Nébuleuse du Crabe
Renseignements généraux
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| Nébuleuse du Crabe | |
|---|---|
 M1, la nébuleuse du Crabe. Courtoisie de la NASA / ESA | |
| des données d'observation: J2000.0 époque | |
| Type | Supernova Remnant |
| Ascension droite | 05 h 34 m 31,97 s |
| Déclinaison | + 22 ° 00 '52,1 " |
| Distance | 6,5 ± 1,6 kly (2,0 ± 0,5 kpc) |
| Magnitude apparente (V) | 8,4 |
| Dimensions apparentes (V) | 420 "290 ×" |
| Constellation | Taureau |
| Caractéristiques physiques | |
| Rayon | 6,5 ± 1,5 ly |
| Magnitude absolue (V) | -3,1 ± 0,5 |
| Caractéristiques notables | Optique pulsar |
| Autres désignations | M1, NGC 1952, Sharpless 244 |
Voir aussi: Nébuleuse diffuse, Listes de nébuleuses | |
La nébuleuse du Crabe (Désignations de catalogue M1, NGC 1952, Taurus A) est un vestige de supernova et pulsar nébuleuse de vent dans le constellation de Taurus. Le nébuleuse a été observé pour la première dans le monde occidental en 1731 par John Bevis, et correspond à une supernova brillante qui a été enregistré par Chinois et Astronomes arabes en 1054. Situé à une distance d'environ 6500 années-lumière (2 kpc) à partir de la Terre , le nébuleuse a un diamètre de 11 ly (3,4 pc) et se développe à un rythme d'environ 1500 kilomètres par secondes.
Au centre de la nébuleuse se trouve le Pulsar du Crabe, un étoiles à neutrons en rotation, qui émet des impulsions de rayonnement rayons gamma à ondes radio avec un taux de 30,2 fois par seconde de spin. La nébuleuse a été le premier objet astronomique identifié avec une explosion de supernova historique.
Les actes de la nébuleuse comme une source de rayonnement pour étudier corps célestes qui l'occulter. Dans les années 1950 et 1960, la Sun l ' Corona a été cartographiée à partir d'observations des ondes radio du crabe qui le traversent, et plus récemment, l'épaisseur de l'atmosphère de Saturne lune de Titan a été mesuré comme il bloqué Rayons X provenant de la nébuleuse.
Origines
Première observé en 1731 par John Bevis, la nébuleuse du Crabe correspond à la lumineuse SN 1054 supernova qui a été enregistré par Chinois et Astronomes arabes en 1054. La nébuleuse a été redécouvert indépendamment en 1758 par Charles Messier comme il observait un brillant comète . Messier catalogué comme la première entrée dans son Le catalogue des objets comme une comète. Le Comte de Rosse observé la nébuleuse au Birr Castle dans les années 1840, et renvoyé à l'objet comme la nébuleuse du Crabe, car il a fait un dessin de celui-ci ressemblait à un crabe.
Au début du 20e siècle, l'analyse de début photographies de la nébuleuse pris plusieurs années d'intervalle ont révélé qu'il était en expansion. Tracing l'expansion retour a révélé que la nébuleuse doit être devenu visible sur Terre il ya environ 900 ans. Des documents historiques ont révélé qu'une nouvelle étoile assez brillante pour être vue dans la journée avait été enregistrée dans la même partie du ciel par les astronomes chinois et arabes en 1054 Compte tenu de sa grande distance, le "guest star" de jour observé par les Chinois et les Arabes pouvaient ne ont été supernova -a massif, étoile qui explose, après avoir épuisé son approvisionnement en énergie à partir de la fusion nucléaire et se est effondré sur lui-même.
Des analyses récentes des documents historiques ont montré que la supernova qui a créé la nébuleuse du Crabe a probablement eu lieu en Avril ou début mai, se élevant à sa luminosité maximale comprise entre magnitude apparente -7 et -4,5 (plus brillante que tout dans le ciel de nuit, sauf la Lune ) par Juillet. La supernova était visible à la œil nu pendant environ deux ans après sa première observation. Merci aux observations enregistrées de l'Extrême-Orient et les astronomes du Moyen-Orient de 1054, nébuleuse du Crabe est devenu le premier objet astronomique reconnu comme étant relié à une explosion de supernova.
Les conditions physiques
En lumière visible , la nébuleuse du Crabe se compose d'un large masse de forme ovale de filaments, environ 6 arcminutes longues et 4 minutes d'arc de large (par comparaison, la pleine lune est de 30 minutes d'arc de diamètre) entourant une région centrale diffuse dans le bleu. En trois dimensions, la nébuleuse est pensé pour être en forme sphéroïde allongé. Les filaments sont les restes de l'atmosphère de l'étoile progénitrice, et sont principalement constitués de ionisé hélium et l'hydrogène , ainsi que le carbone , l'oxygène , l'azote , le fer , le néon et le soufre . Les températures des filaments sont généralement entre 11 000 et 18 000 K , et leurs densités sont environ 1300 particules par cm³.
