|
|imagem=Crab_Nebula.jpg
|constelacao=Taurus
|descoberta=[[John Bevis]]
|data=1731
|nomes=Messier 1 (M1), NGC 1952, Taurus A<ref name="simbad" />
|tipo=[[Remanescente de supernova]]
|AR=05<sup>h</sup> 34<sup>m</sup> 31,97<sup>s</sup><ref name="simbad">{{citar web | titulo=SIMBAD Astronomical Database | obra=Resultados para NGC 1952 | url=http://simbad.u-strasbg.fr/Simbad | acessodata=25/12/2006}}</ref>
|magn apar=8,4
|magn absol=
|distancia=6. 300<ref name="Kaplanetal2008">{{citar jornal | ultimo1 = Kaplan | primeiro1 = D. L. | ultimo2 = Chatterjee | primeiro2 = S.
| ultimo3 = Gaensler | primeiro3 = B. M. | ultimo4 = Anderson | primeiro4 = J. | ano = 2008 | titulo = Um movimento próprio preciso para a Nebulosa do Caranguejo | jornal = [[Astrophysical Journal]] | volume = 677 | page = 1201 | doi = 10.1086/529026 | id = 0801.1142}}</ref>
|dim=6x4<ref name="Trimble1973" />
|locator_y= 87
}}
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 primeiramente observada pela primeira vez por [[John Bevis]] em 1731, quee corresponde a uma brilhante [[supernova]] ([[SN 1054]]) registrada por astrônomos chineses e árabes em 1054 (catalogada como [[SN 1054]]). ObservandoA onebulosa céué ea filtrandomais aintensa radiaçãofonte luminosa parade [[raios X]] e [[raios gama|gama]] empara 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]] medidoacima que ultrapassade 10<sup>12</sup> eV. LocalizadoDista a uma distância de cerca de 6 500 [[ano-luz|anos-luz]] (2 quilo[[parsec]]s) da Terra, a nebulosae tem um diâmetro de 11 anos-luz (3,4 parsecs), e expandindo-se expande a uma taxa de cerca deaproximadamente 1 500 quilômetros por segundo.
Encontra-se noNo centro da nebulosa há o [[Pulsar do Caranguejo]], uma [[estrela de nêutrons]] 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 periódicos de radiação que variamabrange desdequase [[raiostodo gama]] a [[ondas de rádio]] noo [[espectro eletromagnético]], com uma taxa de rotação[[frequência]] de 30,2 vezes por segundo., Aevidenciando nebulosauma foirotação com período de apenas 33 milissegundos. Foi o primeiro objeto astronômico identificadoassociado coma uma explosão histórica de supernova.
A nebulosa ageAge como uma fonte de radiação para o estudo de [[corpo celeste|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 coroadela. Em 2003, a espessura da atmosfera de [[Titã]], um satélite de [[Saturno (planeta)|Saturno]], foi medida através do bloqueio de raios-X provenientes 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 [[Catálogo Messier|objeto Messier]] catalogado em 1758.
