Nebulosa do Caranguejo

Nebulosa do Caranguejo Descrição desta imagem, também comentada abaixo A Nebulosa do Caranguejo observada opticamente pelo Telescópio Espacial Hubble Dados de observação ( Epoch J2000.0 )
Ascensão certa 05 h  34 m  31,97 s
Declinação 22 ° 00 ′ 52,1 ″
Coordenadas galácticas ℓ = 184,5575 b = −05,7843
constelação Touro

Localização na constelação: Touro

(Veja a situação na constelação: Touro) Taurus IAU.svg
Galáxia hospedeira via Láctea
Descoberta 1731
Tipo de resplendor Cheio
Tamanho angular ( minuto do ângulo ) 6 × 4
Densidade de fluxo a 1 GHz ( Jy ) 1040
Índice espectral 0,3
Distância ( kpc ) cerca de 1,9  kpc (∼6.200  al )
Método de estimativa de distância movimento adequado e velocidade radial
Aparência de rádio Completo, com pulsar central e estrutura "chaminé" ao norte (também chamado de "jato")
Aspecto X Apresenta uma estrutura de toro em torno do pulsar ( nebulosa do vento do pulsar )
Aparência ótica Filamentos fortemente polarizados + emissão síncrotron difusa, com jato muito fraco
Outras designações M 1, NGC  1952, Taurus A, Taurus X-1, 3C 144, CTA 36, CTB 18
Notas Associado à supernova histórica SN 1054  ; contém um pulsar em seu centro , PSR B0531 + 21

A Nebulosa do Caranguejo ( M 1, NGC 1952, Taurus A , Taurus X-1 ) é um remanescente de supernova resultante da explosão de uma estrela massiva como uma supernova histórica ( SN 1054 ) observada por um astrônomo chinês durante o período da dinastia Song de julho de 1054 a abril de 1056 . A nebulosa foi observada pela primeira vez em 1731 por John Bevis , depois em 1758 por Charles Messier, que a tornou o primeiro objeto de seu catálogo ( catálogo Messier ). Seu nome tradicional remonta ao XIX °  século , quando William Parsons , terceiro conde de Rosse observou a nebulosa em Birr Castle nos anos 1840 e se refere a ela como a Nebulosa do Caranguejo porque um desenho que ele realmente que parece um caranguejo . A Nebulosa do Caranguejo não deve ser confundida com a nebulosa planetária Hen2-104 , às vezes chamada de “Nebulosa do Caranguejo do Sul” por causa de sua semelhança considerada mais óbvia com o crustáceo homônimo.

Localizado a uma distância de 300 ~ 6  al (~ 1 930  pc ) da Terra , na constelação de Taurus , a nebulosa tem um diâmetro de 10 ~  al (~ 3,07  PC ) e tem uma taxa de expansão é um 500  km / s , características típicas de uma barra dessa idade. É o primeiro objeto astronômico a ser associado a uma explosão histórica de supernova.

A nebulosa contém em seu centro um pulsar , o pulsar do Caranguejo (ou PSR B0531 + 21) que gira sobre si mesmo cerca de trinta vezes por segundo. É o pulsar mais energético conhecido, irradiando cerca de 200.000 vezes mais energia do que o Sol , em uma faixa de frequência extremamente ampla, variando de 10 megahertz a mais de 30  GeV , ou quase 18 ordens de tamanhos . O pulsar desempenha um papel importante na estrutura da nebulosa, sendo, entre outras coisas, responsável por sua iluminação central.

Localizada nas imediações do plano eclíptico , a nebulosa também é uma fonte de radiação útil para o estudo dos corpos celestes que a obscurecem. Nas décadas de 1950 e 1960 , a coroa solar foi mapeada pela observação de ondas de rádio da Nebulosa do Caranguejo. Mais recentemente, a espessura da atmosfera de Titã , a lua de Saturno , foi medida usando raios X da nebulosa.

Origem

A Nebulosa do Caranguejo foi observada pela primeira vez em 1731 por John Bevis . Foi redescoberto de forma independente em 1758 por Charles Messier, então em busca do cometa Halley, cujo reaparecimento ocorreria naquele ano e nesta região do céu. Percebendo que de fato não havia observado o cometa desejado, Messier teve então a ideia de produzir um catálogo de nebulosas brilhantes para limitar os riscos de confusão entre elas e os cometas .

