Nebulosa del Cangrejo
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| Datos de observación (Época J2000.0) |
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|---|---|
| Tipo | Remanente de supernova |
| Ascensión recta | 5h 34,5m |
| declinación | +22° 1,0′ |
| Distancia | 6.300 al |
| Magnitud aparente (V) | +8,4 |
| Tamaño aparente (V) | 6,0 × 4,0 minutos de arco |
| Constelación | Tauro |
| Características físicas | |
| Radio | 3 al |
| Magnitud absoluta (V) | - |
| Otras características | Tiene un púlsar |
| Otras designaciones | M1, NGC 1952 |
La Nebulosa del Cangrejo (también conocida como Objeto Messier 1, Messier 1, M1 o NGC 1952) son los restos de la explosión de una supernova situada en la constelación de Tauro. Se encuentra a aproximadamente 6.300 años luz (al) (1.93 kpc) de distancia de la Tierra, tiene un diámetro de 6 al (1.84 pc) y se expande a una velocidad de 1.500 km/s.
La Nebulosa del Cangrejo fue observada por vez primera en 1731 por John Bevis. La explosión de la supernova fue observada y documentada por astrónomos chinos, árabes y japoneses y ocurrió el 4 de julio del año 1054. La explosión se mantuvo visible durante 22 meses.
En el centro de la nebulosa hay un púlsar, denominado PSR0531+121, que gira a 30 rpm, emitiendo pulsos de radiación que van desde la ondas de radio a rayos gamma. Su descubrimiento produjo la primera evidencia que concluye que las explosiones de supernova producen pulsares.
La nebulosa actúa como una fuente de radiación para estudiar cuerpos celestes que la ocultan. En las décadas de 1950 y 1960, la corona del Sol fue mapeada usando las ondas de radio producidas por la Nebulosa del Cangrejo que pasan a través del Sol, y más recientemente, el espesor de la atmósfera de Titán, satélite de Saturno, fue medido conforme bloqueaba los rayos X producidos por la nebulosa.
Tabla de contenidos |
[editar] Orígenes
Si bien fue observada por vez primera en 1731 por John Bevis, la nebulosa fue redescubierta en 1758 por Charles Messier mientras observaba el paso de un cometa. Messier la catalogó como la primera de su catálogo de objetos celestes similares a un cometa. William Parsons, Lord Rosse, observó la nebulosa en el Castillo de Birr en la década de 1840, refiriéndose al objeto como la Nebulosa del Cangrejo, dado que el dibujo que realizó de éste se asemejaba a un cangrejo.[1]
Al inicio del siglo XX, el análisis de las primeras fotografías de la nebulosa tomadas durante el transcurso de muchos años revelaron que la nebulosa se expandía. Regresando en el tiempo la expansión de la nebulosa se dedujo que ésta se habría formado hacía 900 años antes desde que se observó en la Tierra (dándosele una edad de 7.200 años). Existen documentos históricos que revelan que una estrella muy brillante apareció en el mismo lugar en 1054 descrito por astrónomos chinos y árabes. Tal fue su brillo que se le podía ver durante el día.[2] Es posible que la nueva "estrella" brillante haya sido observada por los anasazi y registrada en petroglifos.[3] Dado su gran distancia, la estrella observada por chinos y árabes sólo pudo haber sido una supernova, una estrella de gran masa que se encuentra en plena explosión, una vez que hubo consumido su fuente de energía por medio de fusión nuclear, colapsándose sobre sí misma.
Recientes investigaciones de documentos históricos han encontrado que la supernova que creó la Nebulosa del Cangrejo ocurrió en abril o principios de mayo, alcanzando un máximo brillo variando de −7 a −4.5 de magnitud aparente (más brillante que cualquier otro objeto celeste con excepción de la Luna en julio). La supernova fue visible a simple vista por alrededor de dos años tras su primera observación.[4]
[editar] Condiciones físicas
En luz visible, la Nebulosa del Cangrejo consiste de una amplia masa de filamentos en forma ovalada, de 6 arcmin de longitud y 4 arcmin de ancho, rodeando una región central de azul difuso (en comparación, la Luna llena cubre 30 arcmin). Los filamentos son los restos de la atmósfera de la estrella progenitora, y consiste principalmente de helio ionizado e hidrógeno, junto con carbón, oxígeno, nitrógeno, hierro, neón y azufre. La temperatura de los filamentos oscila entre los 11.000 a 18.000 K, y sus densidades rondan las 1.300 particulas por cm³.[5]
En 1953, Iosif Shklovsky propuso que la región de azul difuso es predominantemente producida por radiación sincrotónica, que es la radiación electromagnética generada por los electrones viajando en trayectorias curvilíneas a velocidades que alcanzan la mitad de la velocidad de la luz.[6] Tres años más tarde la teoría fue confirmada por medio de observaciones. En la década de 1960 se encontró que la causa de los trayectos curvos de los electrones era el fuerte campo magnético producido por una estrella de neutrones ubicada en el centro de la nebulosa.[7]
La Nebulosa del Cangrejo se expande a una velocidad de 1.500 km/s.[8] Las imágenes tomadas con varios años de diferencia muestran la lenta expansión de la nebulosa, y comparando esta expansión angular con la velocidad determinada por espectroscopía (corrimiento al rojo) se pudo determinar la distancia a la que se encuentra la nebulosa. Observaciones recientes marcan una distancia de 6.300 al con una longitud de 11 al.[9]