En 1953, Iossif Chklovski proposé que la région bleue diffuse est principalement produit par rayonnement synchrotron, qui est rayonnement émis par la courbure de électrons se déplaçant à des vitesses allant jusqu'à la moitié de la vitesse de la lumière . Trois ans plus tard la théorie a été confirmée par des observations. Dans les années 1960, il a été constaté que la source d'électrons les chemins incurvés est la forte champ magnétique produit par une étoile à neutrons au centre de la nébuleuse.
Distance
Ironiquement, même si la nébuleuse du Crabe est l'objet de beaucoup d'attention parmi les astronomes, sa distance reste une question ouverte en raison des incertitudes dans chaque méthode utilisée pour estimer sa distance. En 2008, le consensus général est que sa distance de la Terre est de 2,0 ± 0,5 kpc (6,5 ± 1,6 kly). La nébuleuse du Crabe est actuellement en expansion vers l'extérieur à environ 1500 km / s. Images prises plusieurs années, révèle une l'expansion lente de la nébuleuse, et en comparant cette expansion angulaire avec son spectroscopie vitesse d'expansion déterminée, la distance de la nébuleuse peuvent être estimés. En 1973, une analyse des différentes méthodes utilisées pour calculer la distance à la nébuleuse parvenu à une conclusion d'environ 6300 Ly. Le long de sa plus grande dimension visible, il mesure environ 13 ± 3 Ly travers.
Retraçant son expansion donne toujours une date pour la création de la nébuleuse plusieurs décennies après 1054, ce qui implique que sa vitesse vers l'extérieur se est accélérée depuis l'explosion de supernova. Cette accélération est censé être causé par l'énergie du pulsar qui se jette dans le champ magnétique de la nébuleuse, qui se détend et repousse les filaments de la nébuleuse vers l'extérieur.
Masse
Les estimations de la masse totale de la nébuleuse sont importants pour estimer la masse de l'étoile progénitrice de la supernova. La quantité de matière contenue dans les filaments de la nébuleuse du Crabe (masse éjectas de gaz ionisé et neutre; la plupart du temps l'hélium ) est estimée à 4,6 ± 1,8 M ☉.
tore de l'hélium riche
Un des nombreux composants nébulaires (ou anomalies) du Crabe est une riche en hélium tore qui est visible comme une bande est-ouest traversant la région de pulsar. Le tore compose d'environ 25% de la matière éjectée visible et est composé d'environ 95% d'hélium. Pour l'instant, il n'y a eu aucune explication plausible mis en avant pour la structure du tore.
Étoile centrale
Au centre de la nébuleuse du Crabe sont deux étoiles faibles, dont l'une est l'étoile responsable de l'existence de la nébuleuse. Il a été identifié comme tel en 1942, lorsque Rudolf Minkowski a constaté que son spectre optique était extrêmement inhabituelle. La région autour de l'étoile se est révélé être une forte source d'ondes radio en 1949 et les rayons X en 1963, et a été identifié comme l'un des objets les plus brillants dans le ciel dans rayons gamma en 1967. Puis, en 1968, la star a été trouvé à émettre son rayonnement en impulsions rapides, devenant l'un des premiers pulsars à découvrir.
Les pulsars sont des sources de puissant rayonnement électromagnétique , émis en impulsions courtes et extrêmement réguliers plusieurs fois par seconde. Ils ont été un grand mystère quand découvert en 1967, et l'équipe qui a identifié le premier envisagé la possibilité que ce pourrait être un signal d'une civilisation avancée. Cependant, la découverte d'une source radio pulsante dans le centre de la nébuleuse du Crabe était des preuves solides que les pulsars ont été formés par des explosions de supernovae. Ils sont maintenant compris à rotation rapide les étoiles à neutrons, dont la puissante champ magnétique se concentre leurs émissions de rayonnement en faisceaux étroits.
Le Pulsar du Crabe est estimé à environ 28-30 km de diamètre; elle émet des impulsions de rayonnement à chaque 33 millisecondes. Impulsions sont émises à longueurs d'onde à travers le spectre électromagnétique, des ondes radio aux rayons X. Comme tous les pulsars isolés, sa période ralentit très progressivement. Parfois, sa période de rotation montre des changements brusques, appelés «pépins», qui sont susceptibles d'être causées par un réalignement soudaine intérieur de l'étoile à neutrons. L' énergie libérée que le pulsar ralentit est énorme, et il alimente l'émission du rayonnement synchrotron de la nébuleuse du Crabe, qui dispose d'un total luminosité environ 75 000 fois plus grande que celle du Soleil
Production d'énergie extrême de Le pulsar crée une région particulièrement dynamique au centre de la nébuleuse du Crabe. Alors que la plupart des objets astronomiques évoluent si lentement que les changements ne sont visibles que sur des périodes de plusieurs années, les parties intérieures du crabe montrent des changements sur des périodes de quelques jours seulement. La caractéristique la plus dynamique dans la partie interne de la nébuleuse est le point où le vent claque équatoriales du pulsar dans la majeure partie de la nébuleuse, la formation d'un front de choc. La forme et la position de cette fonction déplace rapidement, avec le vent équatoriale apparaissant comme une série de caractéristiques de WISP-like qui se accentuer, égayer, puis fondu en se éloignant du pulsar bien sur dans le corps principal de la nébuleuse.
