Nebulosa do Caranguejo: diferenças entre revisões

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== Estrela progenitora ==
[[Ficheiro:Crab 3.6 5.8 8.0 microns spitzer.png|thumb|250px|left|A Nebulosa do Caranguejo vista em [[infravermelho]] pelo [[Telescópio Espacial Spitzer]].]]
A estrela que explodiu comoem uma [[supernova]] é conhecida como a estrela progenitora de tal supernova. Dois tipos de estrelas explodem como supernovas: [[anã branca|anãs brancas]] e estrelas de grande massa. Nas chamadas [[supernova tipo Ia|supernovas Tipo Ia]], os 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 [[supernova tipo Ib e Ic|supernovas tipo Ib e Ic]] e as [[supernova tipo II|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, gerandocausando umaa explosão. A presença de um pulsar na nebulosa significa que o sistema deve ter se formado a partir da explosão de uma supernova coma colapsopartir de núcleo;uma supernovasestrela dode tipogrande Ia,massa; explosões de [[anã branca|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.<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 estas 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 Caranguejonebulosa 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 total 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 variasitua-se entre 2 a 3 massas solares.<ref name="Davidsonetal1985" /> A massa da estrela de nêutron é estimada entre 1,4 e 2 massas solares. A teoria predominante que tenta explicar 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 gasosa 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>
 
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>
 
== Trânsitos por corpos do Sistema Solar ==
[[Ficheiro:Filaments in the Crab Nebula.jpg|thumb|right|250px|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 [[trânsito astronômico|transitar]] ou [[ocultação|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. Contudo, mas quando a Lua passa em frente daà nebulosa, a posição da fonte astronômica de raios X é perfeitamente conhecida,determinada e, assim, as variações no brilho da nebulosa podem ser usadas para criar mapas de emissão de raios X do objeto.<ref>{{citar jornal|língua=Inglês |ultimo=Palmieri |primeiro=T. M. |ultimo2=Seward |primeiro2=F. D. |ultimo3=Toor |primeiro3=A. |ultimo4=van Flandern |primeiro4=T. C. |ano=1975 |título=Distribuição espacial dos raios X na Nebulosa do Caranguejo |jornal=[[Astrophysical Journal]] |volume=202 |volume= |páginas=494–497|doi=10.1086/153998}}</ref> Quando os raios X foram observados na Nebulosanebulosa dopela Caranguejoprimeira vez, ainda na década de 1960, foi utilizada uma ocultação lunar para determinar a localização exata de sua fonte.<ref name="Bowyer" />
 
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;. observaçõesObservações posteriores descobriram que a coroa continha variações significativas de densidade.<ref>{{citar jornal|língua=Inglês |ultimo=Erickson |primeiro=W. C. |ano=1964 |título=As propriedades do espalhamento de ondas de rádio da coroa solar|jornal=[[Astrophysical Journal]] |volume=139 |volume= |página=1290 |doi=10.1086/147865}}</ref>
Muito raramente, [[Saturno (planeta)|Saturno]] transita a Nebulosa do Caranguejo. Seu trânsito em 2003 foi a primeira desde 1296, e outro não ocorrerá antes de 2267. ObservadoresAstrônomos 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.<ref>{{citar jornal|língua=Inglês |ultimo=Mori |primeiro=K. |ultimo2=Tsunemi |primeiro2=H. |ultimo3=Katayama |primeiro3=H. |ultimo4=Burrows |primeiro4=D. N. |ultimo5=Garmire |primeiro5=G. P. |ultimo6=Metzger |primeiro6=A. E. |ano=2004 |título=Uma medida em raios X da extensão da atmosfera de Titã através de seu trânsito com a Nebulosa do Caranguejo|jornal=[[Astrophysical Journal]] |volume=607 |volume=2 |páginas=1065–1069 |doi=10.1086/383521}} Imagens de Chandra usadas por Mori ''et al.'' podem ser vistas em [http://chandra.harvard.edu/photo/2004/titan/ Titan Cast Revealing Shadow].</ref> O trânsito de Saturno em si não pode ser observado, pois Chandra estava passando porpelos [[cinturão de Van Allen|cinturões de Van Allen]] na época.
 
{{Referências|col=2}}