La nébuleuse du Crabe (M1, NGC 1952, Taurus A, Taurus X-1, Sh2-244) est une nébuleuse de vent de pulsar (plérion) et un rémanent de supernova de la constellation du Taureau, du bras de Persée de la Voie lactée. Elle résulte, avec son pulsar du Crabe central, de l'explosion de l'étoile massive SN 1054 en supernova historique, observée de à par les astronomes chinois de la période de la dynastie Song.
Présentation vignette|gauche|Image combinée optique et à rayon X de la nébuleuse du Crabe et de son pulsar du Crabe central. La nébuleuse est ensuite observée pour la première fois en 1731 par John Bevis, puis en 1758 par Charles Messier, qui en fait le premier objet M1 de son catalogue de Messier. Son nom traditionnel remonte au , époque où William Parsons, troisième comte de Rosse, observe la nébuleuse au château de Birr (dans les années 1840) et y fait référence sous le nom de nébuleuse du Crabe (en anglais Crab nebula), en raison d'un dessin qu'il en fait et qui ressemble à un crabe. La nébuleuse du Crabe ne doit pas être confondue avec la nébuleuse australe du Crabe (Hen2-104) avec sa ressemblance considérée comme plus manifeste avec le crustacé éponyme.
vignette|gauche|Constellation du Taureau (1919). Située à une distance de de la Terre, dans la constellation du Taureau, la nébuleuse a un diamètre de et sa vitesse d'expansion est de , caractéristiques typiques pour un rémanent de cet âge. C'est le premier objet astronomique à avoir été associé à une explosion historique de supernova.
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 plus d'énergie que le Soleil, dans une gamme de fréquence extrêmement vaste, s'étalant de 10 mégahertz à plus de , 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. Ce pulsar a été photographié, en 2023, par le télescope spatial James Webb, lors de son observation en infrarouge.
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 de Titan, la lune de Saturne, a été mesurée grâce aux rayons X de la nébuleuse.
Origine
vignette|gauche|Vue au télescope (ESO) de la nébuleuse du Crabe. 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 , 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 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 Lundmark K. 1921, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, v. 33, , Suspected New Stars Recorded in Old Chronicles and Among Recent Meridian Observations N. U. Mayall, 1939, Astronomical Society of the Pacific Leaflets, v. 3, , The Crab Nebula, a Probable Supernova, . Étant donné 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 en fin d'évolution stellaire, ayant subi une explosion après avoir épuisé ses ressources en énergie issue de la fusion nucléaire.
gauche|vignette|Acquisition réalisée en pose courte. thumb|upright=1.25|droite|Position de la nébuleuse du Crabe dans la Voie lactée. Crédit : NASA/DOE/International LAT Team. 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'événement est noté dans les recueils chinois où l'étoile a été nommée 天關客星 (天關: position céleste dans le système astronomique chinois traditionnel; 客: invité; 星: étoile; mais 客星 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 , elle resta suffisamment lumineuse pour être visible en plein jour. La supernova fut observable à l'œil nu pendant environ deux ans après sa première observation Collins G.W., Claspy W.P., Martin J.C. 1999, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, v. 111, , Reinterpretation of Historical References to the Supernova of A.D. 1054 . 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.
Caractéristiques physiques vignette|gauche|Image en infra-rouge et en haute résolution, obtenue par le télescope spatial James Webb en 2023. Au centre, on constate le pulsar et des rubans blancs de radiation. 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'arcÀ titre de comparaison, la pleine lune correspond à 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 solaires.
vignette|Image composée de la nébuleuse du Crabe et du pulsar du Crabe central, de Chandra (NASA). Les filaments sont les restes de l'atmosphère de l'étoile progénitrice et sont constitués principalement d'hélium et d'hydrogène ionisés ainsi que de carbone, d'oxygène, d'azote, de fer, de néon et de soufre. La température des filaments est comprise entre et , et leur densité de matière est d'environ par centimètre cube Fesen R.A., Kirshner R.P., 1982, The Astrophysical Journal, v. 258, , The Crab Nebula. I - Spectrophotometry of the filaments, . 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 ([O III]) 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) Shklovskii 1953, Doklady Akademii Nauk SSSR v.90, , On the Nature of the Crab Nebula’s Optical Emission. 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 Burn B.J. 1973, v. 165, , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, A synchrotron model for the continuum spectrum of the Crab Nebula, . Cette étoile est une étoile à neutrons et un pulsar, rémanent de la supernova à l'origine de la nébuleuse : le pulsar du Crabe.
vignette|gauche|Le pulsar du Crabe. Cette image est la combinaison de données optiques de Hubble (en rouge) et de rayons X de Chandra (en bleu). La vitesse d'expansion de la nébuleuse a été déterminée en quantifiant le décalage de son spectre par effet Doppler et a été estimée à environ Bietenholz M.F., Kronberg P.P., Hogg D.E., Wilson A.S. 1991, The Astrophysical Journal Letters, vol. 373, p. L59-L62, The expansion of the Crab Nebula, . 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 et 13 années-lumièreRonald Stoyan Atlas of the Messier Objects Cambridge University Press, 2008.
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 Trimble V. 1968, The Astronomical Journal, v. 73, , Motions and Structure of the Filamentary Envelope of the Crab Nebula, . Cette accélération serait due à l'énergie du pulsar qui alimenterait le champ magnétique de la nébuleuse qui, en s'étendant, entraîne les filaments vers l'extérieur Bejger M., Haensel P., 2003, Astronomy and Astrophysics, v.405, , Accelerated expansion of the Crab Nebula and evaluation of its neutron-star parameters, .
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 Fesen R.A., Shull J.M., Hurford A.P., 1997, The Astronomical Journal v.113, , An Optical Study of the Circumstellar Environment Around the Crab Nebula, . D'autres estimations basées sur le pulsar du Crabe ont mené à des valeurs différentes.
Étoile centrale
vignette|Cette séquence d'images prises par le télescope spatial Hubble montre des parties de la nébuleuse du Crabe se modifiant sur une période de quatre mois. Crédit : NASA/ESA.
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 Minkowski découvrit que son spectre optique était extrêmement inhabituel et ne ressemblait pas à celui d'une étoile normale Minkowski R. 1942, The Astrophysical Journal, v. 96, , The Crab Nebula, . Il a été établi par la suite que la région autour de l'étoile est une source importante d'ondes radio (1949) Bolton J.G., Stanley G.J., Slee O.B. 1949, Nature, v. 164, , Positions of three discrete sources of Galactic radio frequency radiation, , de rayons X (1963) Bowyer S., Byram E.T., Chubb T.A., Friedman H. 1964, Science, v. 146, , Lunar Occulation of X-ray Emission from the Crab Nebula, et qu'elle est un des objets du ciel les plus brillants en rayons gamma (1967) Haymes R.C., Ellis D.V., Fishman G.J., Kurfess J.D., Tucker, W.H. 1968, The Astrophysical Journal, v. 151, p.L9, Observation of Gamma Radiation from the Crab Nebula, . 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.