ENGLISH (French below)

The Sh2-174 nebula, located in the Cepheus constellation and some 1,000 light-years away, is one of the most northerly nebulae in the sky, and has a fascinating feature: its true nature is not yet known with any certainty!

Discovered in 1959 by American astronomer Stewart Sharpless, it is the 174th entry in his catalog. A few years later, his colleague Beverly T. Lynds observed it with the Mount Palomar telescope and added it to his own catalog of bright nebulae ("LBN"). A problem soon became apparent, however: no star formation was observed in this nebula, and the star responsible for the ionization was not identified...

It wasn't until 1970 that this star, a white dwarf named GD 561, was identified, and then in 1993 that two astronomers, R. Napiwotzki and D. Schönberner established an apparent association with the nebula, and thus proposed to classify it as a "planetary nebula". Indeed, at first glance, Sh2-174 displays characteristics typical of planetary nebulae, with a marked signal in the Ha (hydrogen) and OIII (oxygen) lines, the filters used for this image.

However, there are a number of perplexing details, not least the nebula's unusual morphology for a planetary nebula. Such nebulae are usually spherical or highly symmetrical. Not so in the case of Sh2-174, where the HII and OIII zones don't even seem to overlap...

What's even more curious is that the white dwarf - the star that gave rise to the planetary nebula when its outer layers were expelled at the end of its life - is usually located close to the nebula's "center"; However, in the case of Sh2-174, the star is strongly offset to the west, so much so that astronomers Tweedy et Napiwotzki, in a 1994 article establishing the physical relationship between the white dwarf GD 561 and the nebula, describe the latter as "a planetary nebula abandoned by its star".

GD 561 moves at a relative speed of 71 km/s in relation to the surrounding interstellar medium.


Location of white dwarf GD 561 (blue cross).

Such "fugitive" stars can be explained by short-range encounters between binary systems, the explosion of a nearby supernova or interaction with a black hole.

It is therefore possible to imagine a star that was initially "stationary" during the expulsion of its outer layers and the creation of the planetary nebula, then later propelled at very high speed by one of these events. However, this does not explain the overall shape of the Sh2-174 nebula, the lack of superposition of the HII and OIII zones, or the absence of a visible shock wave in the star's escape direction.

The explanation proposed by Tweedy and Napiwotzki is that the OIII zone corresponds to the residue of a planetary nebula formed by the white dwarf GD 561, moving with its star within the interstellar medium and thus crossing an HII zone too small to be the site of star formation.

However, in this hypothesis, the age of the OIII nebula and that of the white dwarf would have to coincide, which doesn't seem to be the case.
Indeed, the star's surface temperature measurement is much lower than that expected for a star that has evolved through the planetary nebula stage (the post-GBW stage - the asymptotic giant branch of the Hertzsprung-Russell diagram, occupied by low- to medium-mass stars). This leads us to attribute to it an age four times greater than that of the oldest known interacting planetary nebulae; and above all an age (10^7 y) one hundred to one thousand times greater than the typical lifespan of a planetary nebula (10^4 to 10^5 y).

Further observations have shown that there is no correlation between the kinematics of the white dwarf and that of the ionized matter. Nor does the nebula's "ionization stratification" (spatial distribution of ionized elements relative to the ionization source). In other words, while the white dwarf is moving very fast, the nebula seems to be "frozen" in place...

To explain these inconsistencies, another theory was proposed in 2010 by astronomers David Frew et Quentin Parker: Sh2-174 is not a planetary nebula but a "Strömgren sphere", i.e. interstellar matter ionized around the white dwarf GD 561.

These structures - named after their discoverer, the Danish astrophysicist Bengt Strömgren, in the late 1930s - appear as clouds of ionized gas around one or more hot, spherical stars; the best-known example is the "bubble" at the center of the Rosette Nebula (but also found in many well-known nebulae, such as the Tarantula Nebula in the Large Magellanic Cloud).

Computer simulations tend to demonstrate that there are several observational criteria for distinguishing whether interstellar medium interactions take place with a planetary nebula or a Strömgren sphere. In the case of a planetary nebula, a clearly defined shock wave should be observed, even at relatively low velocities relative to the interstellar medium (from 25 k/s). Although this shock wave tends to weaken over time, and even to disintegrate for systems whose components have high relative velocities, simulations show that a tail of ionized elements must remain in the wake of the white dwarf's motion.

