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Nebulosa do Caranguejo: diferenças entre revisões

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A '''Nebulosa do Caranguejo''' (também catalogado como [[Catálogo Messier|Messier]] 1, [[New General Catalogue|NGC]] 1952, Taurus A) é um [[remanescente de supernova]] e uma [[nebulosa de vento de pulsar]] na [[constelação]] do [[Taurus|Touro]]. A nebulosa foi observada pela primeira vez por [[John Bevis]] em 1731, que corresponde a uma brilhante [[supernova]] registrada \ registada 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 [[elétron-volt|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 10<sup>12</sup> eV. Localizado a uma distância de cerca de 6 500 [[ano-luz|anos-luz]] (2 quilo[[parsec]]) 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]] \ [[Neutrões]] com 28 a 30 quilômetros de diâmetro,<ref>{{citar web|língua=Inglês |título=Crab Nebula: The Spirit of Halloween Lives on as a Dead Star Creates Celestial Havoc |url=http://chandra.harvard.edu/photo/2006/crab/}}</ref> 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 [[ocultação|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.
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== Origem ==
{{Artigo principal|[[SN 1054]]}}
A criação da Nebulosa do Caranguejo corresponde à [[supernova]] [[SN 1054]], que foi registrada \ registada por astrônomos [[astronomia chinesa|chineses]] e [[Astronomia islâmica|árabes]] no ano de 1054. A Nebulosa do Caranguejo em si foi observada pela primeira vez em 1731 pelo inglês [[John Bevis]]. A nebulosa foi redescoberta de forma independente em 1758 pelo francês [[Charles Messier]] enquanto observava um [[cometa]] brilhante. Messier catalogou-o como a primeira entrada no seu [[Catálogo Messier|catálogo de objetos]] com aparência semelhante a cometas. [[William Parsons]], Conde de Rosse, observou a nebulosa no [[Castelo de Birr]], na década de 1840, e referiu o objeto como a Nebulosa do Caranguejo porque um desenho que ele fez do objeto parecia-se como um [[caranguejo]].<ref>{{citar jornal|língua=Inglês |autor=Glyn Jones, K. |ano=1976 |título=A busca pelas nebulosas|jornal=[[Journal for the History of Astronomy]] |volume=7 |páginas=67 |bibcode=1976JHA.....7...67B}}</ref>
 
No início do século XX, a análise das [[astrofotografia|fotografias]] anteriores da nebulosa tomadas ao longo de vários anos revelou que a nebulosa estava se expandindo. Seguindo de forma retrógrada a explosão, constatou-se que a nebulosa tenha se tornado visível à Terra a cerca de 900 anos. Os registros \ registada históricos revelaram que uma nova estrela, brilhante o suficiente para ser vista durante o dia, havia sido registrada \ registada na mesma parte do céu por astrônomos chineses e árabes em 1054. Dada a sua grande distância, a "[[estrela convidada]]" vista à luz do dia e observada pelos chineses e árabes só poderia ter sido uma [[supernova]], uma estrela massiva que explodiu, tendo esgotado seu suprimento de energia proveniente da [[fusão nuclear]] e entrou em colapso.
 
Uma análise recente de registros \ registo históricos 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.<ref name="Lundmark">{{citar jornal|língua=Inglês |autor=Lundmark, K. |ano=1921 |título=Suspeita de estrelas novas gravadas em velhas crônicas e entres recentes observações meridianas |jornal=[[Publications of the Astronomical Society of the Pacific]] |volume=33 |páginas=225 |bibcode=1921PASP...33..225 |doi=10.1086/123101}}</ref><ref name="Mayall">{{citar jornal|língua=Inglês |autor=Mayall, N.U. |ano=1939 |título=A Nebulosa do Caranguejo, uma provável supernova |jornal=Astronomical Society of the Pacific Leaflets |volume=3 |páginas=145 |bibcode=1939ASPL....3..145M |doi=}}</ref> Graças às observações registradas \ registo 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.<ref name="Mayall"/>
 