Al retroceder su expansión en forma constante se determinó que la fecha de creación de la nebulosa corresponde a varias décadas después del año 1054, lo que implica que su velocidad de expansión se ha acelerado desde que ocurrió la explosión de la supernova.[10] Esta aceleración se cree que es causada por la energía del pulsar que alimenta al campo magnético de la nebulosa, el cual se expande y empuja a los filamentos de la nebulosa fuera de ésta.[11]
Las estimaciones de la masa total de la nebulosa son importantes para estimar la masa de la estrella progenitora de la supernova. Se estima que la cantidad de materia contenida en los filamentos de la Nebulosa del Cangrejo varía entre 1–5 masas solares.[12]
[editar] Estrella central
En el centro de la Nebulosa del Cangrejo existen dos estrellas de brillo débil, una de las cuales es la estrella responsable de la existencia de la nebulosa. Se le identificó en 1942, cuando Rudolf Minkowski encontró que su espectro óptico era muy inusual.[13] En 1949, se encontró que la región alrededor de la estrella era una gran fuente de ondas de radio[14], en 1963 se descubrió que también lo era de rayos X,[15] y fue identificada como uno de los objetos más brillantes en rayos gamma en el cielo en 1967.[16] Luego, en 1968, se descubrió que la estrella emitía su radiación en pulsos rápidos, siendo uno de los primeros pulsares en ser descubierto, y el primer en estar asociado a un resto de supernova.
Los pulsares son poderosas fuentes de radiación electromagnética emitida a través de breves y constantes pulsos por segundo. El descubrimiento de una fuente de radio pulsante en el centro de la Nebulosa del Cangrejo fue evidencia del origen de los púlsares debido a explosiones de supernovas. Actualmente se sabe que es una estrella de neutrones de rápida rotación cuyo poderoso campo magnético concentra emisiones de radiación en haces angostos.
Se estima que el púlsar del Cangrejo tiene un diámetro de 10 km; emite pulsos de radiación cada 33 ms.[17] Los pulsos son emitidos en longitudes de onda dentro del espectro electromagnético, desde ondas de radio hasta rayos X. Como todos los pulsares aislados, su período se está desacelerando gradualmente. Ocasionalmente su periodo rotacional muestra cambios drásticos, llamados 'interferencias', que se creen son originados por repentinos alineamientos dentro de la estrella de neutrones La energía liberada es intensa conforme el púlsar se desacelera, y provoca la emisión de radiación sincrotónica de la Nebulosa del Cangrejo, la cual tiene una luminosidad total 75.000 veces mayor que la del Sol.[18]
La intensa energía emitida por el púlsar crea una región dinámica en el centro de la nebulosa. Si bien la mayoría de los objetos astronómicos evolucionan tan lentamente que los cambios son visibles únicamente en escalas de tiempo de varios años, las partes internas de la nebulosa provocan cambios en escalas de tiempo de sólo apenas unos cuantos días.[19] La parte más dinámica del interior de la nebulosa es aquella donde uno de los chorros polares del púlsar se estrellan en contra del material circundante, formando una onda de choque. La forma y posición de esta parte cambia rápidamente provocado por el viento ecuatorial tomando forma de brizna que se acentúa, brilla y luego se disipa conforme se aleja del púlsar fuera del cuerpo central de la nebulosa.
[editar] Estrella progenitora
La estrella que explota como una supernova es referida como la estrella progenira de la supernova. Existen dos tipos de estrellas que explotan como supernovas: las enanas blancas y las estrellas masivas. En las supernovas Tipo Ia, los gases que caen hacia la enana blanca incrementan la masa por encima de un nivel crítico, llamado límite de Chandrasekhar, provocando una explosión; en las supernovas Tipo Ib/c y Tipo II la estrella progenitora es una estrella masiva que agota su combustible para generar reacciones de fusión nuclear y se colapsa sobre sí misma, alcanzando impresionantes temperaturas que la hacen explotar. La presencia de un púlsar en la Nebulosa del Cangrejo significa que ésta se formó como resultado del colapso del núcleo de una supernova.
Existen modelos de explosiones de supernovas que sugieren que la estrella que explotó para producir la Nebulosa del Cangrejo debió de haber tenido una masa de entre 8 y 12 masas solares. Las estrellas con una masa menor a 8 masas solares son consideradas muy pequeñas para producir explosiones de supernova, mientras aquellas mayores a 12 masas solares producen una nebulosa con una composición química distinta a aquella observada en la Nebulosa del Cangrejo.[20]
Un problema significativo en el estudio de la Nebulosa del Cangrejo radica en que la masa de la nebulosa y del púlsar suman considerablemente menos que la masa estimada de la estrella progenitora, siendo una incógnita por resolver el destino del diferencial de masas.[21] Para estimar la masa de la nebulosa se necesita medir la cantidad total de luz emitida, temperatura y densidad de la nebulosa, resultando para ésta dentro de un rango de 1–5 masas solares, siendo aceptado generalmente un valor de 2–3 masas solares.[20] Se estima que la masa de la estrella de neutrones es de 1,4–2 masas solares.
