Nébuleuse du Crabe
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Modèle:Confusion Modèle:Infobox Rémanent de supernova La nébuleuse du Crabe (M1, NGC 1952, Taurus A, Taurus X-1, Sh2-244) est un rémanent de supernova résultant de l'explosion d'une étoile massive en supernova historique (SN 1054).
Observée par un astronome chinois durant la période de la dynastie Song de Modèle:Date- à Modèle:Date-. 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 Messier). Son nom traditionnel remonte au Modèle:Lien siècleModèle:Vérification siècle, époque où William Parsons, troisième comte de Rosse, observe la nébuleuse au château de Birr (dans les années 1840) et y fait référence sous le nom de nébuleuse du Crabe (en anglais Crab nebula), en raison d'un dessin qu'il en fait et qui ressemble à un crabe<ref>Modèle:Article</ref>. La nébuleuse du Crabe ne doit pas être confondue avec la nébuleuse planétaire Hen2-104, parfois appelée « nébuleuse australe du Crabe » du fait de sa ressemblance considérée comme plus manifeste avec le crustacé éponyme.
Située à une distance de Modèle:Année-lumière de la Terre, dans la constellation du Taureau, la nébuleuse a un diamètre de Modèle:Année-lumière et sa vitesse d'expansion est de Modèle:Unité, caractéristiques typiques pour un rémanent de cet âge. C'est le premier objet astronomique à avoir été associé à une explosion historique de supernova.
La nébuleuse contient 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 Modèle:Unité plus d'énergie que le Soleil, dans une gamme de fréquence extrêmement vaste, s'étalant de 10 mégahertz à plus de Modèle:Unité, 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.
Origine
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 pas 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 Modèle:Lien siècleModèle:Vérification 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 environ Modèle:Nombre 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, japonais et arabes en 1054<ref name="Lundmark">{{#invoke:Langue|indicationDeLangue}} Lundmark K. 1921, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, v. 33, Modèle:P., Suspected New Stars Recorded in Old Chronicles and Among Recent Meridian Observations Modèle:Ads</ref>,<ref name="Mayall">{{#invoke:Langue|indicationDeLangue}} N. U. Mayall, 1939, Astronomical Society of the Pacific Leaflets, v. 3, Modèle:P., The Crab Nebula, a Probable Supernova, Modèle:Ads</ref>. Étant donné 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 avoir 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 -5 et -3 en juillet 1054. Elle était alors plus lumineuse que tous les autres objets du ciel nocturne à l'exception de la Lune. L'événement est noté dans les recueils chinois où l'étoile a été nommée 天關客星 (天關: position céleste dans le système astronomique chinois traditionnel; 客: invité; 星: étoile; mais 客星 dans l'astronomie chinoise signifiait des évènements ou des astres dont les apparitions, voire les disparitions, n'ont pas pu être calculées et établies auparavant). Pendant Modèle:Nombre, elle resta suffisamment lumineuse pour être visible en plein jour. La supernova fut observable à l'œil nu pendant environ deux ans après sa première observation<ref>{{#invoke:Langue|indicationDeLangue}} Collins G.W., Claspy W.P., Martin J.C. 1999, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, v. 111, Modèle:P., Reinterpretation of Historical References to the Supernova of A.D. 1054 Modèle:Ads</ref>. 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<ref name="Mayall"/>.
Caractéristiques physiques
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<ref group=note name="lunearc">À titre de comparaison, la pleine lune correspond à Modèle:Nombre d'arc.</ref>, entourant une région centrale diffuse bleue. Sa magnitude absolue est de -3 (correspondant environ à la luminosité de 1000 soleils) et sa masse est d'environ 5 masses solaires<ref name="AMO"/>.
