Nébuleuse du Crabe
La nébuleuse du Crabe, également connue sous le nom de Messier 1 (ou selon le Nouveau catalogue général NGC 1952), est un vestige de supernova et une nébuleuse à vent pulsé située dans la constellation du Taureau. John Bevis avait remarqué cette nébuleuse en 1731, et son emplacement découvert correspondait à des documents historiques remontant aux Arabes, aux Chinois, aux Coréens et aux Japonais concernant l'emplacement d'une étoile brillante apparue en 1054. Ces enregistrements indiquent que l'étoile était si brillante qu'elle est restée visible de jour pendant 23 jours et de nuit pendant 653 jours. Il existe des preuves à l'appui de ce qui a été dit selon lequel les peuples amérindiens Mimbres et Anasazi ont remarqué la luminosité de l'étoile et l'ont documentée dans l'un de leurs dessins sur les plateaux entourant leurs villages.
L'énergie de cette nébuleuse, émise sous forme de La nébuleuse du Crabe se trouve à environ 6 500 années-lumière de la Terre. Son diamètre est d'environ 11 années-lumière et s'étend à une vitesse d'environ 1 500 kilomètres par seconde.
Au centre de la nébuleuse se trouve une étoile à neutrons, le Crab Pulsar, qui émet un rayonnement pulsé composé de rayons X et de rayons gamma et tourne à une vitesse de 30,2 tours par seconde. La nébuleuse du Crabe est le premier corps céleste connu pour avoir été une explosion historique de supernova.
La nébuleuse du Crabe est une source de rayonnement permettant d'étudier les corps célestes qu'elle obscurcit. Dans les années 1950 et 1960, la couronne solaire a été étudiée en surveillant les ondes radio émanant de la nébuleuse du Crabe lorsqu'elles traversaient la couronne. En 2003, l'épaisseur de l'atmosphère de la lune Titan, satellite de Saturne, a été mesurée grâce à sa filtration par les rayons X provenant de la nébuleuse.
Fondation
L'origine de la nébuleuse est cohérente avec les observations des astronomes chinois et musulmans concernant l'observation de la supernova MA 1054 en 1045. La première personne à observer la nébuleuse du Crabe (dans son état nébulaire) fut John Bevis en 1731. Puis il fut redécouvert par Charles Messier en 1758 alors qu'il observait Coupable. Messier l'a inclus comme première classification dans son ouvrage Liste des nébuleuses et amas d'étoiles. En 1840, William Parson l'observa depuis Bear Castle et l'appela la Nébuleuse du Crabe parce que sa forme ressemblait à un cancer.
Les documents historiques indiquent l'apparition d'une nouvelle étoile qui brille pendant la journée. Elle a été observée par des astronomes chinois et arabes, et sa position dans le ciel a été décrite de manière identique par les deux parties. Compte tenu de la distance qui les sépare, l’étoile diurne observée par les Arabes et les Chinois devait être une supernova qui avait épuisé ses réserves d’énergie issues de la fusion nucléaire et s’était effondrée sur elle-même.
L'analyse actuelle des documents historiques suggère que la supernova qui a généré la nébuleuse du Crabe est probablement apparue en avril ou en mai. Sa magnitude apparente a atteint sa valeur la plus élevée en juillet, entre -7 et -4,5 (elle était plus brillante que tout ce qui se trouve dans le ciel, à l'exception du soleil et de la lune). La supernova est restée visible à l'œil nu pendant deux ans après sa première observation. La nébuleuse du Crabe est ainsi devenue le premier corps céleste dont il est prouvé qu'il a été créé par une explosion de supernova.
Propriétés physiques
En lumière visible, la nébuleuse du Crabe semble être constituée d'un vaste amas elliptique en forme de filament entourant une région centrale bleue, d'environ 4 minutes d'arc de large et 6 minutes d'arc de long. On pense que sa forme tridimensionnelle sera sphérique et allongée. Les filaments sont les restes de l'atmosphère de l'ancêtre de l'étoile qui explose et contiennent une grande quantité d'hélium et d'hydrogène ionisé ainsi que de l'oxygène, du carbone, du fer, de l'azote, du néon et du soufre. La température des filaments varie entre 11 000 et 18 000 Kelvin et leur densité est d'environ 1 300 molécules par centimètre cube. En 1953, Joseph Shiklovsky a proposé que la région de lumière bleue diffuse soit le résultat du rayonnement cyclotron, qui est le rayonnement résultant de la courbure du mouvement des électrons lorsqu'ils se déplacent à une vitesse égale à la moitié de la vitesse de la lumière. Cette théorie a été confirmée trois ans plus tard par l'observation. En 1960, il découvre que la source de la déviation du trajet des électrons est un grand champ magnétique généré par la présence d'une étoile à neutrons au centre de la nébuleuse.
