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Nebulosa do Caranguejo

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Informações de fundo

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Nebulosa do Caranguejo
Crab Nebula.jpg
M1, a Nebulosa do Caranguejo. Cortesia de NASA / ESA
Dados de observação: J2000.0 época
Tipo Supernova Remnant
Ascensão reta 05 h 34 m 31,97 s
Declinação + 22 ° 00 '52,1 "
Distância 6,5 ± 1,6 KLY (2,0 ± 0,5 kpc)
Magnitude aparente (V) 8,4
Dimensões aparente (V) 420 "× 290"
Constelação Touro
Características físicas
Raio 6,5 ± 1,5 ly
Magnitude absoluta (V) -3,1 ± 0,5
Características notáveis Ótico pulsar
Outras denominações M1, NGC 1952, Sharpless 244

Veja também: Nebulosa difusa, Listas de nebulosas

A Nebulosa do Caranguejo (designações do catálogo M1, NGC 1952, Taurus A) é uma remanescente de supernova e nebulosa de vento pulsar no constelação de Taurus. O nebulosa foi observada pela primeira vez no mundo ocidental em 1731 por John Bevis, e corresponde a um supernova brilhante que foi gravado por Chinês e Astrônomos árabes em 1054. Localizado a uma distância de cerca de 6.500 anos-luz (2 kpc) da Terra , a nebulosa tem um diâmetro de 11 LY (3,4 pc) e está se expandindo a uma taxa de cerca de 1.500 quilômetros por segundo.

No centro da nebulosa encontra-se a Pulsar do Caranguejo, uma rotativa estrela de nêutrons, que emite pulsos de de radiação raios gama para ondas de rádio com uma velocidade de rotação de 30,2 vezes por segundo. A nebulosa foi o primeiro objeto astronômico identificado com uma explosão de supernova histórica.

A nebulosa age como uma fonte de radiação para estudar corpos celestes que ele oculta. Na década de 1950 e 1960, a Sun 's corona foi mapeado a partir de observações de ondas de rádio do Caranguejo passando por ela, e, mais recentemente, a espessura da atmosfera de Saturno Lua 's Titan foi medido como ele bloqueado Raios-X da nebulosa.

Origins

Primeiro observada em 1731 por John Bevis, a Nebulosa do Caranguejo corresponde ao brilhante SN 1054 supernova que foi gravado por Chinês e Astrônomos árabes em 1054. A nebulosa foi redescoberto independentemente em 1758 por Charles Messier enquanto ele observava uma brilhante cometa . Messier catalogou-o como a primeira entrada na sua catálogo de objetos comet-like. O Conde de Rosse observou a nebulosa em Birr Castle na década de 1840, e que se refere ao objeto como a Nebulosa do Caranguejo porque um desenho que ele fez dele parecia um caranguejo.

No início do século 20, a análise do início fotografias da nebulosa tomado vários anos apart revelou que ele estava se expandindo. Traçando a expansão de volta revelou que a nebulosa deve ter se tornado visível na Terra cerca de 900 anos atrás. Os registros históricos revelam que uma nova estrela brilhante o suficiente para ser visto durante o dia havia sido registrada na mesma parte do céu por astrônomos chineses e árabes em 1054 Dada a sua grande distância, o dia "estrela convidada" observado pelos chineses e árabes poderiam ter sido apenas uma supernova -a maciço, explosão da estrela, ter esgotado seu suprimento de energia a partir de fusão nuclear e entrou em colapso.

Análises recentes de registros históricos descobriram que a supernova que criou a Nebulosa do Caranguejo provavelmente ocorreu em abril ou início de maio, subindo para seu brilho máximo de entre aparente magnitude -7 e -4,5 (mais brilhante do que tudo no céu à noite, exceto a Lua ) até julho. A supernova foi visível a olho nu por cerca de dois anos após a sua primeira observação. Graças às observações registradas de astrônomos do Oriente Médio de 1054 e do Extremo Oriente, Nebulosa do Caranguejo se tornou o primeiro objeto astronômico reconhecido como estando ligado a uma explosão de supernova.

As condições físicas

O Pulsar do Caranguejo. Esta imagem combina dados ópticos do Hubble (em vermelho) e Imagens de raios-X de Chandra X-ray Observatory (em azul).

Na luz visível , a Nebulosa do Caranguejo consiste de uma ampla massa em forma oval, de filamentos, cerca de 6 arcminutes de comprimento e 4 minutos de arco de largura (por comparação, a lua cheia é de 30 minutos de arco de diâmetro) em torno de uma região central azul difusa. Em três dimensões, a nebulosa é pensado para ser em forma de um esferóide prolato. Os filamentos são os restos da atmosfera da estrela progenitora, e consistem basicamente de ionizado hélio e hidrogénio , juntamente com carbono , oxigénio , azoto , ferro , néon e enxofre . As temperaturas dos filamentos são tipicamente entre 11.000 e 18.000 K , e as suas densidades são cerca de 1300 partículas por cm³.