Such structures (shockwave and drag) are clearly visible in some fast-moving planetary nebulae in the interstellar medium (e.g. HFG1).

This is precisely what a study by R. R. Ransom (et al.) published in 2015 in Astrophysical Journal tends to demonstrate. By means of radio observations and measurements of the polarization of ionized elements in and around the nebula, this team of astronomers presents explanations not only of the nebula's structure, but also of the history of its interactions with its immediate environment.

The study highlights the presence of a much larger cloud of neutral hydrogen gas around Sh2-174, extending over 1.2° x 0.5°.

The nebula is thought to have entered this cloud around 27,000 years ago, and has a tail of ionized material in its wake, with components both before and after this incursion. Faraday polarization measurements also coincide with the trajectory of Sh2-174 within the gas cloud (see illustration below).


Evidence of the ionized element trail in the wake of GD 561.

According to this study, Sh2-174 (which at the time referred only to the OIII nebulosity) initially presented a classic spherical configuration around the central star, with a shock wave at the "front" of the trajectory and a tail of ionized elements in its wake (stages 1 and 2 in the diagram below).

On encountering the gas cloud, the shockwave gradually weakened under the effect of the increased pressure; and a distinction was made between the initial trail and the - denser - trail generated since entering the cloud (stage no. 3).

In its current phase (stage 4), the shock wave has completely disintegrated, and the surrounding elements of the initial nebula have been strongly slowed down by the pressure of the cloud, in contrast to the central star, for which the effects of this pressure are less significant (by a factor of 1/3 compared to the nebula). As a result, the white dwarf no longer occupies the center of the OIII nebula, but has joined the boundary between the nebula and the surrounding cloud.


The evolution of the interaction between Sh2-174 and the HI cloud from R.R. Ransom et al.

These radio observations point more to the existence of an initial planetary nebula than a Strömgren sphere. In this hypothesis, we would be witnessing the late phase of the interaction of a moving planetary nebula with a static, neutral hydrogen cloud. In this case, the absence of a pronounced shock wave can be explained by the fact that the constituent elements of the initial planetary nebula were progressively directed towards the trail.

The problem of the white dwarf's age remains, however, and could be solved by admitting that the white dwarf is the residue of a red giant (the "road" of the giant road branch leads to an equivalent result in 10 times less time). But such a hypothesis implies the existence of a double system... and no companion to GD 561 has yet been identified. For this reason, there is no consensus among astronomers as to the relevance of this theory - at least in the specific case of this nebula.

To date, it is therefore not possible to make a definitive decision as to the exact nature of Sh2-174: planetary nebula or Strömgren sphere interacting with the interstellar medium? The question remains open...

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La nébuleuse Sh2-174, située dans la constellation de Céphée et distante d’environ 1000 années-lumière, est l’une des plus septentrionales du ciel et présente une particularité tout à fait passionnante : sa véritable nature n’est pas encore connue avec certitude !

Découverte en 1959 par l’astronome américain Stewart Sharpless, celui-ci l’intègre à la 174e entrée de son catalogue. Sa collègue Beverly T. Lynds l'observe quelques années plus tard avec le télescope du Mont Palomar et l’intègre elle aussi à son propre catalogue des nébuleuses brillantes (« LBN »). Un problème se manifeste cependant rapidement : aucune formation d’étoile n’est observée dans cette nébuleuse et l’étoile à l’origine de l’ionisation n’est pas identifiée… 

Il faut attendre 1970 pour que cette étoile, une naine blanche dénommée GD 561, soit identifiée ; puis 1993 pour que deux astronomes, R. Napiwotzki et D. Schönberner établissent une association apparente avec la nébuleuse et proposent donc de la classer comme « nébuleuse planétaire ».

