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Nébuleuse du Crabe Messier 1
Animation flash SII/Ha/OIII en NB
SII
Ha
OIII
| Object : M1 | Common name : Nébuleuse du Crabe | Date : du 1er au 11 novembre 2007 | Time : all | ||||||||
| Optics : Lunette TEC140 | Mount : Paramount ME number 2 | Location : Orange Observatory | Seeing : FWHM de 2,2 à 3,9 arc sec/pixel (ccdinspector) | ||||||||
| Ccd :
Sbig ST10xme filter wheel : Cfw10 Rotateur : Pyxis Rotator filters : Astrodon SII Ha OIII true color Aplanisseur de champs : TEC: Focuser :Robofocus et focusmax | Temp. out :
0 ° Temp ccd : -25° | Total exposure :
SII 28 x 10 mn Ha 28 x 10 mn OIII 35 x 10 mn
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15 h 10 mn
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| Notes : | |||||||||||
 Ccdautopilot3
|  The Sky 6 Professional |  Ascom 4.1 |
 |  CCDInspector |  Ccdsoftv5 |  Focusmax
| Deepskystacker |  Pixinsight | |||
Source Wikipédia
La nébuleuse du Crabe (M1, NGC 1952, Taurus A, Taurus X-1) est un rémanent de supernova résultant de l'explosion d'une supernova historique (SN 1054) observée par plusieurs astronomes en 1054 et 1055. La nébuleuse a été observée pour la première fois en 1731 par John Bevis, puis en 1758 par Charles Messier qui en fait le premier objet de son catalogue (catalogue de Messier). Son nom traditionnel remonte au XIXe siècle, époque où William Parsons, troisième comte de Rosse, observe la nébuleuse au Birr Castle dans les années 1840 et y fait référence sous le nom de nébuleuse du Crabe en raison d'un dessin qu'il en fait qui ressemble à un crabe[4].
Située à une distance d'environ 2 kiloparsecs (6 300 années-lumière) de la Terre, dans la constellation du Taureau, la nébuleuse a un diamètre de 11 années-lumière (3,4 pc) et sa vitesse d'expansion est de 1 500 km/s, caractéristiques typiques pour un rémament de cet âge. C'est le premier objet astronomique à avoir été identifié à une explosion historique de supernova.
La nébuleuse contient un en son centre un pulsar, le pulsar du Crabe (ou PSR B0531+21) qui tourne sur lui-même environ trente fois par seconde. Il s'agit du pulsar le plus énergétique connu, rayonnant environ 200 000 fois plus d'énergie que le Soleil, dans une gamme de fréquence extrêmement vaste, s'étalant de 10 mégahartz à plus de 30 GeV, soit près de 18 ordres de grandeurs. Le pulsar joue un rôle important dans la structure de la nébuleuse, étant entre autres responsable de son éclairement central.
Située à proximité immédiate du plan de l'écliptique, la nébuleuse est aussi 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.
La nébuleuse du Crabe est observée pour la première fois en 1731 par John Bevis. Elle est re-découverte indépendamment en 1758 par Charles Messier alors à la recherche de la comète de Halley dont la réapparition devait se produire dans cette année là, et dans cette région du ciel. Réalisant qu'il n'avait en réalité par observé la comète recherchée, Messier a alors l'idée de réaliser un catalogue de nébuleuses brillantes pour limiter les risques de confusion entre celles-ci et des comètes.
Au début du XXe siècle, l'analyse des premières photographies de la nébuleuse prises à quelques années d'intervalle révèle son expansion. Le calcul de la vitesse d'expansion permet alors de déduire que la nébuleuse a été formée anviron 900 ans plus tôt. Les recherches menées dans les récits historiques ont permis d'établir qu'une nouvelle étoile suffisamment lumineuse pour être visible le jour fut observée dans la même portion du ciel par les astronomes chinois et arabes en 1054[5],[6]. Étant donnée sa grande distance et son caractère éphémère, cette « nouvelle étoile » (ou étoile invitée selon la terminologie asiatique) était en fait une supernova — une étoile massive ayant subi une explosion après qu'elle eût épuisé ses ressources en énergie issue de la fusion nucléaire.
