Nebulosa del Cangrejo
Antecedentes
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| Nebulosa del Cangrejo | |
|---|---|
 M1, la Nebulosa del Cangrejo. Cortesía de NASA / ESA | |
| Datos Observación: J2000.0 época | |
| Tipo | Remanente de la supernova |
| Ascensión Recta | 05 h 34 m 31.97 s |
| Declinación | + 22 ° 00 '52.1 " |
| Distancia | 6,5 ± 1,6 kly (2,0 ± 0,5 kpc) |
| Magnitud aparente (V) | 8.4 |
| Dimensiones aparentes (V) | 420 "× 290" |
| Constelación | Tauro |
| Características físicas | |
| Radio | 6,5 ± 1,5 ly |
| Magnitud absoluta (V) | -3,1 ± 0,5 |
| Características notables | Óptico púlsar |
| Otras designaciones | M1, NGC 1952, Sharpless 244 |
Ver también: Nebulosa difusa, Las listas de las nebulosas | |
La Nebulosa del Cangrejo (designaciones catálogo M1, NGC 1952, Taurus A) es una remanente de supernova y nebulosa de viento púlsar en el constelación de Tauro. La nebulosa fue observada por primera vez en el mundo occidental en 1731 por John Bevis, y corresponde a una supernova brillante que fue grabado por Chino y Los astrónomos árabes en 1054. Situado a una distancia de alrededor de 6500 años luz (2 kpc) de la Tierra , la nebulosa tiene un diámetro de 11 ly (3.4 pc) y se está expandiendo a un ritmo de unos 1.500 kilómetros por segundos.
En el centro de la nebulosa se encuentra el Pulsar del Cangrejo, un estrella de neutrones en rotación, que emite pulsos de la radiación de rayos gamma a ondas de radio con una velocidad de giro de 30,2 veces por segundo. La nebulosa fue el primer objeto astronómico identificado con una explosión de supernova histórica.
Los actos nebulosa como una fuente de radiación para el estudio de los cuerpos celestes que ocultistas. En los años 1950 y 1960, el Sun 's corona fue mapeado a partir de observaciones de ondas de radio del cangrejo que pasan a través de ella, y, más recientemente, el espesor de la atmósfera de Saturno luna 's Titán se midió como bloqueaba Los rayos X de la nebulosa.
Orígenes
Observado por primera vez en 1731 por John Bevis, la Nebulosa del Cangrejo se corresponde con la brillante SN 1054 supernova que fue grabado por Chino y Los astrónomos árabes en 1054. La nebulosa fue redescubierta independientemente en 1758 por Charles Messier lo que estaba observando un brillante cometa . Messier catalogó como la primera entrada en su catálogo de objetos en forma de cometa. La Conde de Rosse observó la nebulosa en Castillo de Birr en la década de 1840, y se refirió al objeto como la Nebulosa del Cangrejo, porque un dibujo que hizo de que parecía un cangrejo.
En el siglo 20, el análisis de los principios fotografías de la nebulosa tomado varios años de diferencia reveló que se estaba expandiendo. Determinación de la expansión hacia atrás reveló que la nebulosa debió hacerse visible en la Tierra hace unos 900 años. Los registros históricos revelan que una nueva estrella lo suficientemente brillante para ser visto durante el día se había registrado en la misma parte del cielo por los astrónomos chinos y árabes en 1054 Dado su gran distancia, el día "estrella invitada" observada por los chinos y los árabes podían sólo han sido una supernova -a masiva, la explosión de la estrella, después de haber agotado su suministro de energía a partir de la fusión nuclear y se derrumbó sobre sí mismo.
Recientes análisis de los registros históricos han encontrado que la supernova que creó la Nebulosa del Cangrejo probablemente ocurrió en abril o principios de mayo, llegando a su máximo brillo de entre magnitud aparente -7 y -4,5 (brillante que todo en el cielo de la noche, excepto la Luna ) en julio. La supernova fue visible para el a simple vista por cerca de dos años después de su primera observación. Gracias a las observaciones registradas del Lejano Oriente y los astrónomos de Oriente Medio de 1054, Nebulosa del Cangrejo se convirtió en el primer objeto astronómico reconocido como conectada a una explosión de supernova.
