LA NEBULEUSE DU CRABE

 

 

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 200 000 fois plus d’énergie que le Soleil, dans une gamme de fréquence extrêmement vaste, s’étalant de 10 mégahertz 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 deTitan, 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 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 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 a été formée environ 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, japonais et arabes en 1054. Étant donnés 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’évènement est noté dans les recueils chinois où l’étoile a été nommée: position céleste dans le système astronomique chinois traditionne ; invité : étoile; mais 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 23 jours, 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. 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.

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, 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 solaire.

Les filaments sont les restes de l’atmosphère de l’étoile progénitrice et sont constitués principalement d’hélium et d’hydrogèneionisés 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 cm. 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  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.

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). 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. 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 1 500 km/s. 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 10 années-lumière

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. Cette accélération serait due à l’énergie du pulsar qui alimenterait lechamp magnétique de la nébuleuse qui, en s’étendant, entraîne les filaments vers l’extérieur.

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. D’autres estimations basées sur le pulsar du Crabe ont mené à des valeurs différentes.

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 Minkowskidécouvrit que son spectre optique était extrêmement inhabituel et ne ressemblait pas à celui d’une étoile normale. Il a été établi par la suite que la région autour de l’étoile est une source importante d’ondes radio (1949), de rayons X (1963) et qu’elle est un des objets du ciel les plus brillants en rayons gamma (1967). La densité de flux des émissions X est 100 fois plus grande que celle des émissions en lumière visible. 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. 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. Il émet des impulsions de radiations toutes les 33 millisecondes. 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. 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.