les distances des deux objets d'environ 20 % chacune (à la hausse pour Vela Junior, à la baisse pour Vela (XYZ)), ce qui semble difficile au vu des autres contraintes existantes sur la distance de ces objets. Des interactions entre le bord de Vela (XYZ) et une région inhomogène du [[milieu interstellaire]] apparaît être une explication plus simple<ref>{{en}} [[Ravi Sankrit]], [[William P. Blair]] & [[John C. Raymond]], ''Optical and Far-Ultraviolet Spectroscopy of Knot D in the Vela Supernova Remnant'', ''[[The Astrophysical Journal]]'', '''589''', 242-252 (2003), astro-ph/0302152 [http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2003ApJ...589..242S&db_key=AST&nosetcookie=1 Voir en ligne].</ref>.

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== Notes et références ==
{{Références}}


== Voir aussi ==
== Voir aussi ==
=== Articles connexes ===

* [[PSR B0833-45]] (le Pulsar de Vela)
* [[PSR B0833-45]] (le Pulsar de Vela)
* [[RX J0852.0-4622]] (Vela Junior)
* [[RX J0852.0-4622]] (Vela Junior)
Ligne 28 : Ligne 59 :
* [[Puppis A]]
* [[Puppis A]]
* [[Liste de rémanents de supernova notables]]
* [[Liste de rémanents de supernova notables]]
* [[Catalogue de Gum]]


== Liens externes ==
=== Liens externes ===
* {{Autorité}}

* {{Dictionnaires}}
=== Données ===
* {{Bases}}

* {{Simbad|id=SNR+G263.9-3.3}}
* [http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?protocol=html&Ident=SNR+G263.9-3.3&NbIdent=1&Radius=2&Radius.unit=arcmin&submit=submit+id Données sur Vela (XYZ)] sur la base de données [[Simbad]] du [[Centre de données astronomiques de Strasbourg]]
* [http://www.mrao.cam.ac.uk/surveys/snrs/snrs.G263.9-3.3.html Données sur Vela (XYZ)], sur le catalogue électronique de rémanents de supernova, maintenu par [[David A. Green]] ([[Université de Cambridge]])
* [http://www.mrao.cam.ac.uk/surveys/snrs/snrs.G263.9-3.3.html Données sur Vela (XYZ)], sur le catalogue électronique de rémanents de supernova, maintenu par [[David A. Green]] ([[Université de Cambridge]])
* {{en}} [http://hera.ph1.uni-koeln.de/~heintzma/X_Ray_Obs/VelaSNR.htm#K2 Vela Supernova Remnant], page générale situé sur un site de l'[[université de Cologne]]
* {{en}} [http://hera.ph1.uni-koeln.de/~heintzma/X_Ray_Obs/VelaSNR.htm#K2 Vela Supernova Remnant], page générale située sur un site de l'[[université de Cologne]]


=== Images ===
;Images
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* {{en}} ''[http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap960612.html Astronomy Picture of the Day]'', montrant Vela (XYZ) imagé dans le domaine des [[rayon X|rayons X]] par le [[satellite artificiel]] [[Rosat|ROSAT]]

* {{en}} ''[http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap960612.html Astronomy Picture of the Day]'', montrant Vela (XYZ) imagé dans le domaine des [[rayons X]] par le [[satellite artificiel]] [[ROSAT]]
* {{en}} ''[http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap970713.html Astronomy Picture of the Day]'', montrant Vela (XYZ) imagé en [[lumière visible]] par l'[[Observatoire astronomique australien|Observatoire anglo-australien]]
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* {{en}} ''[http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap970713.html Astronomy Picture of the Day]'', montrant Vela (XYZ) imagé en [[lumière visible]] par l'[[Observatoire anglo-australien]]
* {{en}} ''[http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap970713.html Astronomy Picture of the Day]'', montrant Vela (XYZ) en [[lumière visible]], par le ''[[Digitized Sky Survey]]''
* {{en}} ''[http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap970713.html Astronomy Picture of the Day]'', montrant Vela (XYZ) en [[lumière visible]], par le ''[[Digitized Sky Survey]]''


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{{Portail|astronomie}}
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== Notes ==

<references/>

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{{portail astronomie}}


[[Catégorie:Objet du catalogue de Gum|016]]
[[Catégorie:Rémanent de supernova]]
[[Catégorie:Rémanent de supernova]]
[[Catégorie:Constellation des Voiles]]
[[Catégorie:Constellation des Voiles]]

[[en:Vela Supernova Remnant]]
[[zh:船帆座超新星殘骸]]

Dernière version du 14 avril 2023 à 06:12

Page d’aide sur l’homonymie

Pour les articles homonymes, voir Vela et XYZ.