Las condiciones físicas
En luz visible , la Nebulosa del Cangrejo se compone de una amplia masa de forma ovalada de filamentos, alrededor de 6 minutos de arco largo y 4 minutos de arco de ancho (en comparación, la luna llena se encuentra a 30 minutos de arco de diámetro) que rodean una zona central azul difusa. En tres dimensiones, se cree que la nebulosa que ser en forma de esferoide alargado. Los filamentos son los restos de la atmósfera de la estrella progenitora, y consisten principalmente en ionizado de helio y de hidrógeno , junto con el carbono , oxígeno , nitrógeno , hierro , neón y azufre . Temperaturas Los filamentos "son típicamente entre 11.000 y 18.000 K , y sus densidades son alrededor de 1.300 partículas por cm³.
En 1953 Iosif Shklovski propuso que la región azul difuso se produce predominantemente por radiación sincrotrón, que se administra la radiación fuera de la curva de electrones que se mueven a velocidades de hasta la mitad de la velocidad de la luz . Tres años después, la teoría fue confirmada por observaciones. En los años 1960 se encontró que la fuente de las trayectorias curvadas de electrones fue el fuerte campo magnético producido por una estrella de neutrones en el centro de la nebulosa.
Distancia
Irónicamente, a pesar de la Nebulosa del Cangrejo es el foco de mucha atención entre los astrónomos, la distancia sigue siendo una cuestión abierta debido a las incertidumbres en cada método utilizado para estimar su distancia. En 2008, el consenso general es que su distancia a la Tierra es de 2,0 ± 0,5 kpc (6,5 ± 1,6 kly). La Nebulosa del Cangrejo está ampliando hacia el exterior a unos 1.500 km / s. Las imágenes tomadas en varios años de diferencia revelan la lenta expansión de la nebulosa, y comparando esta expansión angular con su espectroscópica velocidad de expansión determinado, la distancia a la nebulosa se pueden estimar. En 1973, un análisis de los diferentes métodos utilizados para calcular la distancia a la nebulosa llegó a una conclusión acerca de 6.300 ly. A lo largo de su dimensión visible más larga, mide aproximadamente 13 ± 3 ly ancho.
Rastreando su expansión produce constantemente una fecha para la creación de la nebulosa varias décadas después de 1054, lo que implica que su velocidad hacia el exterior se ha acelerado desde la explosión de la supernova. Se cree que esta aceleración que es causada por la energía del púlsar que se alimenta en el campo magnético de la nebulosa, que se expande y se obliga a los filamentos de la nebulosa hacia el exterior.
Masa
Las estimaciones de la masa total de la nebulosa son importantes para la estimación de la masa de la estrella progenitora de la supernova. La cantidad de materia contenida en los filamentos de la Nebulosa del Cangrejo (masa eyecciones de gas ionizado y neutro; sobre todo helio ) se estima en 4,6 ± 1,8 M ☉.
Toro rico en helio
Uno de los muchos componentes nebulares (o anomalías) del Cangrejo es un rico en helio toro que es visible como una banda de este a oeste cruzando la región púlsar. El toro compone aproximadamente el 25% de las eyecciones visible y se compone de aproximadamente 95% de helio. Hasta el momento, no ha habido ninguna explicación plausible poner adelante para la estructura del toro.
Estrella central
En el centro de la Nebulosa del Cangrejo son dos estrellas débiles, uno de los cuales es la estrella responsable de la existencia de la nebulosa. Fue identificado como tal en 1942, cuando Rudolf Minkowski encontró que su espectro óptico era extremadamente inusual. La región alrededor de la estrella resultó ser una poderosa fuente de ondas de radio en 1949 y los rayos X en 1963, y fue identificado como uno de los objetos más brillantes del cielo en rayos gamma en 1967. Luego, en 1968, la estrella se encontró estar emitiendo su radiación en pulsos rápidos, convirtiéndose en uno de los primeros púlsares por descubrir.
