TAU NGC1952 & M1

 

Messier 1, NGC 1952 – Nebulosa del Cangrejo

Messier 1, la Nebulosa del Cangrejo, es el más famoso y visible remanente de supernova en el cielo. Son los centenarios restos de una explosión estelar observada por primera vez por los astrónomos chinos en 1054. El púlsar del Cangrejo, una estrella de neutrones que gira 30,2 veces por segundo, ahora se encuentra el centro de la nebulosa.

 

Observaciones históricas

La supernova que creó la Nebulosa del Cangrejo (SN 1054, a la que también se asignó la designación de estrella variable CM Tauri) se observó por primera vez como una «estrella invitada» por astrónomos chinos el 4 de julio de 1054. De acuerdo con los registros chinos, alcanzó una magnitud máxima de -6 (¡cuatro veces más brillante que Venus!), era visible en la luz del día durante 23 días, y se vio en el cielo nocturno durante 653 días. Petroglifos encontrados en Navajo Canyon y White Mesa en Arizona y en el Parque Nacional Chaco Canyon en Nuevo México parecen ser representaciones del evento por los indios Anasazi. 

La nebulosa remanente de la supernova fue descubierta por John Bevis en 1731. Charles Messier la encontró de forma independiente en 1758, cuando estaba buscando el cometa Halley en su primer retorno predicho. Messier primero pensó que había encontrado un cometa, pero pronto reconoció que no se movía. Su descubrimiento de este objeto le llevó a elaborar su famoso catálogo de objetos similares a cometas, para evitar su confusión con cometas. Messier catalogó la nebulosa como la primera entrada en su lista, y reconoció el descubrimiento previo de Bevis cuando supo de él en 1771.

Messier 1 fue bautizada como la «nebulosa del Cangrejo» por Lord Rosse, quien la observó desde el Castillo de Birr en Irlanda alrededor de 1844, debido a un dibujo que hizo en el que parecía un cangrejo. De los primeros observadores, Messier, Bode y William Herschel remarcaron correctamente que la nebulosa no es resoluble en estrellas. Pero otros pensaron que se trataba de un sistema estelar que debería poder resolverse con telescopios más grandes; John Herschel, Lord Rosse, y Lassell en la década de 1850, al parecer, confundieron estructuras filamentosas como resolvibles.

Las observaciones espectroscópicas en el siglo 19 revelaron la naturaleza gaseosa del Cangrejo. La primera foto de M 1 se obtuvo en 1892 con un telescopio de 20 pulgadas. Las primeras investigaciones serias de su espectro, realizadas en 1913-15 por el Observatorio Lowell por el astrónomo Vesto Slipher, mostraron que sus líneas de emisión espectral se dividían. La razón de esto fue posteriormente reconocida como el desplazamiento Doppler: cuando partes de la nebulosa se nos están acercando, sus líneas se desplazan al color, y cuando otras partes se alejan de nosotros, sus líneas se desplazan al rojo.

En 1921, los astrónomos de los observatorios Lowell y Mt. Wilson compararon fotografías separadas por años de la nebulosa del Cangrejo, y encontraron que se expande a alrededor de 0,2″ por año. Siguiendo la expansión hacia atrás se reveló que debía haber comenzado alrededor de 900 años antes. El mismo año, Knut Lundmark señaló la proximidad de M 1 a la supernova de 1054.

En 1949, la nebulosa del Cangrejo fue identificada como una fuerte fuente de radiación de radio, catalogada como Tauro A. Los rayos X de este objeto se detectaron en 1963; la fuente de rayos X fue nombrada Taurus X-1. Las mediciones durante ocultaciones lunares demostraron que la energía emitida por la nebulosa del Cangrejo en rayos-X es aproximadamente 100 veces más que la emitida en luz visible. 

En 1968, una fuente de radio pulsante (catalogada como NP0532 o PSR 0531 + 21), fue detectada en M 1 por astrónomos usando el radiotelescopio de 300 metros del Observatorio de Arecibo en Puerto Rico. Este púlsar fue el primero en ser verificado en la parte óptica del espectro en 1969, cuando los astrónomos del Observatorio Steward en Tucson, Arizona encontraron que destella con el mismo período de 33,085 milisegundos como la radio púlsar. Este púlsar óptico a veces también se refiere a la designación de estrella variable de la supernova, CM Tauri.

Salió a la luz en el año 2007 que el púlsar del Cangrejo había sido encontrado en el verano de 1967 – meses antes de su detección en Arecibo – por el oficial de la Fuerza Aérea de los EE. UU. Charles Schisler en servicio de radar. Posteriormente descubrió varios de otros púlsares; Sin embargo, la USAF decidió no publicar sus hallazgos.

 

Apariencia y ocultaciones

La Nebulosa del Cangrejo se puede encontrar con bastante facilidad, alrededor de 1° al NO de Zeta Tauri, el «Cuerno del Sur» de Tauro, el Toro. Brilla con una magnitud de 8,4, con unas dimensiones aparentes de 6 x 4 arcominutos.

La nebulosa se puede ver fácilmente con un cielo oscuro, pero puede perderse igual de fácilmente en la iluminación de fondo en condiciones menos favorables. M 1 está situada en un bonito campo de la Vía Láctea, y es apenas visible como una mancha tenue con prismáticos 7×50 o 10×50. Con un poco más de aumento, se ve como un parche ovalado nebuloso, rodeado de neblina.