== Origem e história observacional ==
{{Veja|SN 1054}}
O remanescente de supernova foi descoberto em 1731 pelo astrônomo [[John Bevis]], adicionandoincluindo o objeto ao seu [[atlas celeste|atlas estelar]] intitulado ''Uranographia Britannica''.<ref name="Bevis">{{citar web|língua=inglês|url=http://www.kopernik.org/images/archive/crab.htm|título=A History of the Crab Nebula|autor=Normandin, George P.|data=23 de março de 2006|publicado=kopernik.org|acessodata=4 de fevereiro de 2012}}</ref> Independentemente, o astrônomo francês [[Charles Messier]] descobriu-oa em 28 de agosto de 1758 e confundiu-oa 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-oa como a primeira entrada de seu famoso [[Catálogo Messier|catálogo]] quinze dias após a descoberta. Foi exatamente aEssa descoberta da nebulosa que impulsionou Messierlevou-o a compilar seu catálogo, cominiciando oa intuitoprocura de evitar novos engano,[[objetos edo acéu iniciar a procura de novos cometasprofundo]] com o auxílio de um [[telescópio]], com o intuito de evitar novos enganos.<ref name="seds">{{citar web|url=messier.seds.org/xtra/history/biograph.html|título=Charles Messier (June 26, 1730 - April 12, 1817) |autor=Frommert, Hartmut; Kronberg, Christine |data=18 de junho de 2007|publicado=[[Estudantes pela Exploração e Desenvolvimento do Espaço|Students for the Exploration and Development of Space (SEDS)]]|acessodata=5 de janeiro de 2012}}</ref> Treze anos mais tarde, Messier atribuiu a descoberta da Nebulosa do Caranguejo a Bevis.<ref name="messier1">{{citar web|url=http://messier.seds.org/m/m001.html|título=Messier Object 1|autor=Frommert, Hartmut; Kronberg, Christine |data=18 de junho de 2007|publicado=[[Estudantes pela Exploração e Desenvolvimento do Espaço|Students for the Exploration and Development of Space (SEDS)]]|acessodata=4 de fevereiro de 2012}}</ref>
OA objeto astronômiconebulosa ganhou esse nome devido a um desenhoesboço feito por [[William Parsons]], Conde de Rosse, em 1844, que se referiu ao objeto como a "Nebulosa do Caranguejo" devido à semelhança de seu desenho acom umo [[caranguejo|animal]].<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> Devido à sua estrutura [[filamento|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|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".<ref name="messier1">{{citar web|url=http://messier.seds.org/m/m001.html|título=Messier Object 1|autor=Frommert, Hartmut; Kronberg, Christine |data=18 de junho de 2007|publicado=[[Estudantes pela Exploração e Desenvolvimento do Espaço|Students for the Exploration and Development of Space (SEDS)]]|acessodata=4 de fevereiro de 2012}}</ref>
No final do século XIX, as primeiras fotografias [[espectro eletromagnéticoespectroscopia|espectoscópicasespectroscópicas]] revelaram a natureza gasosa da nebulosa. ASua primeira fotografia da Nebulosa do Cranaguejo foi obtida em 1892 com o auxílio de um telescópio de 20 polegadas de abertura.<ref name="messier1"/> As primeiras investigações científicas de seu espectro foram relizadas entre 1913 e 1915 pelo astrônomo americano [[Vesto Melvin Slipher]]. Ele, concluiuconcluindo que as linhas de [[espectro de emissão]] estavam dividiasdesviadas e divididas, e que a razão para isso era o [[efeito Doppler]]: partes da nebulosa estavam se aproximando da [[Terra]] enquanto outras partes estavam se afastando.<ref>{{citar jornal|língua=inglês|autor=Slipher, Vesto M.|ano= 1916|jornal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific|volume=28|páginas=191-2|bibcode=1916PASP...28..192S]}}</ref><ref>{{citar jornal|língua=inglês|autor=Slipher, Vesto M.|ano= 1915|jornal=[[Nature]]|volume=95|páginas=185|bibcode=1915Natur..95..185S}}</ref> [[Roscoe Frank Sanford]] descobriu que o espectro consisteconsistia-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.<ref>{{citar jornal|língua=inglês|autor=Sanford, Roscoe F.|ano= 1919|jornal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific|título= Spectrum of the Crab Nebula|volume=31|páginas=108-9|bibcode= 1919PASP...31..108S}}</ref>
