Nebulosa do Caranguejo

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Nebulosa do Caranguejo
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Nebulosa do Caranguejo
Descoberto por John Bevis
Data 1731
Dados observacionais (J2000)
Tipo Remanescente de supernova
Constelação Taurus
Asc. reta 05h 34m 31,97s[1]
Declinação +22° 00' 52,1"[1]
Magnit. apar. 8,4
Distância 6.300[2] anos-luz
Dimensões 6x4[3] minutos de arco
Outras denominações
Messier 1 (M1), NGC 1952[1]
Nebulosa do Caranguejo
Taurus constellation map.png

A Nebulosa do Caranguejo (também catalogado como Messier 1, NGC 1952, Taurus A) é um remanescente de supernova e uma nebulosa de vento de pulsar na constelação do Touro. A nebulosa foi observada pela primeira vez por John Bevis em 1731, que corresponde a uma brilhante supernova registrada por astrônomos chineses e árabes em 1054 (catalogada como SN 1054). Observando o céu e filtrando a radiação luminosa para raios X e raios gama em energias acima de 30 KeV, a Nebulosa do Caranguejo é comumente a mais forte fonte de radiação eletromagnética persistente no céu, com fluxo de energia luminosa medido que ultrapassa 1012 eV. Localizado a uma distância de cerca de 6 500 anos-luz (2 quiloparsec) da Terra, a nebulosa tem um diâmetro de 11 anos-luz (3,4 parsecs) e se expande a uma taxa de cerca de 1 500 quilômetros por segundo.

Encontra-se no centro da nebulosa o Pulsar do Caranguejo, uma estrela de nêutrons com 28 a 30 quilômetros de diâmetro,[4] que emite pulsos de radiação que variam desde raios gama a ondas de rádio no espectro eletromagnético, com uma taxa de rotação de 30,2 vezes por segundo. A nebulosa foi o primeiro objeto astronômico identificado com uma explosão histórica de supernova.

A nebulosa age como uma fonte de radiação para o estudo de corpos celestes que por vezes a ocultam. Na década de 1950 e 1960, a coroa solar foi mapeada a partir de observações das ondas de rádio da nebulosa que passaram através da coroa. Em 2003, a espessura da atmosfera de Titã, um satélite de Saturno, foi medida através do bloqueio de raios-X da nebulosa feita pela atmosfera do satélite.

O sistema remanescente da supernova SN 1054 agora é conhecido como a Nebulosa do Caranguejo. A nebulosa também é conhecida como Messier 1 ou M1, sendo o primeiro objeto Messier catalogado em 1758.

Índice

[editar] Origem e história observacional

Ver também: SN 1054

O remanescente de supernova foi descoberto em 1731 pelo astrônomo John Bevis, adicionando o objeto ao seu atlas estelar intitulado Uranographia Britannica.[5] Independentemente, Charles Messier descobriu-o em 28 de agosto de 1758 e confundiu-o com um cometa de brilho fraco enquanto aguardava o primeiro retorno previsto do cometa Halley. Após confirmar que o objeto não possuía movimento próprio, o astrônomo francês catalogou-o como a primeira entrada de seu famoso catálogo quinze dias após a descoberta. Foi exatamente a descoberta da nebulosa que impulsionou Messier a compilar seu catálogo, com o intuito de evitar novos engano, e a iniciar a procura de novos cometas com o auxílio de um telescópio.[6] Treze anos mais tarde, Messier atribuiu a descoberta da Nebulosa do Caranguejo a Bevis.[7]

O objeto astronômico ganhou esse nome devido a um desenho feito por William Parsons, Conde de Rosse, em 1844, que referiu ao objeto como a Nebulosa do Caranguejo devido à semelhança de seu desenho a um caranguejo.[8] Devido à sua estrutura filamentária, o astrônomo germano-inglês William Herschel afirmou erroneamente que a nebulosa poderia ser resolvida como um aglomerado estelar com o auxílio de telescópios mais potentes, embora Messier e o astrônomo alemão Johann Elert Bode afirmassem que o objeto era de fato uma nebulosa gasosa. O filho de Herschel, John Herschel, e o astrônomo inglês William Lassell chegaram a afirmar, erroneamente, que observaram, com dificuldades, as estrelas individuais do "possível aglomerado".[7]