Vela (XYZ)
Description de cette image, également commentée ci-après
Position de pulsar des Voiles (Vela Pulsar) dans la Voie lactée. Crédit : NASA/DOE/International LAT Team.
Données d'observation (Époque J2000.0)
Ascension droite 08h 34m 12s
Déclinaison −45° 45′ 0″
Coordonnées galactiques ℓ = 263,89 · b = −03,29
Constellation Voiles

Localisation dans la constellation : Voiles

(Voir situation dans la constellation : Voiles)
Galaxie hôte Voie lactée
Découverte 1967
Type de rémanent Composite
Taille angulaire (minute d'angle) 255
Densité de flux à 1 GHz (Jy) 1750
Indice spectral Variable
Distance (kpc) environ 0,25 / 0,30 kpc (∼2 720 al)
Méthode d'estimation de la distance Spectroscopie / Parallaxe du pulsar central
Aspect en radio Coquille, d'indice spectral variable (plus faible dans la région appelée Vela X)
Aspect en X Coquille fragmentée, avec nébuleuse et pulsar centraux.
Aspect en optique Filamentaire
Autres désignations SNR G263.9-03.3
Notes Possède un pulsar central, PSR B0833-45. Rémanent de grande taille intersectant deux autres rémanents, Vela Junior et Puppis A

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Vela (XYZ) vue du VLT Survey Telescope. L'image montre des nuages filandreux de couleur rose vif et orange doré, imbriqués les uns dans les autres, comme les fragments désordonnés d'une toile d'araignée. À proximité de ces nuages colorés, on trouve des étoiles massives d'un bleu éclatant. Entre les nuages, il y a des trous qui révèlent des étoiles bleues et jaunes, comme des cierges magiques. Cette image détaillée est composée de 554 millions de pixels et est une mosaïque combinée d'observations réalisées avec la caméra OmegaCAM de 268 millions de pixels du VLT Survey Telescope, hébergé à l'observatoire du Cerro Paranal de l'ESO. Pour capturer cette image, quatre filtres ont été utilisés, représentés ici par une combinaison de magenta, bleu, vert et rouge. Le résultat est une vue extrêmement détaillée et étonnante des filaments gazeux du vestige et des étoiles bleues brillantes de l'avant-plan. Octobre 2022.

Vela (XYZ), ou SNR G263.9-03.3, est un rémanent de supernova de la constellation des Voiles. Il s'agit d'un rémanent proche et de grande extension spatiale, abritant en son sein un des pulsars les plus étudiés, le pulsar des Voiles (PSR B0833-45).

Il est situé dans une région contenant plusieurs autres rémanents notables : RX J0852.0-4622, plus jeune et appelé pour cette raison Vela Junior (situé en avant-plan), et Puppis A (situé en arrière-plan). Ces deux rémanents, plus modestes en termes de taille angulaire, recouvrent partiellement Vela (XYZ), ce qui a rendu leur identification difficile, en particulier pour Vela Junior. Vela (XYZ) est également à proximité de la nébuleuse du Crayon (NGC 2736), objet qui pourrait être en interaction avec lui, quoique cette hypothèse soit incertaine[1].

Le nom de Vela (XYZ) vient de ce que la grande extension spatiale du rémanent et ses hétérogénéités ont rendu son identification en tant qu'objet unique relativement difficile. Ses régions les plus brillantes ont d'abord été appelées Vela X, Vela Y et Vela Z (Vela est le nom latin de la constellation des Voiles) avant d'être appréhendées comme diverses parties d'un seul objet[2].

Caractéristiques physiques

[modifier | modifier le code]

Vela (XYZ) est un des plus grands rémanents identifiés en termes de taille angulaire : son diamètre apparent est supérieur à 4 degrés. Son aspect est très variable selon la longueur d'onde d'observation. En ondes radio, il apparaît sous la forme d'une coquille au sein de laquelle on distingue une nébuleuse de vent de pulsar. Son type est classé parmi les composites. En optique, seuls des filaments sont visibles, alors qu'en X, la structure en coquille est plus irrégulière et la région centrale plus marquée, signe de l'activité intense du pulsar central.

Il compte parmi les rémanents les plus lumineux dans le domaine radio, avec une densité de flux de 1750 Jy à la fréquence de 1 GHz. Son rayon se déduit de sa distance et de sa taille angulaire. Il vaut environ 12 parsecs, correspondant à une taille compatible d'un rémanent de quelques milliers voire dizaines de milliers d'années.