== Condições físicas ==
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Considerando-se a [[luz|luz visível]], a Nebulosa do Caranguejo é composta de uma massa largamente [[oval]] de filamentos, com tamanho angular no céu com cerca de 6 [[minuto de arco|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]].<ref name="Trimble1973" /> Os filamentos observados são restos da [[atmosfera]] da estrela progenitora e consistem basicamente de [[hélio]] [[ionização|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 [[kelvin]]s e sua [[densidade]] está em cerca de 1 300 partículas por [[centímetro cúbico]].<ref name="Fesenetal1982">{{citar jornal|língua=Inglês | ultimo1 = Fesen | primeiro1 = R. A. | ultimo2 = Kirshner | primeiro2 = R. P. | ano =| título = A Nebulosa do Caranguejo. I - Espectrofotometria dos filamentos | jornal = [[Astrophysical Journal]] | volume = 258 | volume = 1 | páginas = 1–10 | bibcode=1982ApJ...258....1F | doi = 10.1086/160043}}</ref>
 
Em 1953, o russo [[Iosif Shklovsky]] propôs que a região azul difusa é predominantemente produzida por [[radiação síncrotron]] \ [[ sincrotrônica]], que é a radiação emitida pelo movimento curvo de [[elétron]]s em velocidades de até a metade da [[velocidade da luz]].<ref>{{citar jornal|língua=Inglês | ultimo=Shklovskii | primeiro=Iosif | ano=1953 | título=Acerca da natureza da emissão óptica da Nebulosa do Caranguejo | jornal=Doklady Akademii Nauk SSSR | volume=90 | página=983 | bibcode=1957SvA.....1..690S}}</ref> 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]] \ [[Neutrões]] 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 quilo[[parsec]]s ((6,5 x 10³) ± (1,6 x 10³) anos-luz). A nebulosa está se expandindo a cerca de 1 500 quilômetros por segundo.<ref name="Bietneholz">{{citar jornal|língua=Inglês | ultimo1 = Bietenholz | primeiro1 = M. F. | ultimo2 = Kronberg | primeiro2 = P. P. | ultimo3 = Hogg | primeiro3 = D. E. | ultimo4 = Wilson | primeiro4 = A. S. | ano = 1991 | título = A expansão da Nebulosa do Caranguejo| jornal = [[Astrophysical Journal|Astrophysical Journal Letters]] | volume = 373 | volume = | página = L59-L62 | bibcode = 1991ApJ...373L..59B | doi = 10.1086/186051}}</ref> Fotografias tomadas ao longo de vários anos revelam a lenta expansão da nebulosa,<ref>{{citar web|língua=Inglês |data= |título=Animação mostrando a expansão entre 1973 a 2001 |url=http://apod.nasa.gov/apod/ap011227.html |obra=[[Astronomy Picture of the Day]] |editora=[[NASA]] |accessdata=2010-03-20}}</ref> e comparando esta expansão angular observada no céu com a sua velocidade de expansão determinada através de [[desvio para o vermelho|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.<ref name="Trimble1973">{{citar jornal|língua=Inglês | ultimo1 = Trimble | primeiro1 = Virginia Louise | ano = 1973 | título = A distância à Nebulosa do Caranguejo e NP 0532 | jornal = [[Publications of the Astronomical Society of the Pacific]] | volume = 85 | volume = 507 | página = 579 | bibcode = 1973PASP...85..579T | doi = 10.1086/129507}}</ref> 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.<ref name="Trimble1968">{{citar jornal|língua=Inglês | ultimo1 = Trimble | primeiro1 = Virginia Louise | título = Movimentos e estrutura do invólucro filamentar da Nebulosa do Caranguejo | ano = 1968 | jornal = [[Astronomical Journal]] | volume = 73 | volume = | página = 535 | bibcode = 1968AJ.....73..535T | doi = 10.1086/110658}}</ref> 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.<ref name="Bejgeretal2003">{{citar jornal|língua=Inglês | ultimo1 = Bejger | primeiro1 = M. | ultimo2 = Haensel | primeiro2 = P. | ano = 2003 | título = Expansão acelerada da Nebulosa do Caranguejo e a avaliação dos parâmetros de sua estrela de nêutrons \ Neutrões | jornal = [[Astronomy and Astrophysics]] | volume = 405 | páginas = 747–751 | bibcode = 2003A&A...405..747B | doi = 10.1051/0004-6361:20030642 }}</ref>
 