Progenitor étoiles
L'étoile qui a explosé en supernova est considéré comme l'ancêtre de l'étoile de la supernova. Deux types de étoiles explosent en supernovae: naines blanches et des étoiles massives. Dans ce qu'on appelle Supernovae de type Ia, gaz tombant sur une naine blanche soulèvent sa masse jusqu'à ce qu'il se approche un niveau critique, le Limite de Chandrasekhar, résultant en une explosion; en Type IB / c et Type II supernovae, l'étoile progénitrice est une étoile massive qui court de carburant pour alimenter son réactions de fusion nucléaire et se effondre sur elle-même, pour atteindre ces phénoménales températures qu'il explose. La présence d'un pulsar du Crabe signifie qu'il doit avoir formé dans une supernova core-effondrement; Supernovae de type Ia ne produisent pas de pulsars.
Les modèles théoriques d'explosions de supernova suggérer que l'étoile qui a explosé pour produire la nébuleuse du Crabe a dû avoir une masse comprise entre 9 et 11 M ☉. Étoiles avec des masses inférieure à 8 masses solaires sont considérés comme trop petite pour produire des explosions de supernovae, et mettre fin à leur vie en produisant une nébuleuse planétaire à la place, tandis qu'une étoile plus lourd que 12 masses solaires auraient produit une nébuleuse avec une composition chimique différente de celle observé dans le Crabe.
Un problème important dans les études de la nébuleuse du Crabe est que la masse totale de la nébuleuse et le pulsar se ajoutent à beaucoup moins que la masse prévue de l'étoile progénitrice, et la question de l'endroit où la «masse manquante» est toujours pas résolue. Les estimations de la masse de la nébuleuse sont faites en mesurant la quantité totale de lumière émise, et le calcul de la masse requise, compte tenu de la température mesurée et la densité de la nébuleuse. Les estimations vont d'environ 1-5 masses solaires, avec 2-3 masses solaires étant la valeur généralement acceptée. La masse d'étoile à neutrons est estimée entre 1,4 et 2 masses solaires.
La théorie prédominante pour tenir compte de la masse manquante du Crabe est qu'une proportion importante de la masse de l'ancêtre a été emporté avant l'explosion de supernova dans un fast vent stellaire. Cependant, cela aurait créé une coquille autour de la nébuleuse. Bien que des tentatives ont été faites à plusieurs longueurs d'onde différentes d'observer une coquille, aucun n'a encore été trouvée.
Transits par corps du système solaire
La nébuleuse du Crabe est environ 1½ ° loin de la écliptique-plan de l'orbite de la Terre autour du Soleil Cela signifie que la Lune - et parfois, planètes - peut transit ou occulter la nébuleuse. Bien que le soleil ne transite pas la nébuleuse, son corona passe devant elle. Ces transits et occultations peuvent être utilisés pour analyser à la fois la nébuleuse et l'objet passant devant elle, en observant comment le rayonnement de la nébuleuse est modifié par l'organisme de transit.
Transits lunaires ont été utilisés pour cartographier les émissions de rayons X de la nébuleuse. Avant le lancement de satellites à rayons X d'observation, comme le Observatoire Chandra X-ray, observations en rayons X avaient généralement assez faible résolution angulaire, mais lorsque la Lune passe devant la nébuleuse, sa position est très connue avec précision, de sorte que les variations de la luminosité de la nébuleuse peut être utilisé pour créer des cartes d'émission X-ray. Lorsque les rayons X ont été observés dans le crabe, une occultation lunaire a été utilisé pour déterminer l'emplacement exact de leur source.
La couronne du Soleil passe devant le crabe chaque Juin. Variations dans les ondes radio reçues du crabe à ce moment peuvent être utilisées pour déduire des détails sur la densité et la structure de la couronne. Les premières observations ont établi que la couronne a continué sur de plus grandes distances que nous le pensions auparavant; observations ultérieures ont constaté que la couronne contenait d'importantes variations de densité.
Très rarement, Saturne transite la nébuleuse du Crabe. Son transit en 2003 était la première depuis 1296; l'autre aura pas lieu avant 2267. Les observateurs utilisés l'Observatoire de rayons X Chandra pour observer la lune de Saturne Titan en traversant la nébuleuse, et a constaté que «l'ombre» de Titan X-ray est plus grande que sa surface solide, due à l'absorption de rayons X dans son atmosphère. Ces observations ont montré que l'épaisseur de l'atmosphère de Titan est de 880 kilomètres. Le transit de Saturne elle-même ne pouvait être observée, parce Chandra passait à travers le Ceintures de Van Allen à l'époque.