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 Modèle:Unité, et leur densité de matière est d'environ Modèle:Unité par centimètre cube<ref>{{#invoke:Langue|indicationDeLangue}} Fesen R.A., Kirshner R.P., 1982, The Astrophysical Journal, v. 258, Modèle:P., The Crab Nebula. I - Spectrophotometry of the filaments, Modèle:Ads</ref>. La spectroscopie permet de distinguer deux composantes principales des émissions en lumière visible : une dans le vert et rouge, due à de l'oxygène doublement ionisé ([O III]) et à de l'hydrogène (H-alpha) produites par les couches hautes de l'atmosphère de l'étoile progénitrice en expansion rapide, se heurtant avec le milieu interstellaire. L'autre, de couleur bleue, présente un spectre continu et est très polarisé<ref name="AMO"/>.
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)<ref>{{#invoke:Langue|indicationDeLangue}} Shklovskii 1953, Doklady Akademii Nauk SSSR v.90, Modèle:P., On the Nature of the Crab Nebula’s Optical Emission</ref>. Trois ans plus tard, sa théorie est confirmée par des observations. Dans les années 1960, il est établi que c'est un intense champ magnétique produit par l'étoile centrale de la nébuleuse qui accélère et courbe la trajectoire des électrons<ref>{{#invoke:Langue|indicationDeLangue}} Burn B.J. 1973, v. 165, Modèle:P., Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, A synchrotron model for the continuum spectrum of the Crab Nebula, Modèle:Ads</ref>. Cette étoile est une étoile à neutrons et un pulsar, rémanent de la supernova à l'origine de la nébuleuse : le pulsar du Crabe.
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 Modèle:Unité<ref name="Bietneholz">{{#invoke:Langue|indicationDeLangue}} Bietenholz M.F., Kronberg P.P., Hogg D.E., Wilson A.S. 1991, The Astrophysical Journal Letters, vol. 373, p. L59-L62, The expansion of the Crab Nebula, Modèle:Ads</ref>. 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 6 200 et 13 années-lumière<ref name="AMO">Ronald Stoyan Atlas of the Messier Objects Cambridge University Press, 2008. Modèle:P.</ref>
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<ref>{{#invoke:Langue|indicationDeLangue}} Trimble V. 1968, The Astronomical Journal, v. 73, Modèle:P., Motions and Structure of the Filamentary Envelope of the Crab Nebula, Modèle:Ads</ref>. 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<ref>{{#invoke:Langue|indicationDeLangue}} Bejger M., Haensel P., 2003, Astronomy and Astrophysics, v.405, Modèle:P., Accelerated expansion of the Crab Nebula and evaluation of its neutron-star parameters, Modèle:Ads</ref>.
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<ref name="Fesen R.A. 1997, p. 354-363">{{#invoke:Langue|indicationDeLangue}} Fesen R.A., Shull J.M., Hurford A.P., 1997, The Astronomical Journal v.113, Modèle:P., An Optical Study of the Circumstellar Environment Around the Crab Nebula, Modèle:Ads</ref>. D'autres estimations basées sur le pulsar du Crabe ont mené à des valeurs différentes.
