À environ 7 500 années-lumière, Pa 30 est le principal candidat au rémanent de l’étoile invitée observée en 1181. De nouvelles images décomposent ses filaments, semblables à un feu d’artifice, en chaînes de condensations gazeuses. Elles aident à comprendre comment cette rare explosion a laissé une étoile et façonné la matière environnante.

Points clés

  • Les nouvelles images identifient environ dix fois plus de filaments qu’auparavant et révèlent des chaînes de condensations gazeuses.
  • La taille caractéristique des condensations est d’environ 10¹⁶ centimètres ; proches de la limite de résolution, leurs dimensions restent estimatives.
  • Le recul transversal de l’étoile centrale a une limite supérieure de 14 km/s à 3σ ; la limite tridimensionnelle dépend aussi d’une hypothèse sur les directions.

Les filaments rayonnant depuis la nébuleuse Pa 30 révèlent désormais des détails évoquant des chapelets de perles. Une équipe codirigée par Tim Cunningham et Ilaria Caiazzo a obtenu des images profondes à bande étroite avec l’instrument GMOS de Gemini Nord, à Hawaï. Les traînées radiales apparemment lisses contiennent en réalité des chaînes de condensations gazeuses.

Les indices laissés par l’étoile invitée de 1181

Située à environ 7 500 années-lumière de la Terre, Pa 30 n’a été découverte qu’en 2013 par l’astronome amateur Dana Patchick, dans les données infrarouges de WISE. Elle est le principal candidat au rémanent de SN 1181, l’étoile invitée historique décrite dans des archives chinoises, japonaises et arabes.

Détail inférieur droit de la figure 1 : condensations brillantes le long de filaments orange, avec coordonnées d’ascension droite et de déclinaison conservées
Panneau inférieur droit de la figure 1 : des condensations brillantes jalonnent les filaments. La grille de coordonnées et les annotations originales sont conservées. Source : Cunningham et al. (2026), ApJ 1010, 28, CC BY 4.0 ; panneau recadré.

Une étude de 2023 avait déjà révélé des dizaines de filaments s’étendant vers l’extérieur. La spectroscopie de 2024 a montré des vitesses d’éjection globalement compatibles avec une expansion libre, renforçant le lien avec SN 1181. La présence d’une étoile centrale survivante et l’absence d’hydrogène et d’hélium dans les éjecta ont conduit à interpréter le système comme le rémanent d’une supernova thermonucléaire de type Iax relativement peu lumineuse, ayant laissé une étoile derrière elle.

Vidéo officielle de NOIRLab montrant un rapprochement progressif du rémanent Pa 30. Crédit image : International Gemini Observatory/NOIRLab/NSF/AURA.

Des condensations le long des filaments

Les nouvelles observations suivent l’émission du soufre une fois ionisé, [S II], et de l’oxygène deux fois ionisé, [O III]. Les images du soufre identifient environ dix fois plus de filaments qu’auparavant. Celles de l’oxygène montrent les mêmes structures, associant ainsi l’émission d’oxygène, jusque-là plus diffuse, à des filaments précis.

Panneau supérieur de la figure 4 : contours bleus d’incertitude du centre nébulaire et repères rouges de l’étoile en 2025 et de sa position extrapolée à 1181
Panneau supérieur de la figure 4 : les contours bleus délimitent les régions à 1σ, 2σ et 3σ du centre nébulaire. Les repères rouges indiquent l’étoile en 2025 et sa position extrapolée à 1181 à partir du mouvement propre de Gaia. La flèche rouge montre ce mouvement ; le recul est contraint séparément par le décalage par rapport au centre nébulaire. Source : Cunningham et al. (2026), ApJ 1010, 28, CC BY 4.0 ; panneau recadré.

Le diamètre caractéristique des condensations est d’environ 10¹⁶ centimètres, soit quelque 670 unités astronomiques : environ onze fois le diamètre de l’orbite de Neptune. Elles sont toutefois à peine résolues au-delà du flou atmosphérique, et leurs dimensions restent des estimations préliminaires. L’espacement apparemment similaire entre elles peut aussi être influencé par la superposition de structures en projection.

Les filaments désignent l’étoile centrale

L’équipe a utilisé la transformée de Hough glissante pour mesurer l’orientation des filaments et déduire le centre commun vers lequel ils convergent. Sa position est compatible avec celle de l’étoile centrale IRAS 00500+6713, ce qui contraint le recul susceptible de l’avoir éloignée du centre lors de l’explosion.

Dans le plan du ciel, la vitesse de recul transversal a une limite supérieure de 14 km/s à 3σ. En supposant toutes les directions de recul équiprobables dans l’espace tridimensionnel, la limite supérieure de la vitesse totale atteint 94 km/s à 3σ. Cette seconde contrainte statistique dépend de l’hypothèse sur les directions ; la vitesse de l’étoile le long de la ligne de visée reste difficile à mesurer directement.

Comment ces chapelets se sont-ils formés ?

Les condensations ajoutent une exigence aux modèles de formation des filaments : expliquer à la fois les fines structures radiales et les concentrations de gaz qu’elles contiennent. L’article examine les instabilités liées aux différences de vitesse d’écoulement et l’instabilité thermique due au refroidissement rapide du gaz. Ces processus pourraient agir ensemble ; le mécanisme précis reste à déterminer.

Pa 30 offre une occasion rare d’étudier un rémanent de type Iax relativement proche. L’équipe espère utiliser sa morphologie singulière pour repérer des systèmes semblables dans la Voie lactée et les galaxies voisines, prolongeant ainsi les indices de cette ancienne explosion vers d’autres fins de vie stellaires.