Sa distance estimée par la méthode d'absorption HI serait de 0,25 kpc, après avoir longtemps été surestimée à 0,5 kpc environ. Cependant, la mesure la plus fiable semble pouvoir être réalisée à l'aide de la méthode de la parallaxe du pulsar central obtenue grâce aux données astrométriques optiques du télescope spatial Hubble. Cette méthode, la seule à ce jour à avoir déterminé la distance d'un pulsar par parallaxe optique[3], fixe la distance à 0,3 kpc[4]. D'autres méthodes spectroscopiques confirment cet ordre de grandeur[5].

L'âge exact de Vela (XYZ) est difficile à évaluer. La méthode de l'âge caractéristique utilisée pour les pulsar n'est pas utilisable pour le pulsar de Vela, car celle-ci présuppose qu'une des caractéristiques du pulsar, l'indice de freinage (qui détermine de quelle façon la période de rotation du pulsar ralentit avec le temps) ait une valeur de l'ordre de 3, alors que pour ce pulsar, qui s'avère être très atypique, il est proche de l'unité. L'âge caractéristique est de 11 000 ans, mais l'âge réel pourrait différer de celui-ci d'un facteur deux.

Objet central

[modifier | modifier le code]

L'objet central de Vela (XYZ) est le pulsar dit pulsar de Vela, aussi appelé PSR B0833-45. Il fait partie des pulsars les plus étudiés, faisant partie des tout premiers pulsars jeunes découverts à la fin des années 1960 (avec le pulsar du Crabe), présentant de nombreuses irrégularités dans sa rotation, appelées glitches, et présentant une évolution séculaire de celle-ci assez atypique (voir ci-dessus).

Association possible avec RX J0852.0-4622

[modifier | modifier le code]

La proximité entre Vela (XYZ) et RX J0852.0-4622, tous deux situés à moins de 400 pc de la Terre, a naturellement amené les astronomes à s'interroger sur l'éventualité d'un lien physique entre ces deux rémanents. Leurs centres ne sont en effet séparés que de quelques dizaines de parsecs, rendant possible l'hypothèse que les deux objets soient issus de la même région de formation d'étoile. Un indice étonnant favorisant cette hypothèse est la présence d'une nébuleuse dite nébuleuse du Crayon à proximité immédiate des deux rémanents. L'analyse spectroscopique de cet objet pourrait amener à interpréter la présence de celui-ci comme résultant de la collision des enveloppes externes des deux rémanents[6]. Cette hypothèse reste cependant incertaine, car elle supposerait de réévaluer les distances des deux objets d'environ 20 % chacune (à la hausse pour Vela Junior, à la baisse pour Vela (XYZ)), ce qui semble difficile au vu des autres contraintes existantes sur la distance de ces objets. Des interactions entre le bord de Vela (XYZ) et une région inhomogène du milieu interstellaire apparaît être une explication plus simple[7].

Notes et références

[modifier | modifier le code]
  1. ↑ Il a également été proposé que cette nébuleuse soit en interaction avec Vela Junior : voir le détail ci-dessus[pas clair].
  2. ↑ (en) K. W. Weiler & N. Panagia, VELA X and the evolution of Plerions, Astronomy and Astrophysics, 90, 269-282 (1980) Voir en ligne.
  3. ↑ Cette méthode est en général plus efficace dans le domaine radio, car la précision sur la position est plus facilement obtenue grâce à des méthodes interférométriques.
  4. ↑ (en) P. A. Caraveo, A. De Luca, R. P. Mignani & G. F. Bignami, The Distance to the Vela Pulsar Gauged with Hubble Space Telescope Parallax Observations, The Astrophysical Journal, 561, 930-937 (2001), astro-ph/0107282 Voir en ligne.
  5. ↑ (en) Alexandra N. Cha, Kenneth R. Sembach & Anthony C. Danks, The Distance to the VELA Supernova Remnant, Astrophysical Journal Letters, 515, L25-L28 (1999), astro-ph/9902230 Voir en ligne.
  6. ↑ (en) M. P. Redman et al., Kinematics of the Pencil nebula (RCW 37) and its association with the young Vela supernova remnant RX J0852.0-4622, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 336, 1093-1098 (2002), astro-ph/0209049 Voir en ligne.
  7. ↑ (en) Ravi Sankrit, William P. Blair & John C. Raymond, Optical and Far-Ultraviolet Spectroscopy of Knot D in the Vela Supernova Remnant, The Astrophysical Journal, 589, 242-252 (2003), astro-ph/0302152 Voir en ligne.

Voir aussi

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