Em 1953 Iosif Shklovsky propôs que a região azul difusa é predominantemente produzido por radiação síncrotron, que é radiação emitida pela curva de elétrons em movimento em velocidades de até a metade da velocidade da luz . Três anos mais tarde, a teoria foi confirmada por meio de observações. Na década de 1960 constatou-se que a fonte dos caminhos de electrões curvas foi o forte campo magnético produzido por uma estrela de nêutrons no centro da nebulosa.

Distância

Ironicamente, apesar da Nebulosa do Caranguejo é o foco de muita atenção entre os astrônomos, a sua distância permanece uma questão em aberto devido a incertezas em cada método usado para estimar sua distância. Em 2008, o consenso geral é que sua distância da Terra é de 2,0 ± 0,5 kpc (6,5 ± 1,6 kly). A Nebulosa do Caranguejo está atualmente expandindo para fora em cerca de 1.500 km / s. Imagens tiradas vários anos de diferença revelam a lenta expansão da nebulosa, e comparando essa expansão angular com seu spectroscopically velocidade de expansão determinada, distância da nebulosa podem ser estimados. Em 1973, uma análise dos diversos métodos utilizados para calcular a distância até a nebulosa chegou a uma conclusão de cerca de 6.300 ly. Ao longo de sua maior dimensão visível, mede cerca de 13 ± 3 ly em frente.

Rastreando sua expansão consistentemente produz uma data para a criação das nebulosa várias décadas após 1054, o que implica que a sua velocidade externa acelerou desde a explosão da supernova. Esta aceleração é acreditado para ser causado pela energia do pulsar que alimenta o campo magnético da nebulosa, que se expande e força filamentos da nebulosa para fora.

Massa

Estimativas da massa total da nebulosa são importantes para estimar a massa de estrela progenitora da supernova. A quantidade de matéria contida em filamentos da Nebulosa do Caranguejo (massa de material ejetado de gás ionizado e neutra; principalmente hélio ) é estimado em 4,6 ± 1,8 M ☉.

Toro rico em hélio

Um dos muitos componentes nebulares (ou anomalias) do caranguejo é um rico em hélio toro que é visível como uma faixa leste-oeste cruzando a região de pulsar. O toro constitui cerca de 25% do material ejectado visível e é composto por cerca de 95% de hélio. Até agora, não houve nenhuma explicação plausível estendeu para a estrutura do toro.

Estrela central

Esta sequência de Telescópio Espacial Hubble mostra características em imagens da Nebulosa do Caranguejo interior mudando ao longo de um período de quatro meses. Crédito: NASA / ESA .

No centro da Nebulosa do Caranguejo estão duas estrelas pálidas, uma das quais é a estrela responsável pela existência da nebulosa. Foi identificado como tal em 1942, quando Rudolf Minkowski encontrado que o seu espectro óptico era extremamente invulgar. A região em torno da estrela foi encontrado para ser uma forte fonte de ondas de rádio em 1949 e raios-X, em 1963, e foi identificada como um dos objetos mais brilhantes do céu em raios gama em 1967. Então, em 1968, a estrela foi encontrada para estar emitindo sua radiação em pulsos rápidos, tornando-se um dos primeiros pulsares de ser descoberto.

Pulsares são fontes de poderosa radiação eletromagnética , emitidos em pulsos curtos e extremamente regulares muitas vezes por segundo. Eles eram um grande mistério quando descobertos em 1967, e da equipe que identificou o primeiro considerou a possibilidade de que ele poderia ser um sinal de uma civilização avançada. No entanto, a descoberta de uma fonte de rádio pulsante no centro da Nebulosa do Caranguejo era forte evidência de que pulsares eram formados por explosões de supernovas. Eles estão agora a ser entendida rotação rápida estrelas de nêutrons, cuja poderosa campo magnético concentra suas emissões de radiação em raios estreitos.

O Pulsar do Caranguejo é acreditado para ser de cerca de 28-30 km de diâmetro; ele emite pulsos de radiação a cada 33 milissegundos. Pulsos são emitidos em em todo o comprimento de onda espectro electromagnético, a partir de ondas de rádio aos raios-X. Como todos os pulsares isolados, seu período está desacelerando muito gradualmente. Ocasionalmente, o seu período de rotação mostra mudanças bruscas, conhecidos como 'falhas', que se acredita ser causado por um realinhamento repentino dentro da estrela de nêutrons. A energia liberada como o pulsar desacelera é enorme, e ele alimenta a emissão da radiação síncrotron da Nebulosa do Caranguejo, que tem um total luminosidade cerca de 75 mil vezes maior do que a do Sol

Produção de energia extrema do pulsar cria uma região extraordinariamente dinâmica no centro da Nebulosa do Caranguejo. Enquanto a maioria dos objetos astronômicos evoluem tão lentamente que as mudanças são visíveis apenas em escalas de tempo de muitos anos, as partes internas dos Caranguejo mostram mudanças em escalas de tempo de apenas alguns dias. A característica mais dinâmica na parte interna da nebulosa é o ponto onde bate vento equatorial do pulsar na maior parte da nebulosa, formando um frente de choque. A forma ea posição desta característica muda rapidamente, com o vento equatorial aparecendo como uma série de características wisp, como que tornar íngreme, iluminar, em seguida, desaparecer como eles se movem para longe do pulsar para fora bem para o corpo principal da nebulosa.

