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Catálogo Charles
Messier: Objeto M 1
La Nebulosa del Cangrejo
| Ascensión Recta |
05:34.5 (horas:minutos) |
| Declinación |
+22:01 (grados:minutos) |
| Distancia |
6 300 (años luz) |
| Magnitud Aparente |
8,4 (magnitud) |
| Tamaño Aparente |
6x4 (arc.min) |
M 1
Restos de Supernova M 1 (NGC 1952)
en Taurus
Nebulosa del Cangrejo
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Descubierta en 1731 por el astrónomo británico
amateur John Bevis.
La Nebulosa del Cangrejo es el más visible y famoso resto de supernova
conocido, una nube de gas creado por la explosión de una estrella como
supernova.
La supernova fue registrada el 4 de Julio de 1054 D.C por astrónomos
chinos, y era cuatro veces más brillante que Venus, aproximadamente
magnitud -6. De acuerdo con los registros, fue visible a pleno día
durante 23 días, y 653 días a simple vista en el cielo nocturno. También
fue probablemente registrado por los artistas indios Anasazi (hoy día en
Arizona y Nuevo México), como indican los descubrimientos en el Cañón
Navaho y en White Mesa (ambos en Arizona) así como en el Parque Nacional
del Cañón Chaco (Nuevo México).
La supernova de 1054 también tuvo la designación de estrella
variable CM Tauri. Esta es una de las pocas supernovas observadas a lo
largo de la historia en nuestra Galaxia, la Vía Láctea.
Los restos de la nebulosa fueron descubiertos por
John Bevis
en el año 1731, quien lo añadió a su atlas del cielo, Uranographia
Britannica. Charles Messier la encontró de forma independiente el 28
de Agosto de 1758, cuando estaba buscando el cometa Halley en su primer
retorno pronosticado, y en principio pensó que era el cometa. Por
supuesto, pronto reconoció que no tenía el movimiento propio aparente, y
lo catalogó el 12 de Septiembre de 1758. Fue el descubrimiento de este
objeto el que llevó a Charles Messier a comenzar la compilación de este
catálogo. También fue el descubrimiento de este objeto, el cual tenía un
gran parecido con un cometa (1758 De la Nux, C/1758 K1) en su pequeño
telescopio refractor, lo que le trajo la idea de buscar cometas con
telescopios. Messier reconoció el descubrimiento original
de Bevis cuando tuvo conocimiento del mismo en una carta del 10 de Junio
de 1771.
Aunque el catálogo de Messier fue ante todo compilado para prevenir
confusiones de estos objetos con cometas, M 1 fue de nuevo confundido
con el cometa Halley con la ocasión del segundo retorno pronosticado en
1835.
Esta nebulosa fue bautizada como “Nebulosa del Cangrejo” como motivo de
un dibujo realizado por Lord Rosse en 1844. De los primeros observadores
Messier, Bode y William Herschel comentaron de forma correcta que esta
nebulosa no era posible resolverla en estrellas, pero William Herschel
pensó que era un sistema estelar el cual podría resolverse con
telescopios mayores. John Herschel y Lord Rosse, erróneamente, pensaron
que era difícilmente resoluble en estrellas. Ellos y otros, incluyendo
a Lassell en los 1850s, al parecer confundieron estructuras filamentosas
como indicación de resolubilidad.
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Las primeras observaciones espectroscópicas, por
ejemplo por Winlock, revelaron la naturaleza gaseosa de este objeto a
finales del siglo XIX. La primera fotografía se obtuvo en 1892 con un
telescopio de 50 centímetros. Las primeras investigaciones serias de su
espectro se llevaron a cabo en 1913 por Vesto Slipher; que encontró
que las líneas de emisión espectral tenían divisiones; más tarde se
reconoció que la verdadera razón para esto era el desplazamiento Doppler,
debido a que partes de la nebulosa se estaban acercando a nosotros (las
líneas estaban desplazadas al azul) y otras alejándose (líneas
desplazadas al rojo). Heber D. Curtis, en su descripción de este objeto
basada en las fotografías del Observatorio Lick, la clasificó de forma
dudosa como una nebulosa planetaria, una visión que solo fue refutada en 1933; esta
clasificación incorrecta aún puede encontrarse en muchos manuales modernos.