De fait, lorsqu’on regarde cette image au premier abord, Sh2-174 présente des caractéristiques propres aux nébuleuses planétaires, avec notamment un signal marqué dans les raies Ha (hydrogène) et OIII (oxygène), filtres qui ont été utilisés pour cette image.Pourtant, certains détails laissent perplexes et en premier lieu la morphologie particulière de la nébuleuse, inhabituelle pour une nébuleuse planétaire. De telles nébuleuses présentent habituellement une forme sphérique ou fortement symétrique. Rien de tel dans le cas de Sh2-174, pour laquelle les zones HII et OIII ne semblent pas même se superposer… 

Plus curieux encore, la naine blanche – étoile à l’origine de la nébuleuse planétaire par l’expulsion en fin de vie de ses couches externes – est habituellement située à proximité du « centre » de la nébuleuse ; or, dans le cas de Sh2-174, l’étoile est fortement décalée vers l’Ouest, à tel point que les astronomes Tweedy et Napiwotzki, dans un article de 1994 où ils établissent la relation physique entre la naine blanche GD 561 et la nébuleuse, décrivent cette dernière comme « une nébuleuse planétaire abandonnée par son étoile« .La naine blanche GD 561 évolue en effet à une vitesse relative de 71 km/s par rapport au milieu interstellaire ambiant.

Localisation de la naine blanche GD 561 (croix bleue).

De telles étoiles « fugitives » peuvent s’expliquer notamment par des rencontres à courte distance de systèmes binaires, l’explosion d’une supernova à proximité ou encore des interactions avec un trou noir.Il est donc possible d’imaginer une étoile initialement « fixe » lors de l’expulsion de ses couches externes et de la création de la nébuleuse planétaire, puis ultérieurement propulsée à très grande vitesse en raison de l’un de ces évènements.

Cela ne permet toutefois pas d’expliquer la forme globale de la nébuleuse Sh2-174, l’absence de superposition des zones HII et OIII, ou encore l’absence d’onde de choc visible dans la direction de fuite de l’étoile.L’explication proposée par Tweedy et Napiwotzki est que la zone OIII correspond aux résidus d’une nébuleuse planétaire formée par la naine blanche GD 561, se déplaçant avec son étoile au sein du milieu interstellaire et traversant ainsi une zone HII trop peu étendue pour être le siège de formation d’étoiles. Toutefois, dans cette hypothèse, l’âge de la nébuleuse OIII et celle de la naine blanche devrait coïncider ; ce qui ne semble pas être le cas.

En effet, la mesure de la température de surface de l’étoile est bien plus faible que celle attendue pour une étoile ayant évolué par le stade d’une nébuleuse planétaire (stade postérieur à l’ABG – branche asymptotique des géantes dans le diagramme de Hertzsprung-Russell, occupée par des étoiles de masse faible à moyenne). Cela conduit à lui attribuer un âge quatre fois plus important que celui des plus vieilles nébuleuses planétaires en interaction connues ; et surtout un âge (10^7 y) de cent à mille fois supérieur à la durée de vie typique d’une nébuleuse planétaire (10^4 à 10^5 y).

Par ailleurs, des observations complémentaires ont démontré l’absence de corrélation entre la cinématique de la naine blanche et celle de la matière ionisée. La « stratification d’ionisation » de la nébuleuse (distribution spatiale des éléments ionisés par rapport à la source d’ionisation) ne correspond pas davantage. Autrement dit, alors que la naine blanche se déplace très rapidement, la nébuleuse semble quant à elle, au contraire, « figée » sur place…

Pour expliquer ces incohérences, une autre théorie a été proposée en 2010 par les astronomes David Frew et Quentin Parker : Sh2-174 ne serait pas une nébuleuse planétaire mais une « sphère de Strömgren » ; c’est à dire de la matière interstellaire ionisée autour de la naine blanche GD 561.Ces structures – appelée ainsi en hommage à leur découvreur l’astrophysicien danois Bengt Strömgren à la fin des années 1930 – se présentent comme des nuages de gaz ionisé autour d’une ou plusieurs étoiles chaudes et de forme sphérique ; dont l’exemple le plus connu est la « bulle » au centre de la nébuleuse de la Rosette (mais que l’on retrouve également dans beaucoup de nébuleuses bien connues, telles que la nébuleuse de la Tarentule dans le Grand Nuage de Magellan). 

