mardi 2 janvier 2018

L'évolution de la nébuleuse du Crabe sur 10 ans, un time-lapse exceptionnel


Ce time-lapse est exceptionnel. C'est le résultat d'un travail de 10 ans effectué par l'astronome amateur Detlef Hartmann. Il a photographié la nébuleuse du Crabe chaque année à la même époque (en septembre) entre 2008 et 2017 dans exactement les mêmes conditions d'observation avec son télescope de 440 mm qu'il a construit lui-même. Pour arriver à ce résultat fascinant où l'on peut réellement voir l'expansion et l'agitation du plasma entourant le pulsar qui est tapi au cœur de la nébuleuse, un équivalent de 32 heures d'exposition ont été nécessaires au total.
La nébuleuse du Crabe, aussi répertoriée M1 dans le catalogue de Messier, est le résidu de la supernova observée en 1054 par les astronomes chinois, une des plus anciennes supernovas dont nous ayons une trace écrite. Depuis 964 ans, le résidu de l'explosion s'étend autour de l'étoile à neutron en rotation rapide qu'a produite la supernova. 

En 2005, des astronomes américains avaient tenté le même type d'observation dynamique de la nébuleuse du Crabe avec le télescope Hubble, sur une période de quelques mois seulement, avec un résultat impressionnant mais certainement moins que celui de Detlef Hartmann : 


Vous pouvez retrouver les images de Detlef Hartman sur le site astrobin : 

4 commentaires :

Jean-Paul a dit…

C'est assez merveilleux de voir ainsi à très grande échelle l'effet du trou noir central.
Mais comme j'ai des raisons de pas croire à cet objet géométrique à horizon et singularité centrale, non encore observées, j'ai créé à mon usage un terme plus neutre : MEHD pour masse effondrée hyper-dense, objet sans mystère dont les effets sur la lumière et sur le voisinage sont pratiquement les mêmes.

Dr Eric SIMON a dit…

Je précise pourtant qu'il n'y a pas de trou noir dans le residu de SN1054 , mais un pulsar, par ailleurs bien caractérisé.

Jh polak a dit…

J'aurai une question à propos de la masse minimale nécessaire pour former une étoile à neutrons. J'ai toujours lu ou entendu qu'elle était celle de la masse de Chandrasekhar, à savoir 1.4 masses solaires environ.

Or, en regardant divers articles à propos de pulsars binaires, il s'avère que certaines de ces étoiles à neutrons ont des masses inférieures à la limite maximale des naines blanches. Par exemple PSR J0737-3039B: 1.25 masses solaires, PSR B1534+12 (et son compagnon): 1.33 masses solaires chacun.

Comment se fait il que le coeur stellaire d'une étoile en effondrement ne forme pas une "naine blanche de fer" mais plutôt une étoile à neutron alors qu'elle est en dessous de la masse limite?

JH polak

Dr Eric SIMON a dit…

Bonne question ! Non, par définition, l'effondrement a lieu parce que le fer ne tient plus la pression gravitationnelle, et donc le coeur de fer ne "survit" pas à l'effondrement... Il y a nécessairement production d'un corps compact très riches en noyaux exotiques très neutroniques (à noter qu'une étoile à neutrons n'est pas composée à 100% de neutrons). Si certains pulsars ont une masse inférieure à 1,4 masse solaire, ça peut être dû à une perte de masse au moment de l'effondrement-rebond. Je crois me souvenir qu'en théorie, on peut fabriquer des étoiles à neutrons de seulement 1,0 masse solaire...