Description
La nébuleuse du Crabe (M1/NGC 1952) est un rémanent de supernova résultant de l’explosion d’une étoile massive en 1054 (supernova SN 1054) .
Située à une distance de ∼6300 al de la Terre, la nébuleuse a un diamètre de ∼10 al et une vitesse d’expansion de 1500 km/s, caractéristiques typiques pour un rémanent de cet âge. C’est le premier objet astronomique à avoir été associé à une explosion historique de supernova.
Au début du XXe siècle, l’analyse des premières photographies de M1 révèle en effet son expansion et permet de conclure que la nébuleuse s’est formée environ 900 ans plus tôt. Les recherches menées dans les récits historiques ont permis d’établir qu’une nouvelle étoile a été observée dans la même région du ciel par les astronomes chinois, japonais et arabes en en avril/mai 1054. Elle fut suffisamment lumineuse pour être visible en journée pendant 23 jours (magnitude apparente -3 à -5), et resta observable à l’œil nu pendant environ deux ans.
La nébuleuse contient en son centre une étoile à neutrons d’un diamètre de ~30 km. C’est également un pulsar (PSR B0531+21) d’une période de 33 ms. Il s’agit du pulsar le plus énergétique connu, rayonnant environ 100 000 fois plus que le Soleil dans une gamme de fréquence s’étalant sur au moins 18 ordres de grandeur (10 MHz – 50 GeV, avec des photons detectés à 400 GeV et même à 450 TeV !). Ce rayonnement dissipe le moment cinétique du pulsar, dont la période croît à raison de ~4 × 10−13 s/s. Le pulsar joue un rôle important dans la structure et la dynamique de M1 ; ses vents équatoriaux entraînent des modifications visibles de la zone centrale sur des durées de quelques jours, et son rayonnement synchrotron éclaire la nébuleuse. L’étoile progénitrice devait avoir une masse de 8 à 12 M☉ ; la masse de la nébuleuse est de 3 ± 2 M☉ et celle du pulsar de 1.4 à 2 M☉ (la nature de la masse manquante restant débattue).
La nébuleuse du Crabe apparaît comme une large masse ovale de filaments qui sont les restes de l’étoile progénitrice, et sont constitués principalement d’hélium et d’hydrogène ionisés ainsi que de carbone, d’oxygène, d’azote, de fer, de néon et de soufre. La température des filaments est comprise entre 11 000 et 18 000 K, et leur densité est d’environ 1 300 particules par centimètre cube. La spectroscopie permet de distinguer deux composantes principales en lumière visible : l’une dans le vert et rouge est due à l’oxygène doublement ionisé ([OIII]) et à l’hydrogène (Hα) des couches supérieures de l’étoile progénitrice en expansion rapide. L’autre, de couleur bleue, présente un spectre continu et est très polarisée. Elle est produite par le rayonnement synchrotron des électrons relativistes accélérés par le champ magnétique intense du pulsar.
Située à proximité immédiate du plan de l’écliptique, la nébuleuse est une source de radiations utile pour l’étude des corps célestes qui l’occultent. Dans les années 1950 et 1960, la couronne solaire a été cartographiée grâce à l’observation des ondes radio de la nébuleuse du Crabe. Plus récemment, l’épaisseur de l’atmosphère de Titan, la lune de Saturne, a été mesurée grâce aux rayons X de la nébuleuse.
Photos télescope Unistellar eQuinox
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