La teoría predominante que trata sobre la pérdida de material de la nebulosa considera que una proporción significativa de la masa de la estrella progenitora fue expulsada antes de la explosión de supernova en un rápido viento estelar, aunque esto hubiera creado un cascarón alrededor de la nebulosa. Se han llevado a cabo intentos para observar un cascarón usando diferentes longitudes de onda, sin embargo no se ha podido encontrar alguno.[22]
[editar] Referencias
- ↑ Glyn Jones K. (1976), The Search for the Nebulae, Journal of the History of Astronomy, v. 7, p.67
- ↑ Mayall N.U. (1939), The Crab Nebula, a Probable Supernova, Astronomical Society of the Pacific Leaflets, v. 3, p.145
- ↑ SEDS, 1054 Supernova Petrograph.
- ↑ Collins G.W., Claspy W.P., Martin J.C. (1999), Reinterpretation of Historical References to the Supernova of A.D. 1054, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, v. 111, p. 871
- ↑ Fesen R.A., Kirshner R.P. (1982), The Crab Nebula. I - Spectrophotometry of the filaments, Astrophysical Journal, v. 258, p. 1-10
- ↑ Shklovskii, Iosif (1953). On the Nature of the Crab Nebula’s Optical Emission. Doklady Akademii Nauk SSSR 90: 983.
- ↑ Burn B.J. (1973), A synchrotron model for the continuum spectrum of the Crab Nebula, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, v. 165, p. 421
- ↑ Bietenholz M.F., Kronberg P.P., Hogg D.E., Wilson A.S. (1991), The expansion of the Crab Nebula, Astrophysical Journal Letters, vol. 373, p. L59-L62
- ↑ Trimble, V. (1973), The Distance to the Crab Nebula and NP 0532, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, v. 85, p. 579
- ↑ Trimble V. (1968), Motions and Structure of the Filamentary Envelope of the Crab Nebula, Astronomical Journal, v. 73, p. 535
- ↑ Bejger M., Haensel P. (2003), Accelerated expansion of the Crab Nebula and evaluation of its neutron-star parameters, Astronomy and Astrophysics, v.405, p.747-751
- ↑ Fesen R.A., Shull J.M., Hurford A.P. (1997), An Optical Study of the Circumstellar Environment Around the Crab Nebula, Astronomical Journal v.113, p. 354-363
- ↑ Minkowski R. (1942), The Crab Nebula, Astrophysical Journal, v. 96, p.199
- ↑ Bolton J.G., Stanley G.J., Slee O.B. (1949), Positions of three discrete sources of Galactic radio frequency radiation, Nature, v. 164, p. 101
- ↑ Bowyer S., Byram E.T., Chubb T.A., Friedman H. (1964), Lunar Occulation of X-ray Emission from the Crab Nebula, Science, v. 146, pp. 912-917
- ↑ Haymes R.C., Ellis D.V., Fishman G.J., Kurfess J.D., Tucker, W.H. (1968), Observation of Gamma Radiation from the Crab Nebula, Astrophysical Journal, v. 151, p.L9
- ↑ Harnden F.R., Seward F.D. (1984), Einstein observations of the Crab nebula pulsar, Astrophysical Journal, v. 283, p. 279-285
- ↑ Kaufmann W.J. (1996), Universe 4th edition, Freeman press, p. 428
- ↑ Hester J.J., Scowen P.A., Sankrit R., Michel F.C., Graham J.R., Watson A., Gallagher J.S. (1996), The Extremely Dynamic Structure of the Inner Crab Nebula, Bulletin of the American Astronomical Society, Vol. 28, p.950
- ↑ a b Davidson K., Fesen R.A. (1985), Recent developments concerning the Crab Nebula, Annual Review of Astronomy and Astrophysics, v. 23, p. 119-146
- ↑ Fesen R.A., Shull J.M., Hurford A.P. (1997), An Optical Study of the Circumstellar Environment Around the Crab Nebula, Astronomical Journal v.113, p. 354-363
- ↑ Frail D.A., Kassim N.E., Cornwell T.J., Goss W.M. (1995), Does the Crab Have a Shell?, Astrophysical Journal, v. 454, p. L129–L132
[editar] Enlaces externos
- Nebulosa del Cangrejo - SEDS Messier (en inglés)
- Astronomy Picture of the Day (en inglés)
- Vídeos Proyecto Celestia Puedes contemplar un vídeo del paso (simulado) a través de la nebulosa del Cangrejo (vídeo nº 19) y otro sobre el Pulsar del Cangrejo (vídeo nº 21).