No final do século XIX, as primeiras fotografias espectoscópicas revelaram a natureza gasosa da nebulosa. A primeira fotografia da Nebulosa do Cranaguejo foi obtida em 1892 com o auxílio de um telescópio de 20 polegadas de abertura.[7] As primeiras investigações científicas de seu espectro foram relizadas entre 1913 e 1915 pelo astrônomo americano Vesto Melvin Slipher. Ele concluiu que as linhas de espectro de emissão estavam dividias e que a razão para isso era o efeito Doppler: partes da nebulosa estavam se aproximando da Terra enquanto outras partes estavam se afastando.[9][10] Roscoe Frank Sanford descobriu que o espectro consiste-se de duas partes principais: a primeira componente, vermelha, forma uma rede caótica de filamentos brilhantes, cujas linhas espectrais são semelhantes a nebulosas difusas ou planetárias. A segunda componente, azul, forma o restante da nebulosa e não apresenta linhas espectrais destacadas.[11]

Heber Doust Curtis classificou o objeto como uma nebulosa planetária, baseado em fotografias tiradas no Observatório Lick[12] Carl Otto Lampland notou movimentos e mudanças de brilho notáveis de componentes individuais da nebulosa, quando estava comparando fotografias de alta qualidade tiradas em 1921 com o auxílio de seu telescópio refrator de 42 polegadas no Observatório Lowell.[13] John Charles Duncan descobriu que o objeto estava se expandindo a uma taxa de 0,2 segundos de grau por ano ao comparar forografias tomadas em um período de 11,5 anos no Observatório Monte Wilson. Concluiu que a expansão da nebulosa deve ter iniciado a 900 anos atrás.[14] Ainda em 1921, o astrônomo sueco Knut Lundmark percebeu a proximidade do início da expansão da nebulosa com a supernova de 1054.[15]

Uma análise mais criteriosa descobriu que a supernova que criou a Nebulosa do Caranguejo provavelmente surgiu em abril ou início de maio de 1054, tendo alcançado seu brilho máximo por volta de julho, com magnitude aparente entre -7 e -4,5, mais brilhante do que tudo no céu noturno, exceto a Lua. A supernova foi visível a olho nu por cerca de dois anos após a sua primeira observação.[15][16] Graças às observações registradas pelos astrônomos chineses e árabes em 1054, a Nebulosa do Caranguejo se tornou o primeiro objeto astronômico reconhecido como sendo ligado a uma explosão de supernova.[16]

[editar] Condições físicas

O Pulsar do Caranguejo. Esta imagem combina informações ópticas do Hubble (em vermelho) e imagens de raios-X do Observatório de raios-X Chandra (em azul).

Considerando-se a luz visível, a Nebulosa do Caranguejo é composta de uma massa largamente oval de filamentos, com tamanho angular no céu com cerca de 6 minutos de arco em comprimento e 4 minutos de arco em largura em torno de uma difusa região central azul. Como comparação, a lua cheia tem 30 minutos de arco de diâmetro. Em três dimensões, especula-se que a nebulosa tenha a forma de uma esferoide prolato.[3] Os filamentos observados são restos da atmosfera da estrela progenitora e consistem basicamente de hélio ionizado e hidrogênio, juntamente com carbono, oxigênio, nitrogênio, ferro, neônio e enxofre. A temperatura dos gases presentes nos filamentos está normalmente entre 11 000 e 18 000 kelvins e sua densidade está em cerca de 1 300 partículas por centímetro cúbico.[17]

Em 1953, o russo Iosif Shklovsky propôs que a região azul difusa é predominantemente produzida por radiação síncrotron, que é a radiação emitida pelo movimento curvo de elétrons em velocidades de até a metade da velocidade da luz.[18] Três anos depois, a teoria foi confirmada através de observações. Na década de 1960, verificou-se que a origem das trajetórias curvas dos elétrons era devido ao forte campo magnético produzido por uma estrela de nêutrons no centro da nebulosa.

A Nebulosa do Caranguejo é foco de muita atenção entre os astrônomos, mas a sua distância da Terra permanece uma questão em aberto devido a incertezas em cada método utilizado para calcular a sua distância. O consenso atualmente define que sua distância da Terra é de 2,0 ± 0,5 quiloparsecs ((6,5 x 10³) ± (1,6 x 10³) anos-luz). A nebulosa está se expandindo a cerca de 1 500 quilômetros por segundo.[19] Fotografias tomadas ao longo de vários anos revelam a lenta expansão da nebulosa,[20] e comparando esta expansão angular observada no céu com a sua velocidade de expansão determinada através de análise espectroscópica, a distância da nebulosa pode ser estimada. Em 1973, uma análise a partir dos diversos métodos utilizados para calcular a distância até a nebulosa alcançou a conclusão de cerca de 6 300 anos-luz.[3] Ao longo de sua maior dimensão visível, a nebulosa mede cerca de 13 ± 3 anos-luz.