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]],<ref name="Greenetal2004">{{citar jornal|língua=Inglês | ultimo1 = Green | primeiro1 = D. A. | ultimo2 = Tuffs | primeiro2 = R. J. | ultimo3 = Popescu | primeiro3 = C. C. | ano = 2004 | título = Observações infravermelhas profundas e submilimétricas da Nebulosa do Caranguejo | jornal = [[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]] | volume = 355 | volume = 4 | páginas = 1315–1326 | bibcode = 2004MNRAS.355.1315G | doi = 10.1111/j.1365-2966.2004.08414.x}}</ref> é estimado em 4,6 ± 1,8 [[massa solar|massas solares]].<ref name="Fesenetal1997">{{citar jornal|língua=Inglês | ultimo1 = Fesen | primeiro1 = Robert A. | ultimo2 = Shull | primeiro2 = J. Michael | ultimo3 = Hurford | primeiro3 = Alan P. | ano = 1997 | título = Um estudo óptico do ambiente circum-estelar em torno da Nebulosa do Caranguejo | jornal = [[Astronomical Journal]] | volume = 113 | volume = | páginas = 354–363 | bibcode = 1997AJ....113..354F | doi = 10.1086/118258}}</ref>
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}}</ref> A estrela central foi identificada como um dos objetos mais brilhantes do céu em [[raios gama]] em 1967.<ref>{{citar jornal|língua=Inglês |ultimo=Haymes |primeiro=R. C. |ultimo2=Ellis |primeiro2=D. V. |ultimo3=Fishman |primeiro3=G. J. |ultimo4=Kurfess |primeiro4=J. D. |ultimo5=Tucker |primeiro5=W. H. |ano=1968 |título=Observações da radiação gama na Nebulosa do Caranguejo |jornal=[[Astrophysical Journal|The Astrophysical Journal Letters]] |volume=151 |volume= |páginas=L9 |doi=10.1086/180129}}</ref> No ano seguinte, descobriu-se que a estrela emite sua radiação em pulsos rápidos, tornando-se um dos primeiros [[pulsar]]es 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.<ref>{{citar jornal|língua=Inglês |ultimo=Del Puerto |primeiro=C. |ano=2005|título=Pulsars nas manchetes |jornal=EAS Publications Series|volume=16 |páginas=115–119 |doi=10.1051/eas:2005070}}</ref> 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 [[estrela de nêutron|estrelas de nêutrons]] \ [[Neutrões]], 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.<ref name="Bejgeretal2002">{{citar jornal|língua=Inglês |ultimo1=Bejger |primeiro1=M. |ultimo2=Haensel |primeiro2=P. |ano=2002 |título=Momento de inércia para estrelas de nêutron \ neutrões e estrelas estranhas: Limites derivadas para a Nebulosa do Caranguejo |journal=[[Astronomy and Astrophysics]] |volume=396 |volume= |páginas=917–921 |doi=10.1051/0004-6361:20021241}}</ref> O pulsar emite pulsos de radiação a cada 33 [[milissegundo]]s,<ref>{{citar jornal|língua=Inglês |ultimo=Harnden |primeiro=F. R. |ultimo2=Seward |primeiro2=F. D. |ano=1984 |título=Observações de Einstein do pulsar da Nebulosa do Caranguejo|jornal=[[Astrophysical Journal]] |volume=283 |volume= |páginas=279–285 |doi=10.1086/162304}}</ref> e os pulsos são emitidos em [[comprimento de onda|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 \ neutrões. A energia liberada \ libertada quando o pulsar desacelera é enorme, e causa a emissão da [[radiação síncrotron]] \ sincrotrônica]] [[ da Nebulosa do Caranguejo, que tem uma [[luminosidade]] total cerca de 75 000 vezes maior que a do Sol.<ref>{{citar livro |ultimo=Kaufmann |primeiro=W. J. |ano=1996 |edição=4th |título=Universe |página=428 |editora=[[W. H. Freeman and Company]] |isbn=0-7167-2379-4}}</ref>
 