[[Heber Doust Curtis]] classificou o objeto como uma [[nebulosa planetária]], baseado em fotografias tiradas no [[Observatório Lick]]<ref>{{citar jornal|língua=inglês|autor=Curtis, Heber D.|ano= 1918|jornal=Publications of the Lick Observatory|título=The Planetary Nebulae |número=13|páginas=55-74|bibcode=1918PLicO..13...55C}}</ref> [[Carl Otto Lampland]] notou alguns movimentos e mudanças de brilho notáveis dedos componentes individuais da nebulosa, quandoenquanto estava comparando fotografias de alta qualidade tiradas em 1921 com o auxílio de seu telescópio refrator de 42 polegadas no [[Observatório Lowell]].<ref>{{citar jornal|língua=inglês|autor=Lampland, Carl O.|ano= 1921|jornal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific|título= Observed Changes in the Structure of the "Crab" Nebula (N. G. C. 1952)|volume=33|páginas=79-84|bibcode= 1921PASP...33...79L}}</ref> John Charles Duncan descobriu que o objeto estava se expandindo a uma taxa de 0,2 [[segundo de arco|segundos de grau]] por ano ao comparar forografias tomadas em um período de 11,5 anos no [[Observatório Monte Wilson]]., Concluiuconcluiu que a expansão da nebulosa devedevia ter iniciadose ainiciado 900 anos atrásantes.<ref>{{citar jornal|língua=inglês|autor=Duncan, John C.|ano= 1921|jornal=Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America|título=Changes Observed in the Crab Nebula in Taurus. |volume=7|páginas=179-80|bibcode= 1921PNAS....7..179D}}</ref> Ainda em 1921, o astrônomo sueco [[Knut Lundmark]] percebeu a proximidade cronológica do início da expansão da nebulosa com a [[SN 1054|supernova de 1054]].<ref name="Lundmark"/>
Uma análise mais criteriosa descobriuconcluiu 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 tudotodos os corpos celestes 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 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 ==
[[Ficheiro:Chandra-crab.jpg|thumb|left|220px|O Pulsar do Caranguejo. Esta imagem combina informações ópticas do [[Telescópio Espacial Hubble|Hubble]] (em vermelho) e imagens de [[astronomia de raios-X|raios-X]] do [[Observatório de raios-X Chandra]] (em azul).]]
Considerando-se a [[luz|luz visível]], a Nebulosa do Caranguejo é composta de uma massa largamente [[oval]] de filamentos, com tamanhodiâmetro angular node céuaproximadamente com cerca de 66x4 [[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 umaum [[esferoide prolato]].<ref name="Trimble1973" /> Os filamentosAo observados são restos da [[atmosfera]] da estrela progenitora e consistem basicamentelongo de [[hélio]]sua [[ionização|ionizado]]maior edimensão [[hidrogênio]]visível, juntamentea comnebulosa [[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 emmede cerca de 113 300± 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. I3 anos- Espectrofotometria dos filamentos | jornal = [[Astrophysical Journal]] | volume = 258 | volume = 1 | páginas = 1–10 | bibcode=1982ApJluz...258....1F | doi = 10.1086/160043}}</ref>
Os filamentos observados são restos da [[atmosfera]] da estrela progenitora e consistem basicamente de [[hélio]] e [[hidrogênio]] [[ionização|ionizado]], juntamente com [[carbono]], [[oxigênio]], [[nitrogênio]], [[ferro]], [[neônio]] e [[enxofre]]. A temperatura dos gases filamentos é de 11 000 a 18 000 [[kelvin]]s e sua [[densidade]] está é 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]], 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]] no centro da nebulosa. ▼
▲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 curvocurvilíneo 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]] 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.