La dimension
Bien que la nébuleuse du Crabe soit un sujet important de discussion pour les astronomes, la question de savoir à quelle distance nous en sommes reste reste ouverte. Cela est dû à l'incertitude dans les méthodes de toutes les méthodes utilisées pour calculer la distance.
En 2008, un consensus a été trouvé selon lequel la distance séparant la Terre de la nébuleuse du Crabe est de 2,0 ± 0,5 mille parsecs (6 500 ± 1 600 années-lumière). La nébuleuse du Crabe s'étend actuellement vers l'extérieur à une vitesse de 1 500 kilomètres par heure. De nombreuses photos de cette nébuleuse ont été prises pendant de nombreuses années sans découvrir sa lente expansion. La vitesse d'expansion a été déterminée en comparant l'angle d'expansion avec une analyse spectroscopique. Plusieurs méthodes analytiques ont été utilisées en 1973 pour calculer la distance à la nébuleuse, pour finalement arriver à un résultat de 6 300 années-lumière.
Le traçage de la trace laissée par l'expansion de la nébuleuse correspond aux données sur l'émergence de la nébuleuse en 1054. Cela signifie que sa vitesse d'expansion s'est accélérée depuis l'explosion, et on pense que cette accélération est le résultat de l'énergie pulsée. alimentant le champ magnétique de la nébuleuse.
Masse
L'estimation de la masse totale de la nébuleuse est importante afin d'estimer la masse de la supernova qui a généré la nébuleuse. La masse totale du filament et du pulsar est estimée à environ 4,6 ± 1,8 masses solaires.
Les tores riches en hélium
sont l'un des nombreux composants des nébuleuses. Les tores riches en hélium peuvent être observés dans la bande est-ouest coupant la région des pulsars. L'arceau est constitué de 25 % de projectiles visibles et la proportion d'hélium est de 95 %. À ce jour, aucune explication acceptée n’a été développée pour expliquer la structure du tore.
Étoile centrale
Image d'une petite région de la nébuleuse du Crabe montrant la région instable de Rayleigh-Tyler prise par le télescope spatial Hubble.
Les pulsars sont une importante source de rayonnement électromagnétique, émettant de nombreuses impulsions courtes et très régulières par seconde. Cette émission était une source de grand mystère lorsqu'elle a été découverte pour la première fois en 1967, et l'équipe qui l'a découverte pour la première fois considérait que la source de l'émission était une civilisation avancée présente là-bas. Quoi qu’il en soit, la découverte de la source de rayonnement pulsé au cœur de la nébuleuse prouve que le pulsateur s’est formé à la suite d’une explosion de supernova.
On pense que le Crab Pulsar a un diamètre de 28 à 30 kilomètres et émet une impulsion de rayonnement toutes les 33 millisecondes. La longueur d'onde de l'impulsion s'étend le long du spectre électromagnétique, des ondes radio aux rayons X. Comme tous les pulsars isolés, la période de rotation ralentit progressivement. La décélération de la période de rotation du pulsar présente parfois des changements brusques, appelés « problèmes », et on pense que cela est dû à une recombinaison soudaine au sein de l'étoile à neutrons. La quantité d'énergie générée en ralentissant la rotation du pulsar est énorme. L'énergie du rayonnement synchrotron émanant de la nébuleuse du Crabe a une luminosité totale de 75 000 fois celle du Soleil.
La forte production d'énergie du pulsar crée une région hautement dynamique au centre de la nébuleuse du Crabe. Les objets astronomiques de cette région présentent des changements rapides qui s'étendent sur une échelle de temps de quelques jours seulement, tandis que les changements des objets astronomiques se développent lentement, déterminés sur une échelle de temps s'étendant sur plusieurs années. Les changements les plus dynamiques dans la nébuleuse se produisent au point où les vents équatoriaux du pulsar entrent en collision avec la masse de la nébuleuse, formant ce que l'on appelle une onde de choc. La forme et la position de ces caractéristiques changent rapidement. Les vents équatoriaux apparaissent comme de minces faisceaux qui se courbent, brillent, puis s'estompent à mesure qu'ils s'éloignent du pulsar jusqu'à ce qu'ils émergent de son corps principal.
Image d'une petite région de la nébuleuse du Crabe montrant la région instable de Rayleigh-Tyler prise par le télescope spatial Hubble.
Image du pulsar Cette image combine le rayonnement infrarouge capturé par Hubble (rouge) et les rayons X capturés par le télescope spatial à rayons X Chandra (bleu).
Ancêtre de l'étoile centrale
Une étoile qui a explosé en supernova est appelée ancêtre de supernova. Il existe deux types d’étoiles qui peuvent exploser en supernova : les naines blanches et les étoiles de masse élevée. Le premier type est une étoile qui était une naine blanche avec la masse du Soleil. Elle a capté de la matière supplémentaire d'une étoile voisine jusqu'à atteindre une masse critique, qui est la limite de Chandrasekhar, qui a conduit à son explosion. Quant au deuxième type, il s’agit d’une étoile de grande masse qui a manqué de combustible nucléaire de sorte que les forces de gravité ont vaincu sa pression interne et s’est donc effondrée sur elle-même, atteignant une température exceptionnelle qui lui a permis d’exploser. La présence du pulsar au cœur de la nébuleuse du Crabe prouve qu'il s'est formé au centre de l'effondrement de la supernova. Les naines blanches ne produisent pas de pulsars.