Étoile centrale
Au centre de la nébuleuse du Crabe se trouve une étoile peu brillante, qui 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<ref>{{#invoke:Langue|indicationDeLangue}} Minkowski R. 1942, The Astrophysical Journal, v. 96, Modèle:P., The Crab Nebula, Modèle:Ads</ref>. Il a été établi par la suite que la région autour de l'étoile est une source importante d'ondes radio (1949)<ref>{{#invoke:Langue|indicationDeLangue}} Bolton J.G., Stanley G.J., Slee O.B. 1949, Nature, v. 164, Modèle:P., Positions of three discrete sources of Galactic radio frequency radiation, Modèle:Ads</ref>, de rayons X (1963)<ref name="Bowyer">{{#invoke:Langue|indicationDeLangue}} Bowyer S., Byram E.T., Chubb T.A., Friedman H. 1964, Science, v. 146, Modèle:P., Lunar Occulation of X-ray Emission from the Crab Nebula, Modèle:Ads</ref> et qu'elle est un des objets du ciel les plus brillants en rayons gamma (1967)<ref>{{#invoke:Langue|indicationDeLangue}} Haymes R.C., Ellis D.V., Fishman G.J., Kurfess J.D., Tucker, W.H. 1968, The Astrophysical Journal, v. 151, p.L9, Observation of Gamma Radiation from the Crab Nebula, Modèle:Ads</ref>. La densité de flux des émissions X est 100 fois plus grande que celle des émissions en lumière visible<ref name="AMO"/>. 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, paraissant émises plusieurs fois par seconde en 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<ref>{{#invoke:Langue|indicationDeLangue}} Del Puerto C. 2005, EAS Publications Series, v. 16, Modèle:P., Pulsars In The Headlines</ref>. 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 Modèle:Unité<ref>{{#invoke:Langue|indicationDeLangue}} M. Bejger and P. Haensel 2002, Astronomy and Astrophysics, v. 396, Modèle:P., Moments of inertia for neutron and strange stars: Limits derived for the Crab pulsar, Modèle:Ads</ref>. Il émet des impulsions de radiations toutes les Modèle:Unité<ref>{{#invoke:Langue|indicationDeLangue}} Harnden F.R., Seward F.D. 1984, The Astrophysical Journal, v. 283, Modèle:P., Einstein observations of the Crab nebula pulsar, Modèle:Ads</ref>. 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<ref>{{#invoke:Langue|indicationDeLangue}} Hester J.J., Scowen P.A., Sankrit R., Michel F.C., Graham J.R., Watson A., Gallagher J.S. 1996, Bulletin of the American Astronomical Society, vol. 28, Modèle:P., The Extremely Dynamic Structure of the Inner Crab Nebula, Modèle:Ads</ref>. 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.
Étoile progénitrice
L'étoile qui a explosé en supernova et donné naissance à la nébuleuse est appelée l'étoile progénitrice. Deux types d'étoiles produisent des supernovas : les naines blanches (qui donnent des supernova de type Ia par une explosion thermonucléaire détruisant totalement l'étoile) 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<ref name="Davidson">{{#invoke:Langue|indicationDeLangue}} Davidson K., Fesen R.A. 1985, Annual Review of Astronomy and Astrophysics, v. 23, Modèle:P., Recent developments concerning the Crab Nebula, Modèle:Ads</ref>.
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<ref name="Fesen R.A. 1997, p. 354-363"/>. 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<ref name="Davidson"/>. L'étoile à neutrons aurait une masse comprise entre Modèle:Unité.
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 ne l'a jamais été<ref>{{#invoke:Langue|indicationDeLangue}} Frail D.A., Kassim N.E., Cornwell T.J., Goss W.M. 1995, The Astrophysical Journal, v. 454, p. L129–L132, Does the Crab Have a Shell?, Modèle:Ads</ref>.
Transits par des corps du système solaire
La nébuleuse du Crabe est située à environ un degré et demi de l'écliptique, le plan de l'orbite terrestre autour du Soleil. En conséquence, la Lune et parfois les planètes occultent ou transitent devant la nébuleuse. Bien que le Soleil ne transite pas devant la nébuleuse, sa couronne passe devant elle. Ces transits et occultations peuvent être utilisés afin d'étudier à la fois la nébuleuse et l'objet qui passe devant elle en observant les modifications engendrées par ce dernier sur les radiations de la nébuleuse.
Les transits lunaires ont été utilisés afin de cartographier les émissions de rayons X au sein de la nébuleuse<ref name="Bowyer"/>. Avant le lancement de satellites destinés à l'observation en rayons X tels que XMM-Newton ou Chandra, les télescopes d'observation en rayons X avaient une très faible résolution angulaire. Inversement, la position de la Lune est connue avec une très grande précision. Ainsi, quand cette dernière passe devant la nébuleuse, les variations de la luminosité de la nébuleuse permettent de créer une carte des émissions en rayons X<ref>{{#invoke:Langue|indicationDeLangue}} Palmieri T.M., Seward F.D., Toor A., van Flandern T.C. 1975, The Astrophysical Journal, v. 202, Modèle:P., Spatial distribution of X-rays in the Crab Nebula, Modèle:Ads</ref>.
