Tinh vân Con Cua

Đặc tính vật lý

Trong bước sóng khả kiến, tinh vân gồm các dải bụi tối tạo nên hình ovan, với khoảng 6 phút cung dài và 4 phút cung rộng (trong khi trăng tròn rộng khoảng 30 phút cung) xung quanh một khu vực trung tâm khuếch tán màu xanh. Trong không gian ba chiều, tinh vân có dạng hình phỏng cầu thuôn. Các dải bụi là tàn dư của khí quyển ngôi sao ban đầu, chứa một lượng lớn các phân tử ion hóa như heli và hidro, cùng với cacbon, oxy, nitơ, sắt, neon và lưu huỳnh. Nhiệt độ của các dải bụi điển hình trong khoảng từ 11.000 đến 18.000 K, và mật độ của chúng vào khoảng 1.300 hạt trên cm³.
Năm 1953, Iosif Shklovsky đề xuất rằng miền khuếch tán màu xanh được tạo ra chủ yếu bởi bức xạ synchrotron, đó là bức xạ phát ra do các electron chuyển động xoáy với vận tốc một nửa vận tốc ánh sáng. Ba năm sau đó lý thuyết đã được các quan sát công nhận. Thập niên 1960 đã khám phá ra rằng nguồn gốc electron chuyển động trên các đường cong là do một từ trường mạnh tạo ra bởi một sao neutron tại tâm của tinh vân.

Khoảng cách

Mặc dù tinh vân Con Cua đã tập trung sự chú ý của nhiều nhà thiên văn, khoảng cách đến nó vẫn là một câu hỏi mở do sự bất định trong các phương pháp sử dụng để ước tính khoảng cách đến tinh vân. Năm 2008, các nhà thiên văn đã đồng thuận là khoảng cách từ Trái Đất đến tinh vân là 2,0 ± 0,5 kpc (6,5 ± 1,6 kly). Tinh vân Con Cua hiện tại đang giãn nở ra với tốc độ khoảng 1.500 km/s. Các bức ảnh chụp trong nhiều năm cho thấy sự giãn nở chậm dần của tinh vân, và bằng cách so sánh sự giãn nở góc này với vận tốc giãn nở đo bằng phổ kế, khoảng cách đến tinh vân có thể ước tính được. Năm 1973, sử dụng kết quả phân tích từ nhiều phương pháp khác nhau để tính ra khoảng cách đến tinh vân và các nhà thiên văn đi đến kết luận là khoảng 6.300 năm ánh sáng. Cùng với đó là kích thước nhìn thấy được lớn nhất của nó, rộng khoảng 13 ± 3 ly.
Lần theo sự giãn nở trong quá khứ tới ngày hình thành tinh vân vài thập kỉ sau năm 1054, hàm ý rằng vận tốc giãn nở đã được gia tốc từ vụ nổ siêu tân tinh. Sự gia tốc này được tin là do năng lượng từ sao xung tạo ra từ trường của tinh vân, làm cho các dải bụi tinh vân mở rộng và bị đẩy ra ngoài.

Khối lượng

Ước lượng tổng khối lượng của tinh vân là quan trọng để tính được khối lượng của ngôi sao gốc của siêu tân tinh. Lượng vật chất chứa trong các dải bụi của tinh vân Con Cua (gồm khối lượng khí bị đẩy ra trung hòa và ion hóa; hầu hết là heli) được ước tính là 4,6 ± 1,8 M☉.

Hình xuyến giàu heli

Một trong nhiều thành phần tinh vân (hoặc dị thường) của tinh vân Con Cua là vành xuyến giàu heli có thể nhìn thấy được như là một dải đông-tây băng qua vùng của sao xung. Thành phần của hình xuyến gồm khoảng 25% vật chất nhìn thấy được bằng mắt thường trong đó 95% là heli. Cho tới nay, vẫn chưa có sự giải thích thỏa đáng nào cho cấu trúc hình xuyến này.