SeguindoA Nebulosa do Caranguejo é foco de formamuita retrógradaatenção edos astrônomos, uniformemas a sua expansão,distância alcança-seda Terra permanece uma dataquestão váriasem décadasaberto apósdevido 1054as grandes incertezas em cada método utilizado para calcular sua distância. Fotografias tomadas ao longo de vários anos revelam a lenta expansão da nebulosa,<ref>{{citar oweb|língua=Inglês que|data= implica|título=Animação quemostrando 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 temdeterminada aceleradoatravés desdeda [[espectroscopia|análise espectroscópica]], a explosãodistância da supernovanebulosa em relação à Terra pode ser estimada com mais precisão. Em 1973, uma análise a partir dos diversos métodos utilizados para calcular a distância à nebulosa alcançou a conclusão de 6 300 anos-luz.<ref name="Trimble1968Trimble1973">{{citar jornal|língua=Inglês | ultimo1 = Trimble | primeiro1 = Virginia Louise | títuloano = Movimentos1973 e| estruturatítulo do= invólucroA filamentardistância daà Nebulosa do Caranguejo |e anoNP = 19680532 | jornal = [[Publications of the Astronomical JournalSociety of the Pacific]] | volume = 7385 | volume = 507 | página = 535579 | bibcode = 1968AJ1973PASP...85..73..535T579T | doi = 10.1086/110658129507}}</ref> Acredita-seAs estimativas mais recentes dão conta que estasua aceleraçãodistância sejaem causadarelação pelaà energiaTerra doé [[pulsar]]de (6,5 que± de1,8) algumax forma10³ interfereanos-luz o(2,0 ± 0,5 quilo[[campo magnéticoparsec]]s) dae nebulosa,que queestá se expandeexpandindo ea forçauma seustaxa filamentosde emaproximadamente direção1 ao500 espaçoquilômetros vaziopor segundo.<ref name="Bejgeretal2003Bietneholz">{{citar jornal|língua=Inglês | ultimo1 = BejgerBietenholz | primeiro1 = M. F. | ultimo2 = HaenselKronberg | primeiro2 = P. P. | anoultimo3 = 2003Hogg | títuloprimeiro3 = ExpansãoD. aceleradaE. da| Nebulosaultimo4 do= CaranguejoWilson e| aprimeiro4 avaliação= dosA. parâmetrosS. de| suaano estrela= de1991 nêutrons| título = A expansão da Nebulosa do Caranguejo| jornal = [[AstronomyAstrophysical andJournal|Astrophysical Journal AstrophysicsLetters]] | volume = 405373 | páginasvolume = 747–751| página = L59-L62 | bibcode = 2003A&A1991ApJ...405373L..747B59B | doi = 10.10511086/0004-6361:20030642 186051}}</ref>
AsSeguindo estimativascronologicamente dade massaforma totalretrógrada dae nebulosauniforme sãosua importantes paraexpansão, alcança-se estimaruma adata massavárias dadécadas estrelaapós progenitora1054, dao supernova.que Aimplica quantidade de matéria contida nos filamentos da Nebulosa do Caranguejo, ou seja,que a massasua de material ejetadovelocidade de gásexpansão ionizadotem eacelerado neutro,desde formadoa principalmenteexplosão porda [[hélio]],supernova.<ref name="Greenetal2004Trimble1968">{{citar jornal|língua=Inglês | ultimo1 = GreenTrimble | primeiro1 = D.Virginia A.Louise | ultimo2título = TuffsMovimentos |e primeiro2estrutura =do R.invólucro J.filamentar |da ultimo3Nebulosa =do Popescu | primeiro3 = C. C.Caranguejo | ano = 2004 | título = Observações infravermelhas profundas e submilimétricas da Nebulosa do Caranguejo1968 | jornal = [[Monthly Notices of the Royal Astronomical SocietyJournal]] | volume = 35573 | volume = 4 | páginaspágina = 1315–1326535 | bibcode = 2004MNRAS1968AJ.355.1315G...73..535T | doi = 10.11111086/j.1365-2966.2004.08414.x110658}}</ref> éAcredita-se estimadoque emesta 4,6aceleração ±seja 1,8causada pela energia do [[massapulsar]], solar|massasque solaresde alguma forma interfere o [[campo magnético]] da nebulosa, que se expande e força seus filamentos em direção ao espaço vazio.<ref name="Fesenetal1997Bejgeretal2003">{{citar jornal|língua=Inglês | ultimo1 = FesenBejger | primeiro1 = Robert AM. | ultimo2 = ShullHaensel | primeiro2 = JP. Michael | ultimo3ano = Hurford2003 | primeiro3título = AlanExpansão P.acelerada |da anoNebulosa =do 1997Caranguejo |e títuloa =avaliação Umdos estudoparâmetros ópticode dosua ambienteestrela circum-estelarde em torno da Nebulosa do Caranguejonêutrons | jornal = [[AstronomicalAstronomy Journaland Astrophysics]] | volume = 113 | volume =405 | páginas = 354–363747–751 | bibcode = 1997AJ2003A&A...405.113..354F747B | doi = 10.10861051/1182580004-6361:20030642 }}</ref>