En 1921, C.O. Lampland del Observatorio Lowell comparando las excelentes
fotografías de la nebulosa obtenidas con el reflector de 105
centímetros, encontró movimientos y cambios notables, también en brillo,
de componentes individuales de la nebulosa, incluyendo cambios
dramáticos en algunas pequeñas regiones cerca del par central de
estrellas. El mismo año, J.C. Duncan del Observatorio del Monte Wilson
comparó placas fotográficas tomadas con una diferencia de 11,5 años, y
encontró que la Nebulosa del Cangrejo se expandía a una media de 0,2
segundos por año; el rastreo de este movimiento mostró que la expansión
debió comenzar hace 900 años. También el
mismo año, Knut Lundmark contrastó la proximidad de la nebulosa con la
supernova de 1054.
En 1942, basándose en investigaciones realizadas con el telescopio
Hooker de 250 centímetros del Monte Wilson, Walter Baade calculó una
cifra más exacta de 760 años desde la expansión, lo cual nos da una
fecha alrededor de 1180; más tarde las investigaciones mejoraron este valor a
aproximadamente 1140. El acontecimiento de la supernova de 1054 muestra
que la expansión ha debido ser acelerada.
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La nebulosa consta del material eyectado por la
explosión de la supernova, el cual ha sido dispersado en un volumen
aproximado de 10 años luz de diámetro, y aún continúa expandiéndose a la
considerable velocidad de 1 800 km/sec. La luz que emite fue analizada mediante
dos principales contribuciones, la primera por Roscoe Frank
Sanford en 1919 basada en investigaciones espectroscópicas (Sanford
1919, confirmadas fotográficamente por Walter Baade y Rudolph Minkowski
en 1930: Primero, un componente rojizo que formaba una caótica red de
brillantes filamentos, el cual tenía un espectro de líneas de emisión
(incluyendo las líneas de hidrógeno) similares a las nebulosas de gas
difuso (o planetarias). El segundo es un fondo difuso azulado el cual
tiene un espectro continuo y consiste en radiación sincrotrónica
de alta polarización, que es emitido por electrones de alta energía
(movimiento rápido) en un potente campo magnético, la primera
explicación para esto la propuso en astrónomo soviético J. Shklovsky (1953)
y respaldado por las observaciones de Jan H. Oort and T. Walraven
(1956). La radiación sincrotrónica también está presente en otros
procesos “explosivos” en el cosmos, por ejemplo en el núcleo activo de
la galaxia irregular M 82 y en el peculiar chorro de la galaxia elíptica
gigante M 87. Estas impactantes propiedades de la Nebulosa del Cangrejo
en la luz visible son igualmente evidentes en las imágenes
post-procesadas por
David Malin
del Observatorio Anglo-Australiano, y la imagen de
Paul Scowen
obtenida en el Monte Palomar.
En 1948, se identificó la Nebulosa del Cangrejo como una poderosa fuente
de radiación, nombrada y listada como Taurus A y más tarde como 3C 144.
Los rayos X de este objeto fueron detectados en Abril de 1963 con un
cohete de gran altitud de tipo Aerobee con un detector de rayos X
desarrollado por el Laboratorio de Investigación Naval; la fuente de
rayos X se llamó Taurus X-1. Las medidas durante la ocultación lunar de
la Nebulosa del Cangrejo del 5 de Julio de 1964, y las repeticiones en
1974 y 1975, demostraron que los rayos X provenían de una región de al
menos 2 minutos de arco de tamaño, y que la energía emitida en rayos X
por la Nebulosa del Cangrejo era 100 veces mayor que la emitida en la
luz visible. Sin embargo, incluso la luminosidad de la nebulosa en la
luz visible es enorme: a una distancia de 6 300 años luz (distancia
bastante bien determinada por Virginia Trimble (1973)), su brillo
aparente corresponde a una magnitud absoluta de -3,2, o más de 1 000
veces la luminosidad solar. Esta luminosidad global en todos los rangos
del espectro fue estimada en ¡100 000 luminosidades solares o 5*10^38
ergios/s!.
El 9 de Noviembre de 1968, se descubrió una fuente de radio pulsante, el
Pulsar del Cangrejo (también catalogado como NP0532, 'NP' por NRAO
Pulsar, o PSR 0531+21), en M 1 por los astrónomos del Observatorio de
Arecibo con el radio telescopio de 300 metros de Puerto Rico. Este pulsar fue el primero en ser
verificado en la parte óptica del espectro, cuando W.J. Cocke, M.J.
Disney y D.J. Taylor del Observatorio Steward, en Tucson, Arizona
encontraron destellos con el mismo periodo de 33,085 milisegundos del
pulsar de radio gracias al telescopio de 90 centímetros del Pico Kitt;
este descubrimiento se realizó el 15 de Enero de 1969 a las 9:30 pm hora
local (16 de Enero de 1969, 3:30 UT, de acuerdo con Simon Mitton). A
este pulsar óptico a veces se le llama por la designación de estrella
variable de la supernova, CM Tauri.