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.<ref>{{citar jornal|língua=Inglês |ultimo=Hester |primeiro=J. J. |ultimo2=Scowen |primeiro2=P. A. |ultimo3=Sankrit |primeiro3=R. |ultimo4=Michel |primeiro4=F. C. |ultimo5=Graham |primeiro5=J. R. |ultimo6=Watson |primeiro6=A. |ultimo7=Gallagher |primeiro7=J. S. |ano=1996 |título=A estrutura dinâmica extrema do interior da Nebulosa do Caranguejo |jornal=[[Bulletin of the American Astronomical Society]] |volume=28 |volume=2 |página=950 |bibcode=1996BAAS...28..950H}}</ref> 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.
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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.<ref name="MacAlpineetal2007">{{citar jornal|língua=Inglês | ultimo1 = MacAlpine | primeiro1 = Gordon M. | ultimo2 = Ecklund | primeiro2 = Tait C. | ultimo3 = Lester | primeiro3 = William R. | ultimo4 = Vanderveer | primeiro4 = Steven J. | ultimo5 = Strolger | primeiro5 = Louis-Gregory | ano = 2007 | título = Um estudo espectrocópico do processo nuclear e da produção de linhas anormalmente fortes na Nebulosa do Caranguejo| jornal = [[Astronomical Journal]] | volume = 133 | volume = 1 | páginas = 81–88 | bibcode = 2007AJ....133...81M | doi = 10.1086/509504 }}</ref><ref name="Nomoto1985">{{citar livro | ultimo1 = Nomoto | primeiro1 = K. | ano = 1985 | capítulo = Evolutionary models of the Crab Nebula's progenitor | título = A Nebulosa do Caranguejo e sua remanescente de supernova; Procedimentos de Workshop | páginas = 97–113 | editora = [[Cambridge University Press]] | bibcode = 1985cnrs.work...97N}}</ref> 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.<ref name="Davidsonetal1985">{{citar jornal|língua=Inglês | ultimo1 = Davidson | primeiro1 = K. | ultimo2 = Fesen | primeiro2 = R. A. | ano = 1985 | título = Recentes desenvolvimentos acerca da Nebulosa do Caranguejo| jornal = [[Annual Reviews|Annual Review of Astronomy and Astrophysics]] | volume = 23 | volume = 507 | páginas = 119–146 | bibcode=1985ARA&A..23..119D | doi = 10.1146/annurev.aa.23.090185.001003}}</ref>
 
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.<ref name="Davidsonetal1985" /> A massa da estrela de nêutron \ neutrão 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.<ref>{{citar jornal|língua=Inglês |ultimo=Frail |primeiro=D. A. |ultimo2=Kassim |primeiro2=N. E. |ultimo3=Cornwell |primeiro3=T. J. |ultimo4=Goss |primeiro4=W. M. |ano=1995 |título=A Nebulosa do Caranguejo tem um invólucro? |jornal=[[Astrophysical Journal|Astrophysical Journal Letters]] |volume=454 |volume=2 |páginas=L129–L132 |doi=10.1086/309794}}</ref>
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