No início do XX °  século , a análise das primeiras fotografias da nebulosa levado vários anos separados revelar sua expansão. O cálculo da velocidade de expansão permite então deduzir que a nebulosa se formou cerca de 900 anos antes. Pesquisas em relatos históricos estabeleceram que uma nova estrela brilhante o suficiente para ser visível durante o dia foi observada na mesma parte do céu por astrônomos chineses, japoneses e árabes em 1054 . Dada sua grande distância e natureza efêmera, esta "nova estrela" (ou estrela convidada na terminologia asiática) era na verdade uma supernova - uma estrela massiva que explodiu após esgotar seus recursos energéticos da fusão nuclear .

Uma análise recente desses textos históricos mostrou que a supernova que deu origem à Nebulosa do Caranguejo provavelmente apareceu em abril ou no início de maio de 1054 , atingindo uma magnitude aparente máxima entre -5 e -3 em julho de 1054 . Era então mais brilhante do que todos os outros objetos no céu noturno, exceto a lua . O evento é notado em coleções chinesas onde a estrela foi nomeada 天 關 客 星 (天 關: posição celestial no sistema astronômico chinês tradicional; 客: convidado; 星: estrela; mas 客 星 na astronomia chinesa significava eventos ou estrelas cujas aparições, ou mesmo desaparecimentos, não puderam ser calculados e estabelecidos antes). Por 23 dias, ele permaneceu brilhante o suficiente para ser visível em plena luz do dia. A supernova era visível a olho nu por cerca de 2 anos após ser observada pela primeira vez. Graças às observações mencionadas nos textos de astrônomos orientais em 1054, a Nebulosa do Caranguejo é o primeiro objeto astronômico cuja ligação com uma explosão de supernova foi estabelecida.

Características físicas

Na luz visível , a Nebulosa do Caranguejo é uma grande massa oval de filamentos, com cerca de 6  minutos de arco de comprimento e 4 minutos de arco de largura  , circundando uma região azul central difusa. Sua magnitude absoluta é -3 (correspondendo aproximadamente à luminosidade de 1000 sóis) e sua massa é de aproximadamente 5 massas solares.

Os filamentos são os restos da atmosfera da estrela progenitora e são compostos principalmente de hélio ionizado e hidrogênio , bem como carbono , oxigênio , nitrogênio , ferro , néon e enxofre . A temperatura dos filamentos está entre 11.000 e 18.000  K , e sua densidade de material é de cerca de 1.300 partículas por centímetro cúbico . A espectroscopia pode distinguir dois componentes principais da emissão de luz visível, um em verde e vermelho devido ao oxigênio duplamente ionizado ([O III]) e hidrogênio ( H-alfa ) produzido pelas camadas altas na atmosfera do progenitor em rápida expansão estrela, colidindo com o meio interestelar . O outro, de cor azul, tem espectro contínuo e é muito polarizado .

Em 1953, Iosif Shklovsky formulou a hipótese de que a região azul difusa é produzida principalmente pela radiação síncrotron , radiação devido à curvatura da trajetória dos elétrons que se movem a velocidades relativísticas (ou seja, perto da velocidade da luz ). Três anos depois, sua teoria é confirmada por observações. Na década de 1960 , foi estabelecido que um intenso campo magnético produzido pela estrela central da nebulosa acelera e curva a trajetória dos elétrons. Esta estrela é uma estrela de nêutrons e um pulsar , remanescente da supernova na origem da nebulosa: o pulsar do Caranguejo .

A velocidade de expansão da nebulosa foi determinada pela quantificação do deslocamento em seu espectro pelo efeito Doppler e é estimada em cerca de 1.500  km / s . Ao mesmo tempo, imagens tiradas com vários anos de intervalo revelam a lenta expansão angular aparente no céu. Comparando esta expansão angular com a velocidade de expansão, a distância da nebulosa ao Sol e seu tamanho podem ser estimados em aproximadamente 6.200 e 13  anos-luz, respectivamente.