Se ha establecido que este pulsar es una estrella de neutrones de
rotación rápida: ¡rota a una velocidad de cerca de 30 veces por
segundo!. Este periodo ha sido muy bien investigado debido a que la
estrella de neutrones emite pulsos en virtualmente todas las partes del
espectro electromagnético, desde un 'punto caliente' en su superficie.
La estrella de neutrones es un objeto extremadamente denso, más denso
que el núcleo de un átomo, concentrando más de la masa solar en un
volumen de 30 kilómetros. Su rotación está decelerando lentamente debido
a la interacción magnética con la nebulosa; esta es ahora una principal
fuente de energía que hace que la nebulosa brille; como dijimos
previamente, esta fuente de energía es 100 000 más energética que el
Sol.
En la luz visible, el pulsar tiene una magnitud aparente de 16. Esto
significa que esta diminuta estrella está aproximadamente en una
magnitud absoluta de +4,5, ¡lo que es la misma luminosidad que nuestro
Sol en la parte visible del espectro!
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Jeff Hester y
Paul Scowen
han usado el Telescopio Espacial Hubble para investigar la
Nebulosa del Cangrejo M 1. Sus constantes investigaciones con el HST han provisto de una nueva
visión de la dinámica y cambios de la Nebulosa y Pulsar del Cangrejo.
Más recientemente se ha investigado el Corazón del Cangrejo por los
astrónomos del HST.
Este objeto ha atraído tanto interés que a los astrónomos se les puede
dividir en dos grupos del mismo tamaño aproximado: Los que trabajan en
la Nebulosa del Cangrejo y los que no. Se celebró un “Simposio de la
Nebulosa del Cangrejo' en Flagstaff, Arizona en Junio de 1969.
Simon Mitton escribió un gran libro en
1978 acerca de la Nebulosa del Cangrejo M 1, el cual aún es más
interesante e informativo (es también fuente de alguna de la información
incluida aquí).
La Nebulosa del Cangrejo puede encontrarse con bastante facilidad a
partir de Zeta Tauri (o 123 Tauri), el 'Cuerno Sur' del Toro, una
estrella de tercera magnitud la cual puede encontrarse fácilmente al
Este-Noreste de Aldebarán (Alfa Tauri). M 1 se encuentra más o menos a 1
grado Norte y 1 grado Oeste de Zeta, ligeramente al sur y
aproximadamente medio grado al Oeste de la estrella de magnitud 6,
Struve 742.
La nebulosa puede verse bien bajo un cielo oscuro y despejado, pero
puede ser igualmente fácil perderla con el fondo de la iluminación en
condiciones menos favorables. M 1 es visible como una mancha tenue con
unos binoculares 7x50 o 10x50. Con un poco más de aumento, puede verse
como una mancha ovalada, rodeada por un halo. En telescopios a
partir de 10 centímetros de apertura, comienzan a aparecer algunos
detalles de su forma, con algunos indicios de estructuras de puntos o
rayas en la zona central de la nebulosa; John Mallas informa que bajo
condiciones excelentes, un observador experto puede ver a través de la
porción interior de la nebulosa. Los aficionados pueden comprobar la
impresión de Messier de que M 1 efectivamente parece un débil comenta
sin cola en pequeños instrumentos. Solo bajo excelentes condiciones y
con mayores telescopios, a partir de 40 centímetros de apertura,
empiezan a hacerse visibles los filamentos estructuras finas.
Como la Nebulosa del Cangrejo se sitúa solo a 1 grado y medio de la
eclíptica, existen frecuentes conjunciones y ocasionales tránsitos de
planetas, así como ocultaciones por parte de la Luna (algunas de las
mismas mencionadas más arriba).
M 1 se sitúa en un bonito campo de la Vía Láctea. La estrella Zeta Tauri
es tan extraordinaria como la estrella de tipo variable Gamma
Cassiopeiae, una estrella giratoria bastante rápida con un espectro del
tipo B4 III pe la cual ha eyectado una cubierta de gas expansivo, y
tiene una débil estrella compañera espectroscópica en una órbita de
aproximadamente 133 días de periodo. Precediendo a M 1 dos minutos (o
medio grado) en Ascensión Recta se encuentra Struve 742 o ADS 4200, otra
estrella binaria con componentes A (mag 7,2, espectro F8, de color
amarillo) y B (mag 7,8, blanca) separadas por más o menos 3,6' en la
posición de ángulo 272 grados, y orbitando cada una a la otra cada 3 000
años.
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