Sao tổ tiên

Ngôi sao đã nổ tạo thành siêu tân tinh gọi là "tiền sao" của siêu tân tinh. Có hai loại sao gây ra vụ nổ siêu tân tinh: sao lùn trắng và sao khối lượng lớn. Một loại gọi là siêu tân tinh kiểu Ia, các khí bị hút vào sao lùn trắng làm tăng khối lượng của nó đến gần khối lượng tới hạn Chandrasekhar, tạo ra một vụ nổ; còn lại là siêu tân tinh kiểu Ib/c và kiểu II, trong đó tiền sao là một ngôi sao khối lượng lớn đã cạn kiệt nhiên liệu để có thể duy trì phản ứng nhiệt hạch và dẫn đến ngôi sao bị co sụp dưới trường hấp dẫn của chính nó, làm cho ngôi sao đạt đến nhiệt độ cực lớn và phát nổ. Sự có mặt của sao xung trong tinh vân Con Cua có nghĩa là nó phải được hình thành từ một siêu tân tinh có nhân suy sụp; và kiểu Ia không tạo ra sao xung.
Mô hình lý thuyết của các vụ nổ siêu tân tinh tiên đoán ngôi sao đã nổ tạo ra tinh vân Con Cua phải có khối lượng từ 9 đến 11 lần khối lượng của Mặt Trời. Các ngôi sao với khối lượng nhỏ hơn 8 lần khối lượng Mặt Trời là quá nhỏ để tạo ra vụ nổ siêu tân tinh, và cuối đời chúng sẽ tạo ra một tinh vân hành tinh, trong khi một ngôi sao nặng hơn 12 lần khối lượng Mặt Trời có thể tạo ra một tinh vân với các thành phần hóa học khác so với các thành phần đã được quan sát trong tinh vân Con Cua.
Một vấn đề quan trọng trong nghiên cứu tinh vân Con Cua là khi kết hợp khối lượng của tinh vân với khối lượng của sao xung thì tổng khối lượng này nhỏ hơn khối lượng được tiên đoán của tiền sao, và câu hỏi đặt ra là 'khối lượng thiếu' này đã đi đâu vẫn còn chưa giải quyết được. Ước lượng khối lượng tinh vân bằng cách đo tổng lượng ánh sáng phát ra, sau đó tính ra khối lượng cần để phát ra lượng ánh sáng này, và đo được nhiệt độ và mật độ của tinh vân. Kết quả tính toán cho khối lượng tinh vân Con Cua vào khoảng 1-5 lần khối lượng Mặt Trời với khối lượng 2-3 lần khối lượng Mặt Trời được chấp nhận rộng rãi. Sao neutron có khối lượng vào khoảng 1,4 đến 2 lần khối lượng Mặt Trời.
Lý thuyết nổi bật nhất tính đến sự mất khối lượng của tiền sao Con Cua cho rằng một lượng lớn khối lượng của tiền sao đã bị gió mạnh của ngôi sao mang ra xa trước khi xảy ra vụ nổ siêu tân tinh. Tuy nhiên, điều này phải tạo ra một lớp vỏ bao quanh tinh vân. Và nhiều cố gắng quan sát lớp vỏ ở các bước sóng khác nhau đã bị thất bại.

Sự đi ngang qua của các vật thể trong hệ Mặt Trời

Tinh vân Con Cua nằm chếch gần 1½ ° so với mặt phẳng hoàng đạo-mặt phẳng của quỹ đạo Trái Đất quanh Mặt Trời. Điều này có nghĩa là Mặt Trăng - và thỉnh thoảng các hành tinh có thể đi ngang qua hoặc che khuất tinh vân. Mặc dù, Mặt Trời không đi ngang qua tinh vân, nhưng vành nhật hoa của nó cũng đi ngang tinh vân. Những sự đi ngang qua và che khuất có thể được áp dụng để phân tích đặc tính của tinh vân Con Cua và cả đối tượng đi ngang qua trước nó, bằng cách quan sát lượng bức xạ phát ra từ tinh vân bị thay đổi bao nhiêu do vật thể đi ngang qua trước nó.
Sự đi ngang qua của Mặt Trăng đã được dùng để vẽ bản đồ phân bố bức xạ tia X từ tinh vân. Trước khi phóng các vệ tinh quan sát tia X, như Đài quan sát tia X Chandra, các quan sát trong miền tia X thu được độ phân giải góc rất thấp, nhưng khi Mặt Trăng đi ngang qua trước tinh vân, và vị trí của tinh vân đã được biết một cách chính xác, cho nên các sự thay đổi trong độ sáng của tinh vân có thể dùng để tạo ra bản đồ bức xạ tia X. Khi các tia X lần đầu tiên được quan sát từ tinh vân Con Cua, các nhà thiên văn đã áp dụng sự che khuất của Mặt Trăng để đo vị trí chính xác của nguồn bức xạ.
Vào tháng 6 hàng năm, vành nhật hoa của Mặt Trời vượt qua trước tinh vân Con Cua. Những thay đổi trong tín hiệu radio thu được từ tinh vân trong thời gian này được sử dụng để dẫn ra các chi tiết về mật độ và cấu trúc của vành nhật hoa. Những quan sát ban đầu đưa ra kết luận là vành nhật hoa mở rộng đến những khoảng cách lớn hơn mà trước đó từng nghĩ tới; và những quan sát tiếp theo đã tiết lộ ra những sự thay đổi mật độ của các nguyên tố trong vành nhật hoa.
Rất hiếm khi Sao Thổ đi ngang qua tinh vân Con Cua. Lần đầu tiên nó đi ngang qua là vào năm 2003 kể từ năm 1296; lần tiếp theo sẽ xuất hiện vào năm 2267. Các nhà thiên văn đã sử dụng Đài quan sát tia X Chandra để quan sát vệ tinh Sao Thổ là Titan khi nó vượt qua trước tinh vân, và họ đã tìm thấy 'bóng' của tia X của Titan lớn hơn bề mặt rắn của nó, do sự hấp thụ tia X của khí quyển Titan.Nhờ quan sát này mà các nhà thiên văn tính được bề dày của khí quyển Titan là 880 km. Sự đi ngang qua của Sao Thổ không được quan sát bởi Chandra do lúc này nó đang vượt qua vành đai Van Allen.