Nébuleuse du Crabe

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Nébuleuse du Crabe
Données d'observation Époque J2000.0
Type d'objet	Rémanent de supernova
Ascension droite (α)	05h 34m 31.97s[1]
Déclinaison (δ)	+22° 00’ 52.1’’[1]
Distance	6 300 AL (1932,5[2][3] pc)
Magnitude apparente (V)	+8,4[3]
Dimensions apparentes	6x4 minutes d'arc[3]
Constellation	Taureau
Caractéristiques physiques
Masse	? M☉
Dimensions	~ 11 al (~ 3,4 pc)
Magnitude absolue	−3.2[3]
Couleur (B-V)	?
Découverte
Découvreur(s)	John Bevis
Date	1731
Désignations	M1, NGC 1952[1]

La nébuleuse du Crabe (M1, NGC 1952, Taurus A, Taurus X-1) est un rémanent de supernova résultant de l'explosion d'une supernova en 1054 (SN 1054). La nébuleuse a été observée pour la première fois en 1731 par John Bevis. C'est l'objet par lequel Charles Messier a commencé son catalogue d'objets non cométaires. Située à une distance d'environ 6 300 années-lumière (2 kpc) 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.

La nébuleuse contient un pulsar en son centre qui tourne sur lui-même 30 fois par seconde en émettant des pulses de rayonnement aussi bien dans le domaine des rayons gamma que des ondes radio. La nébuleuse est le premier objet astronomique à avoir été identifié comme une explosion historique de supernova.

La nébuleuse est une source de radiations utiles 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 en mesurant les rayons X de la nébuleuse.

[modifier] Origine

Voir l’article SN 1054.

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 lors de l'observation d'une comète brillante. Messier la répertorie en tant que premier objet de son catalogue d'objets non cométaires, appelé aujourd'hui Catalogue de Messier. William Parsons, 3^e 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 fit qui ressemblait à un crabe^[4].

Au début du XX^e 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 avait été formée 900 ans plus tôt. Les récits historiques révèlent 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 et explosive qui avait épuisée ses ressources en énergie issue de la fusion nucléaire et qui s'est effondrée sur elle-même.

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. 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].

[modifier] Caractéristiques physiques

Le pulsar du Crabe. Cette image est la combinaison de données optiques de Hubble (en rouge) et de rayons X de Chandra (en bleu).

En lumière visible, la nébuleuse du Crabe consiste en 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 est d'environ 1 300 particules par cm³ ^[9].

En 1953, Iosif Shklovsky propose l'idée 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, l'hypothèse fut confirmée par des observations. Dans les années 1960, il fut établi que la cause de la courbure de la trajectoire des électrons est le fort champ magnétique produit par une étoile à neutrons située au centre de la nébuleuse^[11].

La Nébuleuse du Crabe est en expansion à une vitesse d'environ 1,500 km/s^[12], telle que mesurée par effet Doppler du spectre de la nébuleuse. D'un autre côté, 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 a pu être déterminée et s'avère d'environ 6 300 années-lumière^[2], alors que la taille de la nébuleuse est d'environ 11 années-lumière.

En faisant remonter en arrière l'expansion, en utilisant sa vitesse telle qu'observée aujourd'hui, il est possible de vérifier la date de la formation de la nébuleuse, c'est-à-dire la date de l'explosion de la supernova. Il se trouve qu'en faisant ce calcul, on obtient une date de quelques décennies avant 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 lui s'étend et 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.

[modifier] Étoile centrale

Voir l’article Pulsar du Crabe.

Cette séquence d'images prises par le télescope spatial Hubble montre des parties de la nébuleuse du Crabe se modifiant sur une période de quatre mois. Crédit: NASA/ESA.

Au centre de la nébuleuse du Crabe se trouvent en apparence deux étoiles peu brillantes; mais seule l'une d'entre 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 était une source importante d'ondes radio en 1949^[17], de rayons X en 1963^[18] et qu'il était un des objets du ciel les plus brillants en rayons gamma en 1967^[19]. En 1968, des recherches ont montré que l'étoile émettait ses radiations sous forme de pulses rapides, 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 courtes impulsions et très régulières. Leur découverte en 1967 souleva de nombreuses questions; l'équipe à l'origine de la découverte considéra même l'hypothèse selon laquelle ces impulsions étaient des signaux d'une civilisation avancée^[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 croise celle de la Terre, un pulse est observé. 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 km^[21]. Il émet des impulsions de radiations toutes les 33 millisecondes^[22]. Mais comme dans tous les cas 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.

[modifier] Étoile progénitrice

La nébuleuse du Crabe vue en infrarouge par le télescope spatial Spitzer.

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 coeur de l'étoile s'effondre sur lui-même et se fige en un coeur de fer. L'explosion est produite par l'atmosphère s'effondrant et qui rebondit sur ce coeur. Elle laisse derrière elle un objet compact, qui parfois est un pulsar. La présence d'un tel pulsar dans le 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 entre 8 et 12 masses solaires. Les étoiles avec des masses inférieures à 8 masses solaires seraient trop légères pour engendrer des explosions de supernova et produisent des nébuleuses planétaires. Les étoiles ayant des masses supérieures à 12 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 n'est pas connue à ce jour^[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].

[modifier] Transits par des corps du système solaire

Image prise par Hubble d'une petite région de la nébuleuse du Crabe montrant sa structure filamentaire. Crédit: NASA/ESA.

Le nébuleuse du Crabe est située à environ 1°½ 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 lui passe devant. Ces transits et occultations peuvent être utilisés afin d'analyser à la fois la nébuleuse et l'objet qui passe devant elle, en observant la manière dont les radiations sont modifiées par le corps transitant.

Les transits lunaires ont été utilisés afin de cartographier les émissions de rayons X au sein de la nébuleuse^[18]. Avant le lancement de satellites dédiés 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. Inversément, 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^[27].

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^[28].

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 du au passage de Titan était plus grand que la surface solide de cette lune en raison de l'absorbtion de rayons X par son atmosphère. Ces observations permirent d'établir que l'épaisseur de l'atmosphère de Titan est de 880 km^[29]. Le transit de la planète Saturne elle-même n'a pas pu être observé, car le télescope Chandra passait au de travers la ceinture de Van Allen au même moment.

[modifier] 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 First Contact (Astounding, mai 1945) écrite 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 d'Amérique par l'Espagne avec Cuba, Porto Rico, les Philippines, Guam, l'île 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 Docteur 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'anti-matière à des vitesses supraluminiques.

[modifier] Source

• (en) Cet article est partiellement ou en totalité issu d’une traduction de l’article en anglais : « Crab nebula. »

[modifier] Voir aussi

Wikimedia Commons propose des documents multimédia libres sur Nébuleuse du Crabe.

• Étoile invitée
• Étoile à neutrons
• Pulsar
• Trou noir

[modifier] Liens externes

• (fr) Page à propos du catalogue de Messier
• (en) Images prises par le télescope Chandra lors du transit de Titan, sur le site de la mission Chandra.

[modifier] Notes et références

   

Le 1 avril 2007, une personne a proposé que cet article soit reconnu comme étant un « bon article ». Vous pouvez donner votre avis sur cette proposition. Suivi des modifications de l'article depuis la proposition.

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