A partir da velocidade de expansão da nebulosa observada atualmente, é possível verificar a data da supernova que corresponde à sua formação. O cálculo leva a uma data algumas décadas anterior a 1054. Uma explicação plausível para essa mudança seria que a taxa de expansão não foi uniforme, mas acelerou desde a explosão da supernova. Essa aceleração seria devido à energia do pulsar que alimentaria o campo magnético da nebulosa que, ao se estender, impulsiona os filamentos para fora.

As estimativas da massa total da nebulosa permitem estimar a massa da supernova inicial. As estimativas da massa contida nos filamentos da Nebulosa do Caranguejo variam de uma a cinco massas solares . Outras estimativas baseadas no pulsar do caranguejo levaram a valores diferentes.

Estrela central

No centro da nebulosa do caranguejo está uma estrela tênue, que é a origem da nebulosa. Foi identificada como tal em 1942 , quando Rudolph Minkowski descobriu que seu espectro óptico era extremamente incomum e não se parecia com o de uma estrela normal. Posteriormente, foi estabelecido que a região ao redor da estrela é uma importante fonte de ondas de rádio ( 1949 ), raios X ( 1963 ) e que é um dos objetos mais brilhantes do céu em raios gama ( 1967 ). A densidade de fluxo das emissões de raios-X é 100 vezes maior do que as emissões de luz visível. Em 1968 , pesquisas mostraram que a estrela emitia sua radiação na forma de pulsos breves, tornando-se um dos primeiros pulsares a ser identificado e o primeiro a ser associado a um pós-brilho de supernova .

Os pulsares são a fonte de forte radiação eletromagnética , parecendo ser emitidos várias vezes por segundo em pulsos curtos e muito regulares. Sua descoberta em 1967 levantou muitas questões; a hipótese de que esses impulsos eram sinais de uma civilização avançada foi até proposta. No entanto, a descoberta de uma fonte de rádio pulsante no centro da Nebulosa do Caranguejo foi a prova de que os pulsares não eram sinais alienígenas, mas formados por explosões de supernovas. Desde então, foi estabelecido que esses pulsos são devidos a estrelas de nêutrons em rotação rápida, cujos fortes campos magnéticos concentram a radiação emitida em feixes estreitos de radiação. O eixo do campo magnético não está alinhado com o de rotação, a direção do feixe varre o céu em um círculo. Quando por acaso a direção do feixe encontra a Terra, um pulso é observado. Assim, a frequência dos pulsos é uma medida da velocidade de rotação da estrela de nêutrons.

O pulsar do Caranguejo teria um diâmetro entre 28 e 30 quilômetros. Ele emite pulsos de radiação a cada 33  milissegundos . Mas, como em todos os casos de pulsares isolados, a frequência dos pulsos diminui muito ligeiramente, mas de forma constante, indicando que o pulsar está diminuindo a velocidade muito lentamente. De vez em quando, entretanto, seu período de rotação muda drasticamente. Essas variações são chamadas de tremores estelares e acredita-se que se devam a reajustes repentinos na estrutura interna da estrela de nêutrons.

A energia emitida pelo pulsar gera uma região particularmente dinâmica no centro da Nebulosa do Caranguejo. Enquanto a maioria dos objetos astronômicos tem tempos evolutivos característicos da ordem de dezenas de milhares de anos, as partes centrais da nebulosa evoluem em períodos de alguns dias. A parte mais dinâmica da área central da nebulosa é a área onde o vento equatorial do pulsar encontra a matéria circundante, formando uma onda de choque . A forma e a posição dessa área mudam rapidamente sob o efeito do vento equatorial. Esta área é visível na forma de pequenas listras brilhantes cujo brilho aumenta e depois enfraquece à medida que se afastam do pulsar.

Estrela progenitora

A estrela que explodiu em uma supernova e deu origem à nebulosa é chamada de estrela progenitora. Dois tipos de estrelas produzem supernovas  : anãs brancas (que dão supernovas do tipo Ia por uma explosão termonuclear destruindo completamente a estrela) e estrelas massivas (que dão tipo "Ib", "Ic" e "supernovas" II ”). No último caso, o coração da estrela colapsa sobre si mesmo e congela em um coração de ferro . A explosão é produzida pela atmosfera em colapso que ricocheteia neste núcleo. Ele deixa para trás um objeto compacto que às vezes é um pulsar . A presença de tal pulsar dentro da Nebulosa do Caranguejo significa que ele se formou a partir de uma estrela massiva. Na verdade, as supernovas do tipo “Ia” não produzem pulsares.