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 estimada 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> 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, atravessandoruzando aparentemente 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 asua estrutura ou para a formação dodesse toro.<ref name="MacAlpineetal2007" />
== Estrela central ==
{{Artigo principal|[[Pulsar do Caranguejo]]}}
[[Ficheiro:Changes in the Crab Nebula.jpg|thumb|right|250px|Esta seqüência de imagens do [[Telescópio Espacial Hubble]] mostra características do interior da Nebulosa do Caranguejo mudando noem um período de quatro meses. Crédito: [[NASA]]/[[ESA]].]]
No centro da Nebulosa do Caranguejonebulosa estãohá 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 eletromagnético|espectro óptico]] era extremamente incomum.<ref>{{citar jornal|língua=Inglês |ultimo=Minkowski |primeiro=R. |ano=1942 |título=A Nebulosa do Caranguejo |jornal=[[Astrophysical Journal]] |volume=96 |volume= |página=199 |doi=10.1086/144447}}</ref> Descobriu-se em 1949 e em 1963 que a região ao redor da estrela é uma forteintensa fonte de [[ondas de rádio]], em 1949, e de [[raios-X]], em 1963rspectivamente.<ref name="Bowyer">{{citar jornal |ultimo=Bowyer |primeiro=S. |ultimo2=Byram |primeiro2=E. T. |ultimo3=Chubb |primeiro3=T. A. |ultimo4=Friedman |primeiro4=H. |ano=1964 |titulo= Ocultação lunar da emissão de raios-X da Nebulosa do Caranguejo |journal=[[Science]] |volume=146 |issue=3646 |pages=912–917 |doi=10.1126/science.146.3646.912 |pmid=17777056
}}</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 pulsaridentificou 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 Caranguejonebulosa foi uma forte evidência de que os pulsares eram formadas por explosões de supernovas. Os pulsares sãoSão atualmente entendidos como [[estrela de nêutron|estrelas de nêutrons]], cujo intenso campo magnético concentra suas emissões de radiação em feixes estreitos em seus polos magnéticos.
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 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 emiteEmite 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 mostrapassa mudanças bruscas, conhecidas como "falhas", que se acredita serserem causadas por um realinhamento repentino dentroda massa da estrela de nêutrons, mudando seu [[momento de inércia]] e sua [[velocidade angular]] para que seu [[momento angular]] seja conservado. A energia liberada quando o pulsar desacelera é enorme, e causa auma maior emissão da [[radiação síncrotron]] da Nebulosa do Caranguejo, que tem uma [[luminosidade]] total cerca deaproximadamente 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 Caranguejonebulosa. Enquanto aA maioria dos objetos astronômicos evolui tão lentamente que mudanças somente são visíveis somente em escalas de tempo de muitos anos, mas as partes internas da nebulosa mostramapresentam 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 característicaonda de choque mudamudam rapidamente, com o vento equatorial aparecendomostrando-se como uma série de manchas que se concentram, brilham, em seguida, esmaecem e desaparecem à medida que se afastam do pulsar e para longe do corpo principal da nebulosa.
== Estrela progenitora ==
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