La couronne solaire passe devant la nébuleuse chaque mois de juin. Les variations des ondes radio provenant de la nébuleuse sont utilisées afin d'étudier la densité et la structure de la couronne. Les premières observations ont montré que la couronne est bien plus étendue qu'il n'était communément admis précédemment. Ces observations ont aussi permis d'établir que la couronne présente des variations substantielles de densité<ref>{{#invoke:Langue|indicationDeLangue}} Erickson W.C. 1964, The Astrophysical Journal, v. 139, Modèle:P., The Radio-Wave Scattering Properties of the Solar Corona, Modèle:Ads</ref>.
Saturne transite aussi devant la nébuleuse du Crabe mais très rarement. Son dernier transit, en 2003, était le premier depuis 1296 ; le prochain aura lieu en 2267. Les scientifiques ont utilisé le télescope Chandra pour observer la lune de Saturne, Titan, durant son transit devant la nébuleuse et ont remarqué que l'ombrage des rayons X dû au passage de Titan était plus grand que la surface solide de cette lune en raison de l'absorption de rayons X par son atmosphère. Ces observations ont permis d'établir que l'épaisseur de l'atmosphère de Titan est de Modèle:Unité<ref>{{#invoke:Langue|indicationDeLangue}} Mori K., Tsunemi H., Katayama H., Burrows D.N., Garmire G.P., Metzger A.E. 2004, The Astrophysical Journal, v. 607, Modèle:P., An X-Ray Measurement of Titan's Atmospheric Extent from Its Transit of the Crab Nebula, Modèle:Ads. Certaines images de Chandra utilisées par Mori Modèle:Et al. peuvent être vues sur le site de Chandra.</ref>. Le transit de la planète Saturne elle-même n'a pas pu être observé car le télescope Chandra passait à travers la ceinture de Van Allen au même moment.
La nébuleuse dans la fiction
La nébuleuse du Crabe apparaît à plusieurs reprises dans des œuvres de fiction. On peut notamment citer :
- la première rencontre entre des Terriens et une race extraterrestre a lieu au sein de la nébuleuse du Crabe dans le roman de science-fiction Premier Contact (Astounding, Modèle:Date-) écrit par Murray Leinster ;
- dans le livre Dave Barry Slept Here: A Sort of History of the United States, la nébuleuse du Crabe est cédée aux États-Unis par l'Espagne avec Cuba, Porto Rico, les Philippines, Guam, Wake, l'Australie, Snooze Island, l'Antarctique et la France après sa défaite durant la guerre hispano-américaine à la bataille de San Juan Hill ;
- dans la série Colony in Space de Doctor Who, le Maître révèle que la création de la nébuleuse est due à la super race de la planète Exariux (ou Uxarius) qui y testa sa Doomsday Weapon, une arme pouvant envoyer de l'antimatière à des vitesses supraluminiques ;
- dans le jeu vidéo Mass Effect, le secteur Hadès Gamma est situé dans la nébuleuse du Crabe.
Notes et références
Notes
Modèle:Traduction/Référence Modèle:Références
Références
Voir aussi
Bibliographie
Articles connexes
- Liste des objets de Messier
- Liste des objets du New General Catalogue (NGC)
- Rémanent de supernova
- SN 1054
- PSR B0531+21
- Liste de rémanents de supernova notables
Liens externes
- Modèle:Autorité
- Modèle:Dictionnaires
- Modèle:Bases
- Modèle:NASANED
- Messier 1, page de la SEDS
- {{#invoke:Langue|indicationDeLangue}} Images prises par le télescope Chandra lors du transit de Titan, sur le site de la mission Chandra.
- {{#invoke:Langue|indicationDeLangue}} Données sur la nébuleuse du Crabe, sur le catalogue de rémanents de supernova maintenu par David A. Green (université de Cambridge)
- Modèle:Lien web (traduction/adaptation française).
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