Modelos teóricos de explosão de supernova sugerem que a estrela que deu origem à Nebulosa do Caranguejo tinha uma massa entre oito e doze massas solares . Estrelas com massa inferior a oito massas solares seriam leves demais para causar explosões de supernovas e produzir nebulosas planetárias . Estrelas com massa superior a doze massas solares produzem nebulosas com uma composição química diferente daquela observada na Nebulosa do Caranguejo.

Uma das principais questões levantadas pelo estudo da Nebulosa do Caranguejo é que a massa combinada da nebulosa e do pulsar é muito menor do que a massa prevista para a estrela progenitora. A razão para essa diferença é desconhecida. A estimativa da massa da nebulosa é obtida medindo-se a quantidade total de luz emitida e, conhecendo a temperatura e a densidade da nebulosa, deduzindo a massa necessária para emitir a luz observada. As estimativas variam entre 1 e 5 massas solares, sendo o valor comumente aceito 2 ou 3 massas solares. A estrela de nêutrons teria uma massa entre 1,4 e 2 massas solares.

A principal teoria por trás da massa ausente da Nebulosa do Caranguejo é que uma proporção substancial da massa da estrela progenitora foi ejetada antes que a supernova explodisse em um forte vento estelar, como é o caso de muitas estrelas, massivas como as estrelas Wolf-Rayet . No entanto, tal vento teria criado uma concha ao redor da nebulosa (como uma bolha Wolf-Rayet ). Embora observações em diferentes comprimentos de onda tenham sido feitas para identificar essa casca, isso nunca foi feito.

Trânsitos por corpos do sistema solar

A Nebulosa do Caranguejo está localizada a cerca de um grau e meio da eclíptica , o plano orbital da Terra em torno do sol . Como resultado, a Lua e às vezes os planetas obscurecem ou transitam na frente da nebulosa. Embora o Sol não passe na frente da nebulosa, sua coroa passa na frente dela. Esses trânsitos e ocultações podem ser usados ​​para estudar tanto a nebulosa quanto o objeto que passa em sua frente, observando as modificações por este geradas nas radiações da nebulosa.

Trânsitos lunares foram usados ​​para mapear as emissões de raios-X dentro da nebulosa. Antes do lançamento de satélites dedicados à observação de raios-X, como o XMM-Newton ou Chandra , os telescópios de observação de raios-X tinham resolução angular muito baixa . Por outro lado, a posição da Lua é conhecida com grande precisão. Assim, quando esta passa na frente da nebulosa, as variações na luminosidade da nebulosa permitem criar um mapa das emissões de raios-X.

A coroa solar passa na frente da nebulosa todo mês de junho . Variações nas ondas de rádio da nebulosa são usadas para estudar a densidade e a estrutura da coroa. As observações iniciais mostraram que a coroa é muito maior do que se acreditava comumente. Essas observações também permitiram estabelecer que a copa apresenta variações substanciais de densidade.

Saturno também passa na frente da Nebulosa do Caranguejo, mas muito raramente. Seu último trânsito, em 2003 , foi o primeiro desde 1296  ; o próximo será em 2267. Os cientistas usaram o telescópio Chandra para observar a lua de Saturno, Titã , ao passar pela nebulosa e notaram que o sombreamento de raios X da passagem de Titã era maior do que a superfície. sólido desta lua devido à absorção de X -raios por sua atmosfera. Essas observações estabeleceram que a espessura da atmosfera de Titã é de 880  km . O trânsito do próprio planeta Saturno não pôde ser observado porque o telescópio Chandra estava passando pelo cinturão de Van Allen ao mesmo tempo.

A nebulosa na ficção

A Nebulosa do Caranguejo aparece repetidamente em obras de ficção. Podemos citar em particular:

Apêndices

Artigos relacionados

links externos

Bibliografia

Notas e referências

Notas

  1. Para efeito de comparação, a lua cheia tem 30 minutos de arco.

Referências

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