L'analyse récente de ces textes historiques a montré que la supernova à l'origine de la nébuleuse du Crabe apparut probablement en avril ou début mai 1054, atteignant une magnitude apparente maximale comprise entre −7 et −4.5 en juillet 1054. Elle était alors plus lumineuse que tous les autres objets du ciel nocturne à l'exception de la Lune. L'évènement est noté dans les recueils chinois et la poterie amérindienne. Pendant plusieurs mois, elle resta suffisamment lumineuse pour être visible en plein jour. La supernova fut observable à l'œil nu pendant environ 2 ans après sa première observation[7]. Grâce aux observations mentionnées dans les textes d'astronomes orientaux en 1054, la nébuleuse du Crabe est le premier objet astronomique dont le lien avec une explosion de supernova a pu être établi[6].
En lumière visible, la nébuleuse du Crabe est une large masse ovale de filaments, d'une longueur d'environ 6 minutes d'arc et d'une largeur de 4 minutes d'arc[8], entourant une région centrale diffuse bleue. Les filaments sont les restes de l'atmosphère 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 de matière est d'environ 1 300 particules par cm³ [9].
En 1953, Iosif Shklovsky émet l'hypothèse selon laquelle la région bleue diffuse est principalement produite par rayonnement synchrotron, rayonnement dû à la courbure de la trajectoire d'électrons se déplaçant à des vitesses relativistes (c'est-à-dire proche de la vitesse de la lumière)[10]. Trois ans plus tard, sa théorie est confirmée par des observations. Dans les années 1960, il est établi que c'est un fort champ magnétique produit par une étoile à neutrons située au centre de la nébuleuse qui courbe la trajectoire des électrons[11].
La vitesse d'expansion de la nébuleuse a été déterminée en quantifiant le décalage de son spectre par effet Doppler et est estimée à environ 1 500 km/s[12]. Parallèlement, des images prises à plusieurs années d'intervalle révèlent la lente expansion angulaire apparente sur le ciel. En comparant cette expansion angulaire avec la vitesse d'expansion, la distance de la nébuleuse par rapport au Soleil et sa taille ont pu être estimées à respectivement environ 6 300 et 11 années-lumière[2].
À partir de la vitesse d'expansion de la nébuleuse observée actuellement, il est possible de vérifier la date de la supernova qui correspond à sa formation. Le calcul conduit à une date de quelques décennies antérieure à 1054. Une explication plausible de ce décalage serait que la vitesse d'expansion n'a pas été uniforme, mais s'est accélérée depuis l'explosion de la supernova[13]. Cette accélération serait due à l'énergie du pulsar qui alimenterait le champ magnétique de la nébuleuse qui, en s'étendant, entraîne les filaments vers l'extérieur[14].
Les estimations de la masse totale de la nébuleuse permettent d'évaluer la masse de la supernova initiale. Les estimations de la masse contenue dans les filaments de la nébuleuse du Crabe varient d'une à cinq masses solaires[15]. D'autres estimations basées sur le pulsar du Crabe ont mené à des valeurs différentes.
Au centre de la nébuleuse du Crabe se trouvent en apparence deux étoiles peu brillantes : l'une d'elles est à l'origine de la nébuleuse. Elle a été identifiée en tant que telle en 1942, lorsque Rudolph Minkowski découvrit que son spectre optique était extrêmement inhabituel et ne ressemblait pas à celui d'une étoile normale[16]. Il a été établi par la suite que la région autour de l'étoile est une source importante d'ondes radio (1949)[17], de rayons X (1963)[18] et qu'elle est un des objets du ciel les plus brillants en rayons gamma (1967)[19]. En 1968, des recherches ont montré que l'étoile émettait ses radiations sous forme de brèves impulsions, devenant un des premiers pulsars à être identifié et le premier à avoir été associé à un rémanent de supernova.
Les pulsars sont à l'origine de fortes radiations électromagnétiques, émises plusieurs fois par seconde par de brèves et très régulières impulsions. Leur découverte en 1967 souleva de nombreuses questions ; l'hypothèse selon laquelle ces impulsions étaient des signaux d'une civilisation avancée fut même proposée[20]. Cependant, la découverte d'une source radio pulsante au centre de la nébuleuse du Crabe fut une preuve que les pulsars n'étaient pas des signaux extra-terrestres mais étaient formés par des explosions de supernova. Il a depuis été établi que ces impulsions sont dues à des étoiles à neutrons en rotation rapide et dont les puissants champs magnétiques concentrent les radiations émises en d'étroits faisceaux de rayonnement. L'axe du champ magnétique n'étant pas aligné avec celui de rotation, la direction du faisceau balaie le ciel suivant un cercle. Lorsque par hasard la direction du faisceau rencontre la Terre, une impulsion est observée. Ainsi, la fréquence des impulsions est une mesure de la vitesse de rotation de l'étoile à neutrons.