Le modèle théorique de l’explosion de la supernova suggère que l’étoile qui a explosé pour former la nébuleuse du Crabe était une étoile massive d’une masse comprise entre 9 et 11 fois celle du Soleil. Selon la théorie, une étoile ayant une masse inférieure à 8 fois la masse du Soleil ne peut pas provoquer une explosion sous la forme d'une supernova, mais elle aboutira plutôt à la formation d'une nébuleuse planétaire. Quant aux étoiles de masse supérieure à 12 masses solaires, elles produisent une nébuleuse de composition chimique différente de celle du Crabe.
L'un des plus gros problèmes auxquels est confrontée l'étude de la nébuleuse du Crabe est que la masse de la nébuleuse ainsi que celle du pulsar sont bien inférieures à la masse prédite pour la masse de l'étoile progénitrice, et la grande question qui reste en suspens est de savoir où la masse manquante est partie. La masse de la nébuleuse est estimée en mesurant la quantité totale de lumière émise, pour calculer la masse de la nébuleuse, et donne à la fois la température et la densité de la nébuleuse. Ainsi, les estimations indiquent que sa masse varie de 1 à 5 fois la masse du soleil, et la valeur acceptable est considérée comme 2 à 3 fois la masse du soleil. La masse d’une étoile à neutrons est comprise entre 1,4 et 2 fois celle du Soleil.
La théorie la plus largement acceptée pour expliquer la perte de masse de la nébuleuse du Crabe est qu'une grande partie de la masse a été enlevée peu de temps avant l'explosion de la supernova par des vents stellaires rapides. Cela formera une enveloppe autour de la nébuleuse, et malgré les tentatives de détection de cette enveloppe à l'aide d'observations à différentes longueurs d'onde, cette enveloppe n'a pas encore été découverte.
Corps du système solaire en transit
Image du pulsar Cette image combine le rayonnement infrarouge capturé par Hubble (rouge) et les rayons X capturés par le télescope spatial à rayons X Chandra (bleu).
La nébuleuse du Crabe est située à un angle de 1,5 degrés par rapport à la trajectoire du soleil. Cela signifie que la Lune et parfois les planètes peuvent traverser ou obscurcir la nébuleuse. Bien que le Soleil n’obscurcisse pas la nébuleuse, sa couronne peut passer devant elle. Ce transit et cette occultation sont utilisés pour étudier la nébuleuse et les objets passant devant elle, en surveillant l'évolution du rayonnement émis par la nébuleuse pendant le transit.
Un transit lunaire a été utilisé pour déterminer l'émission de rayons X de la nébuleuse. Avant l’utilisation de satellites équipés de télescopes mesurant les rayons X, on utilisait des télescopes au sol sensibles aux rayons X mais ayant une faible résolution angulaire. Mais lorsque la lune passe devant la nébuleuse, la position est très appropriée. Les changements d'éclairage peuvent être utilisés pour cartographier l'émission de rayons X avec différentes « fausses » couleurs, chaque couleur représentant des rayons X de basse énergie, des rayons X de moyenne énergie et des rayons X de haute énergie, chacun émanant d'un emplacement spécifique dans la nébuleuse. Lorsque les premiers rayons X émanant de la nébuleuse ont été détectés, l’occultation de la Lune a été utilisée pour déterminer avec précision la source des rayons.
La couronne solaire passe devant la nébuleuse chaque année en juin. Les changements dans les ondes radio reçues de la nébuleuse sont utilisés pour déterminer la densité et la composition de la couronne. Des observations préliminaires ont confirmé que la couronne solaire s'étend vers l'extérieur plus que prévu, et les observations actuelles ont confirmé que la densité de la couronne change de manière significative.
Il est rare que Saturne traverse la nébuleuse du Crabe. Le dernier transit de ce type a eu lieu en 2003, alors que le précédent transit avait eu lieu en 1296, et le prochain transit aura lieu en 2267. Le télescope spatial à rayons X Chandra a été utilisé pour observer Titan, la lune de Saturne. . Il a découvert que l'ombre de Titan représentée par les rayons X est plus grande que celle d'un corps solide, en raison de l'absorption des rayons X par son atmosphère. Cette observation a été utilisée pour calculer l’épaisseur de son atmosphère, et elle s’est avérée être d’environ 800 kilomètres. Le télescope spatial à rayons X Chandra ne pourra pas observer le prochain transit de Saturne car il traversera à ce moment-là la ceinture de rayonnement de Van Allen.
Source : sites Internet