Les simulations informatiques tendent à démonter qu’il existe plusieurs critères observationnels permettant de distinguer si les interactions du milieu interstellaire ont lieu avec une nébuleuse planétaire ou avec une sphère de Strömgren. Dans le cas d’une nébuleuse planétaire, on doit observer une onde de choc clairement délimitée, y compris dans le cas d’une vitesse relative assez faible par rapport au milieu interstellaire (à partir de 25 k/s). Bien qu’avec le temps, cette onde de choc tende à s’affaiblir, voire à se désagréger pour les systèmes dont les composantes présentent des vitesses relatives élevées, les simulations démontrent qu’il doit demeurer une queue d’éléments ionisés dans le sillage du déplacement de la naine blanche.De telles structures (onde de choc et trainée) sont parfaitement visibles sur certaines nébuleuses planétaires en déplacement rapide dans le milieu interstellaire (par exemple HFG1). 

C’est précisément ce que tend à démonter une étude menée par R. R. Ransom (et al.) publiée en 2015 dans Astrophysical Journal. Au moyen d’observations radio et de mesure de la polarisation des éléments ionisés au sein et aux alentours de la nébuleuse, cette équipe d’astronomes présente des explications non seulement sur la structure de la nébuleuse mais aussi sur l’histoire de ses interactions avec son environnement proche.

Ainsi, cette étude met en évidence la présence d’un nuage de gaz d’hydrogène neutre beaucoup plus étendu autour de Sh2-174, s’étendant sur 1,2° x 0,5°.La nébuleuse aurait pénétré à l’intérieur de ce nuage il y a environ 27 000 ans, et présente dans son sillage une queue de matière ionisée comportant des composantes antérieures et postérieures à cette incursion. Les mesures de polarisation par effet Faraday coïncident par ailleurs avec la trajectoire de Sh2-174 au sein du nuage de gaz (illustration ci-dessous).

Mise en évidence de la trainée d'éléments ionisés dans le sillage de GD 561.

D’après cette étude, Sh2-174 (qui ne désigne alors que la nébulosité en OIII) présentait initialement, alors qu’elle évoluait dans le milieu interstellaire, une configuration classique de forme sphérique autour de l’étoile centrale, avec une onde de choc en « avant » de la trajectoire et une queue d’éléments ionisés dans son sillage (étapes n°1 et 2 du schéma ci-dessous).Lors de sa rencontre avec le nuage de gaz, l’onde de choc s’est progressivement affaiblie sous l’effet de la pression accrue ; et une distinction s’est opérée entre la trainée initiale et la trainée – plus dense – générée depuis l’entrée dans le nuage (étape n°3).Dans sa phase actuelle (étape n°4), on constate que l’onde de choc s’est totalement désagrégée, que les éléments environnants de la nébuleuse initiale ont été fortement freinés sous l’effet de la pression du nuage, contrairement à l’étoile centrale pour laquelle les effets de cette pression sont moins importants (d’un facteur 1/3 par rapport à la nébuleuse). Ainsi, la naine blanche n’occupe désormais plus le centre de la nébuleuse OIII, mais a rejoint la limite entre la nébuleuse et le nuage environnant.

L'évolution de l'interaction entre Sh2-174 et le nuage HI d'après R.R. Ransom et al.

Ces observations, menées en ondes radio, vont donc davantage dans le sens de l’existence d’une nébuleuse planétaire initiale que d’une sphère de Strömgren. Dans cette hypothèse, nous assisterions donc aujourd’hui à la phase tardive de l’interaction d’une nébuleuse planétaire en mouvement avec un nuage d’hydrogène neutre et statique. Dans ce cas, l’absence d’onde de choc bien marquée peut s’expliquer par le fait que les éléments constitutifs de la nébuleuse planétaire initiale ont été progressivement dirigés vers la trainée. 

Demeure malgré tout le problème de l’âge de la naine blanche ; qui pourrait malgré tout être résolu en admettant que celle-ci serait un résidu de géante rouge (la « route » de la branche des géantes routes permettant d’aboutir à un résultat équivalent en un temps 10 fois plus court). Mais une telle hypothèse implique l’existence d’un système double… et aucun compagnon à GD 561 n’a encore pu être identifié.

Pour cette raison, il n’existe pas de consensus parmi les astronomes quant à la pertinence de cette théorie  – du moins dans le cas précis de cette nébuleuse.

A ce jour, il n’est donc pas possible de trancher de manière définitive quant à la nature exacte de Sh2-174 : nébuleuse planétaire ou sphère de Strömgren en interaction avec le milieu interstellaire ? La question reste ouverte…