Instrumentos más pequeños verifican la impresión de Messier que M 1 se parece a un tenue cometa sin cola. A partir de telescopios de aproximadamente 4″ de apertura, cierto detalle en su forma se pone de manifiesto, con una sugerencia de estructura moteada o rayada en las partes internas. Sólo en excelentes condiciones y con los telescopios más grandes de al menos 16″ de apertura, se hacen visibles los filamentos y estructura fina.

Como la nebulosa de Cangrejo está situada a sólo 1-1/2 grados de la eclíptica, hay tránsitos de planetas ocasionales, y como ocultaciones por la Luna. Estos tránsitos y ocultaciones se pueden utilizar para analizar tanto la nebulosa como el objeto que pasa por delante de ella. Cuando los rayos X fueron observados por primera vez del Cangrejo, se utilizó una ocultación lunar para determinar la ubicación exacta de su origen, y los tránsitos lunares se han utilizado para mapear las emisiones de rayos X de la nebulosa.

La corona del Sol pasa por delante del Cangrejo cada mes de junio, y fue mapeada a partir de observaciones de las ondas de radio del Cangrejo que pasan a través de ella en los años 1950 y 1960. En 2003, el espesor de la atmósfera de la luna de Saturno, Titán, se midió en 880 km, ya que bloqueaba los rayos X de la nebulosa. El tránsito de Saturno por M1 en 2003 fue el primero desde 1296; otro no se producirá hasta 2267.

 

Propiedades, Púlsar, y Progenitor

Las fotografías tomadas con décadas de diferencia muestran que el Cangrejo se está expandiendo de forma visible. Mediante la comparación de su expansión angular con la velocidad de expansión determinada por espectroscopia, la distancia a la nebulosa ha sido bien determinada en alrededor de 6300 años luz. La Nebulosa del Cangrejo tiene dimensiones físicas de aproximadamente 13 x 11 años luz, y se está expandiendo a unos 1800 km/s. La luminosidad visual de la nebulosa es de más de 1000 soles. Su luminosidad total en todos los rangos espectrales se estima en más de 75000 soles.

La nebulosa consiste en una masa de forma ovalada de filamentos que rodean una región central azul difusa. Los filamentos son los restos de la atmósfera de la estrella progenitora, expulsados por la explosión de una supernova; consisten en gran parte de helio ionizado e hidrógeno, junto con carbono, oxígeno, nitrógeno, hierro, neón y azufre. Los filamentos tienen temperaturas de entre 11000 y 18000 K y densidades de alrededor de 1300 partículas por cm3.

La región interior azul difusa se produce predominantemente mediante radiación sincrotrón. Esta es la radiación emitida por electrones de alta energía, moviéndose en trayectorias curvas en un campo magnético potente a hasta la mitad de la velocidad de la luz. Esta explicación fue propuesta por primera vez por el astrónomo soviético Iosif Shklovski en 1953, y se confirmó tres años más tarde.

La fuente del potente campo magnético es el púlsar en el centro de la nebulosa. Este púlsar es el núcleo colapsado de la estrella que se convirtió en la supernova de 1054. Se trata de una estrella de neutrones que gira rápidamente, más densa que un núcleo atómico, y contiene más de 1,4 masas solares concentradas en un volumen de sólo 30 kilómetros de diámetro. En luz visible, el púlsar tiene magnitud 16ª. Esto significa que esta muy pequeña estrella tiene aproximadamente la misma luminosidad que nuestro sol en la parte visible del espectro. La estrella de neutrones emite pulsos en prácticamente todas las partes del espectro desde un «punto caliente» en su superficie, ya que gira más de 30 veces por segundo.

Al igual que todos los púlsares aislados, su período se está desacelerando muy gradualmente por la interacción magnética con la nebulosa. De vez en cuando su período de rotación muestra cambios bruscos, o «terremotos estelares», causados por cambios repentinos en el interior de la estrella de neutrones. La energía liberada cuando el púlsar se ralentiza es enorme, y ahora es una importante fuente de energía alimentando la nebulosa. Rastrear la expansión de la nebulosa hacia atrás produce constantemente una fecha de creación de varias décadas después de 1054. Esto implica que la expansión se ha acelerado, se cree que causada por la energía del campo magnético del púlsar alimentando la nebulosa.

La producción de energía extrema del pulsar crea una región extraordinariamente dinámica en el centro de la Nebulosa del Cangrejo, cambio en escalas de tiempo de sólo unos pocos días. La característica más dinámica en la parte interior de la nebulosa es el punto en que el viento ecuatorial del púlsar golpea la mayor parte de la nebulosa, formando un frente de choque.

Los modelos teóricos de las explosiones de supernovas sugieren que la estrella que produjo la nebulosa de Cangrejo tenía una masa de entre 9 y 11 soles. Sin embargo, la masa combinada de la nebulosa y el púlsar suman considerablemente menos que este valor predicho. La teoría predominante para dar cuenta de la masa perdida es que una proporción sustancial de la estrella progenitora fue expulsada antes de la supernova por un rápido viento estelar. Sin embargo, esto habría creado un caparazón alrededor de la nebulosa. Aunque se han hecho intentos en varias longitudes de onda diferentes para observar esta cáscara, ninguna se ha encontrado aún.

M1

Telescopio: TS102f5.2 & Cámara: Atik414ex & Fecha: 16/10/20 & Fotos: 12LRGB300s 12Ha600s = 6h

Telescopio: TS102f5.2 & Cámara: Atik414ex & Fecha: 16/10/20 & Fotos: 12Ha600s = 2h
Telescopio: TS102f5.2 & Cámara: Atik414ex & Fecha: 16/10/20 & Fotos: 12LRGB300s 12Ha600s = 6h LHaRGB

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