Estrela progenitora

A Nebulosa do Caranguejo vista em infravermelho pela Telescópio Espacial Spitzer.

A estrela que explodiu como uma supernova é chamada de estrela progenitora da supernova. Dois tipos de estrelas explodem como supernovas: anãs brancas e estrelas de grande massa. No chamado- Supernovas de Tipo Ia, gases caindo em uma anã branca aumentar sua massa até que ela se aproxima de um nível crítico, a Limite de Chandrasekhar, resultando em uma explosão; em Escreva Ib / c e Tipo II supernovas, a estrela progenitora é uma estrela maciça que fica sem combustível para alimentar o seu reações de fusão nuclear e colapsa em si mesma, atingindo tais fenomenais temperaturas que ele explode. A presença de um pulsar no Caranguejo significa que ele deve ter se formado em uma supernova de colapso de núcleo; Supernovas Tipo Ia não produzem pulsares.

Os modelos teóricos de explosões de supernova sugerem que a estrela que explodiu para produzir a Nebulosa do Caranguejo deve ter tido uma massa de entre 9 e 11 M ☉. Estrelas com massa menor do que 8 massas solares são pensados para ser pequeno demais para produzir explosões de supernovas, e acabar com suas vidas produzindo uma nebulosa planetária em vez disso, enquanto uma estrela mais pesada do que 12 massas solares teria produzido uma nebulosa com uma composição química diferente observados no Crab.

Um problema significativo nos estudos da Nebulosa do Caranguejo é que a massa combinada da nebulosa eo pulsar somam consideravelmente inferior à massa prevista da estrela progenitora, ea questão de onde a "massa em falta" é continua por resolver. Estimativas da massa da nebulosa são feitas medindo a quantidade total de luz emitida e calculando a massa necessária, dada a temperatura medida e densidade da nebulosa. As estimativas variam de cerca de 1-5 massas solares, com 2-3 massas solares sendo o valor geralmente aceito. A massa estrela de nêutrons é estimado entre 1,4 e 2 massas solares.

A teoria predominante para explicar a massa perdida do Caranguejo é que uma proporção substancial da massa da progenitora foi levado antes da explosão supernova em um rápido vento estelar. No entanto, isso teria criado um escudo em torno da nebulosa. Embora tenham sido feitas tentativas em vários comprimentos de onda diferentes para observar um escudo, nenhum foi ainda encontrada.

Trânsitos por corpos do sistema solar

Telescópio espacial Hubble imagem de uma pequena região da Nebulosa do Caranguejo, mostrando Rayleigh-Taylor instabilidades em sua estrutura filamentar intrincado. Crédito: NASA / ESA .

A Nebulosa do Caranguejo fica a cerca de 1 ½ ° longe do eclíptica-plano da órbita da Terra em torno do Sol Isto significa que a Lua - e, ocasionalmente, planetas - pode trânsito ou ocultar a nebulosa. Embora a Sun não faz a nebulosa de trânsito, o seu corona passa em frente a ela. Esses trânsitos e ocultações pode ser usado para analisar tanto a nebulosa eo objeto passando em frente a ela, observando como a radiação da nebulosa é alterada pelo corpo trânsito.

Trânsitos lunares foram usados para mapear emissões de raios-X da nebulosa. Antes do lançamento de satélites de observação de raios-X, como o Observatório de Raios-X Chandra, observações de raios-X geralmente tinham bastante baixa resolução angular, mas quando a Lua passa em frente da nebulosa, a sua posição é muito conhecida com precisão, e assim as variações da luminosidade da nebulosa pode ser usado para criar mapas de emissão de raios-X. Quando os raios-X foram observadas pela primeira vez a partir do caranguejo, uma ocultação lunar foi usado para determinar a localização exacta da sua fonte.

Corona do Sol passa em frente do Caranguejo a cada junho. Variações nas ondas de rádio recebidos do caranguejo neste momento pode ser usada para inferir detalhes sobre a densidade e a estrutura da coroa. As primeiras observações estabelecido que a corona estendido para distâncias muito maiores do que se pensava anteriormente; Observações posteriores descobriram que a coroa continha variações substanciais densidade.

Muito raramente, Saturno transita a Nebulosa do Caranguejo. Seu trânsito em 2003 foi o primeiro desde 1296; outro não ocorrerá até 2267. Observadores usaram o Observatório de Raios-X Chandra para observar a lua de Saturno Titan enquanto cruzou a nebulosa, e descobriu que Titan de raios-X "sombra" era maior do que sua superfície sólida, devido à absorção de raios-X em sua atmosfera. Estas observações mostraram que a espessura da atmosfera de Titã é de 880 km. O trânsito de si Saturn não pôde ser observada, porque Chandra passava através do Cinturões de Van Allen na época.

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