Seguindo de forma retrógrada e uniforme a sua expansão, alcança-se uma data várias décadas após 1054, o que implica que a sua velocidade de expansão tem acelerado desde a explosão da supernova.[21] Acredita-se que esta aceleração seja causada pela energia do pulsar, que de alguma forma interfere o campo magnético da nebulosa, que se expande e força seus filamentos em direção ao espaço vazio.[22]

As estimativas da massa total da nebulosa são importantes para se estimar a massa da estrela progenitora da supernova. A quantidade de matéria contida nos filamentos da Nebulosa do Caranguejo, ou seja, a massa de material ejetado de gás ionizado e neutro, formado principalmente por hélio,[23] é estimado em 4,6 ± 1,8 massas solares.[24]

Um dos muitos componentes, ou anomalias, da Nebulosa do Caranguejo é um toro rico em hélio, que é visível como uma faixa de leste para oeste, atravessando a região do pulsar. O toro compõe cerca de 25% do material ejetado visível e é composto por cerca de 95% de hélio. Ainda não há nenhuma explicação plausível para a estrutura ou para a formação do toro.[25]

[editar] Estrela central

Ver artigo principal: Pulsar do Caranguejo
Esta seqüência de imagens do Telescópio Espacial Hubble mostra características do interior da Nebulosa do Caranguejo mudando no 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. A estrela foi identificada como tal em 1942, quando Rudolf Minkowski descobriu que seu espectro óptico era extremamente incomum.[26] Descobriu-se que a região ao redor da estrela é uma forte fonte de ondas de rádio, em 1949, e de raios-X, em 1963.[27] A estrela central foi identificada como um dos objetos mais brilhantes do céu em raios gama em 1967.[28] No ano seguinte, descobriu-se que a estrela emite sua radiação em pulsos rápidos, tornando-se um dos primeiros pulsares a ser descoberto.

Os pulsares são fontes de radiação eletromagnética intensa, emitida em pulsos curtos e extremamente regulares, muitas vezes por segundo. Eram um grande mistério quando foram descobertos em 1967, e a equipe que identificou o primeiro pulsar considerou a possibilidade de que o objeto poderia ser um sinal de uma civilização avançada.[29] No entanto, a descoberta de uma fonte de rádio pulsante no centro da Nebulosa do Caranguejo foi uma forte evidência de que os pulsares eram formadas por explosões de supernovas. Os pulsares são atualmente entendidos como estrelas de nêutrons, cujo intenso campo magnético concentra suas emissões de radiação em feixes estreitos.

Acredita-se que o pulsar do Caranguejo tenha cerca de 28 a 30 km de diâmetro.[30] O pulsar emite pulsos de radiação a cada 33 milissegundos,[31] e os pulsos são emitidos em comprimentos de onda que abrangem praticamente todo o espectro eletromagnético, desde as ondas de rádio aos raios gama. Como todos os pulsares isolados, o seu período de rotação está diminuindo gradualmente. Ocasionalmente, o seu período de rotação mostra mudanças bruscas, conhecidas como "falhas", que se acredita ser causadas por um realinhamento repentino dentro da estrela de nêutrons. A energia liberada quando o pulsar desacelera é enorme, e causa a emissão da radiação síncrotron da Nebulosa do Caranguejo, que tem uma luminosidade total cerca de 75 000 vezes maior que a do Sol.[32]

O fluxo extremo de energia do pulsar cria uma região incomumente dinâmica no centro da Nebulosa do Caranguejo. Enquanto a maioria dos objetos astronômicos evolui tão lentamente que mudanças somente são visíveis em escalas de tempo de muitos anos, as partes internas da nebulosa mostram mudanças em escalas de tempo de apenas alguns dias.[33] A característica mais dinâmica na parte interior da nebulosa é o ponto onde o vento equatorial do pulsar encontra-se com o volume da nebulosa, formando uma onda de choque. A forma e a posição desta característica muda rapidamente, com o vento equatorial aparecendo como uma série de manchas que se concentram, brilham, em seguida, desaparecem à medida que se afastam do pulsar para longe do corpo principal da nebulosa.

[editar] Estrela progenitora

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

A estrela que explodiu como uma supernova é conhecida como a estrela progenitora de tal supernova. Dois tipos de estrelas explodem como supernovas: anãs brancas e estrelas de grande massa. Nas chamadas supernovas Tipo Ia, gases que caem sobre uma anã branca aumentam sua massa até que ela se aproxima de um nível crítico, o limite de Chandrasekhar, resultando em uma explosão. Nas supernovas tipo Ib e Ic e as supernovas Tipo II, a estrela progenitora é uma enorme estrela que fica sem combustível para alimentar suas reações de fusão nuclear e desmorona sobre si mesma, atingindo temperaturas muito altas, gerando uma explosão. A presença de um pulsar na nebulosa significa que o sistema deve ter se formado a partir de uma supernova com colapso de núcleo; supernovas do tipo Ia, explosões de anãs brancas, não produzem pulsares.