Le pulsar du Crabe aurait un diamètre compris entre 28 et 30 kilomètres[21]. Il émet des impulsions de radiations toutes les 33 millisecondes[22]. Mais comme dans tous les cas de pulsars isolés, la fréquence des impulsions diminue très légèrement mais régulièrement, indiquant que le pulsar ralentit tout doucement. Il arrive cependant que, de temps à autre, sa période de rotation connaisse de brusques variations. Ces variations sont appelées tremblements d'étoiles et seraient dues à de soudains réajustements de la structure interne de l'étoile à neutrons.
L'énergie émise par le pulsar engendre une région particulièrement dynamique au centre de la nébuleuse du Crabe. Alors que la plupart des objets astronomiques ont des durées caractéristiques d'évolution de l'ordre de plusieurs dizaines de milliers d'années, les parties centrales de la nébuleuse évoluent sur des périodes de quelques jours[23]. La partie la plus dynamique de la zone centrale de la nébuleuse est la zone où le vent équatorial du pulsar rencontre la matière environnante en formant une onde de choc. La forme et la position de cette zone changent rapidement sous l'effet du vent équatorial. Cette zone est visible sous la forme de petites traînées brillantes dont l'éclat augmente puis faiblit au fur et à mesure qu'elles s'éloignent du pulsar.
L'étoile qui a explosé en supernova et donné naissance à la nébuleuse est appelée l'étoile progénitrice. Deux types d'étoiles explosent sous forme de supernovas : les naines blanches (qui donnent des supernova de type «Ia») et les étoiles massives (qui donnent des supernova de type «Ib», «Ic» et «II»). Dans ce dernier cas, le cœur de l'étoile s'effondre sur lui-même et se fige en un cœur de fer. L'explosion est produite par l'atmosphère s'effondrant et qui rebondit sur ce cœur. Elle laisse derrière elle un objet compact qui est parfois un pulsar. La présence d'un tel pulsar au sein de la nébuleuse du Crabe signifie qu'elle s'est formée à partir d'une étoile massive. En effet, les supernovas de type «Ia» ne produisent pas de pulsars.
Les modèles théoriques d'explosion de supernova suggèrent que l'étoile à l'origine de la nébuleuse du Crabe avait une masse comprise entre huit et douze masses solaires. Les étoiles de masse inférieure à huit masses solaires seraient trop légères pour engendrer des explosions de supernova et produisent des nébuleuses planétaires. Les étoiles de masse supérieure à douze masses solaires produisent des nébuleuses présentant une composition chimique différente de celle observée au sein de la nébuleuse du Crabe[24].
Un des principaux problèmes soulevés par l'étude de la nébuleuse du Crabe est que la masse combinée de la nébuleuse et du pulsar est beaucoup plus faible que la masse prédite pour l'étoile progénitrice. La raison de cette différence est inconnue[25]. L'estimation de la masse de la nébuleuse est obtenue en mesurant la quantité totale de lumière émise et, connaissant la température et la densité de la nébuleuse, en en déduisant la masse requise pour émettre la lumière observée. Les estimations varient entre 1 et 5 masses solaires, la valeur communément admise étant 2 ou 3 masses solaires[24]. L'étoile à neutrons aurait une masse comprise entre 1,4 et 2 masses solaires.
La théorie principale expliquant la masse manquante de la nébuleuse du Crabe est qu'une proportion substantielle de la masse de l'étoile progénitrice a été éjectée avant l'explosion de la supernova dans un fort vent stellaire comme c'est le cas de nombreuses étoiles massives comme les étoiles Wolf-Rayet. Cependant, un tel vent aurait créé une coquille autour de la nébuleuse (comme une bulle de Wolf-Rayet). Bien que des observations à différentes longueurs d'onde aient été menées afin d'identifier cette coquille, elle n'a jamais pu être identifiée[26].