Os modelos teóricos de explosões de supernovas indicam que a estrela que explodiu e produziu a Nebulosa do Caranguejo deve ter tido uma massa de entre 9 e 11 massas solares.[25][34] Acredita-se que estrelas com massa inferior a 8 massas solares são pequenas demais para produzir supernovas, e terminam seus ciclos de vida produzindo uma nebulosa planetária e uma anã branca, enquanto uma estrela mais massiva do que 12 massas solares teria produzido uma nebulosa com uma composição química diferente da observada na nebulosa.[35]

Um problema significativo nos estudos da Nebulosa do Caranguejo é que a massa combinada da nebulosa e do pulsar é consideravelmente menor do que a massa predita da estrela-mãe, e a "massa faltante" continua uma questão em aberto. As estimativas da massa da nebulosa são feitas através da medição da quantidade total de luz emitida e o cálculo da massa requerida para tal, dadas a temperatura e a densidade da nebulosa. As estimativas variam entre 1 a 5 massas solares; o valor geralmente aceito varia entre 2 a 3 massas solares.[35] A massa da estrela de nêutron é estimada entre 1,4 e 2 massas solares.

A teoria predominante que explica a massa perdida da nebulosa diz que uma proporção significativa da massa da estrela progenitora foi perdida antes da supernova por meio de vento estelar. No entanto, isto teria criado um invólucro de matéria ao redor da nebulosa. Apesar das tentativas de encontrar tal invólucro terem sido feitas através da detecção de vários comprimentos de onda diferentes do espectro eletromagnético, até agora não foi encontrado nada.[36]

[editar] Trânsitos por corpos do Sistema Solar

Imagem do Telescópio Espacial Hubble de uma pequena região da Nebulosa do Caranguejo, mostrando sua intricada estrutura filamentar. Crédito: NASA/ESA.

A Nebulosa do Caranguejo encontra-se cerca de 1,5° de distância da eclíptica, o plano da órbita da Terra em torno do sol. Isto significa que a Lua e, ocasionalmente, os planetas podem transitar ou ocultar a nebulosa. Embora o Sol não transite a nebulosa, sua coroa passa em sua frente. Esses trânsitos e ocultações podem ser usados para analisar tanto a nebulosa quanto o objeto que passa em frente a ela, observando como a radiação da nebulosa é alterada pelo objeto em trânsito.

Os trânsitos lunares têm sido usados para mapear as emissões de raios X da nebulosa. Antes do lançamento de satélites de observação de raios X, como o observatório de raios-X Chandra, as observações de raios X geralmente tinham resolução angular bastante baixa, mas quando a Lua passa em frente da nebulosa, a posição da fonte astronômica de raios X é perfeitamente conhecida, e assim as variações no brilho da nebulosa podem ser usadas para criar mapas de emissão de raios X.[37] Quando os raios X foram observados na Nebulosa do Caranguejo, foi utilizada uma ocultação lunar para determinar a localização exata de sua fonte.[27]

A coroa solar passa em frente à nebulosa a cada junho. As variações nas ondas de rádio recebidas da nebulosa neste momento podem ser usadas para inferir informações sobre a densidade e a estrutura da coroa. As primeiras observações estabeleceram que a coroa se estendia a distâncias muito maiores do que se pensava anteriormente; observações posteriores descobriram que a coroa continha variações significativas de densidade.[38] Muito raramente, Saturno transita a Nebulosa do Caranguejo. Seu trânsito em 2003 foi a primeira desde 1296, e outro não ocorrerá antes de 2267. Observadores usaram o Observatório de raios X Chandra para observar o satélite de Saturno Titã, que cruzou a nebulosa, e descobriu-se que a "sombra" de Titã em raios X foi maior do que sua superfície sólida, devido à absorção de raios X em sua atmosfera. Essas observações mostraram que a espessura da atmosfera de Titã é de 880 quilômetros.[39] O trânsito de Saturno em si não pode ser observado, pois Chandra estava passando por cinturões de Van Allen na época.

Referências

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[editar] Ligações externas

Commons
O Commons possui multimídias sobre Nebulosa do Caranguejo
Science.jpg    NGC 1950  •  NGC 1951  •  NGC 1952  •  NGC 1953  •  NGC 1954   
v • e
Objetos do catálogo Messier
M1 • M2 • M3 • M4 • M5 •  M6 • M7 • M8 • M9 • M10 • M11 • M12 • M13 • M14 • M15 • M16 • M17 • M18 • M19 • M20 • M21 • M22 • M23 • M24 • M25 • M26 • M27 • M28 • M29 • M30
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