Pulsars son fuentes potentes de radiación electromagnética , emitidos en pulsos cortos y extremadamente regulares muchas veces por segundo. Fueron un gran misterio cuando descubrió en 1967, y el equipo que identificó el primero consideró la posibilidad de que podría ser una señal de una civilización avanzada. Sin embargo, el descubrimiento de una fuente de radio pulsante en el centro de la Nebulosa del Cangrejo era fuerte evidencia de que los púlsares fueron formados por explosiones de supernovas. Ahora se entiende que están en rápida rotación las estrellas de neutrones, cuya poderosa campo magnético concentra sus emisiones de radiación en haces estrechos.
El Púlsar del Cangrejo se cree que es aproximadamente 28-30 km de diámetro; que emite pulsos de radiación cada 33 milisegundos. Los pulsos son emitidos en longitudes de onda a través de la espectro electromagnético, desde las ondas de radio a los rayos X. Como todos los púlsares aislados, su período se está desacelerando gradualmente. De vez en cuando, su período de rotación muestra los cambios bruscos, conocidos como "fallos ', que se cree que es causada por una realineación repentina dentro de la estrella de neutrones. La energía liberada como el púlsar se ralentiza es enorme, y que los poderes de la emisión de la radiación sincrotrón de la Nebulosa del Cangrejo, que tiene un total luminosidad aproximadamente 75.000 veces mayor que la del Sol
Producción de energía extrema del púlsar crea una región extraordinariamente dinámico en el centro de la Nebulosa del Cangrejo. Aunque la mayoría de los objetos astronómicos evolucionan tan lentamente que los cambios son visibles sólo en escalas de tiempo de muchos años, las partes internas de los Cangrejo muestran cambios en escalas de tiempo de sólo unos pocos días. La característica más dinámico en la parte interior de la nebulosa es el punto donde critica viento ecuatoriales del pulsar en la mayor parte de la nebulosa, formando una frente de choque. La forma y posición de esta función desplaza rápidamente, con el viento ecuatorial que aparece como una serie de características-wisp como la más pronunciada, aclaran, a continuación, se desvanecen a medida que se alejan del púlsar que así fuera en el cuerpo principal de la nebulosa.
Estrella progenitora
La estrella que explotó como supernova se conoce como progenitor estrella de la supernova. Hay dos tipos de estrellas explotan como supernovas: las enanas blancas y estrellas masivas. En la llamada Supernovas de tipo Ia, los gases que caen sobre una enana blanca aumentan su masa hasta que se acerca a un nivel crítico, el Límite de Chandrasekhar, lo que resulta en una explosión; en Tipo Ib / c y Tipo II supernovas, la estrella progenitora es una estrella masiva que se queda sin combustible para alimentar su reacciones de fusión nuclear y colapsa sobre sí mismo, llegando a tales fenomenales temperaturas que explota. La presencia de un pulsar en el Cangrejo significa que debe haberse formado en una supernova de colapso de núcleo; Las supernovas de tipo Ia no producen pulsares.
Los modelos teóricos de las explosiones de supernovas sugieren que la estrella que explotó para producir la nebulosa del Cangrejo debe haber tenido una masa de entre 9 y 11 M ☉. Las estrellas con masas inferiores a 8 masas solares se cree que son demasiado pequeñas para producir las explosiones de supernovas, y poner fin a sus vidas mediante la producción de una nebulosa planetaria en su lugar, mientras que una estrella más pesada de 12 masas solares se habrían producido una nebulosa con una composición química diferente a la observado en el Cangrejo.
Un problema importante en los estudios de la Nebulosa del Cangrejo es que la masa combinada de la nebulosa y el pulsar suman considerablemente menor que la masa predicha de la estrella progenitora, y la cuestión de dónde está la "masa faltante 'sigue sin resolverse. Las estimaciones de la masa de la nebulosa se hacen midiendo la cantidad total de luz emitida, y el cálculo de la masa necesaria, dada la temperatura medida y la densidad de la nebulosa. Las estimaciones van desde aproximadamente 1-5 masas solares, con 2-3 masas solares es el valor generalmente aceptado. La masa de la estrella de neutrones se estima entre 1,4 y 2 masas solares.
La teoría predominante para dar cuenta de la masa perdida del Cangrejo es que una proporción sustancial de la masa de la progenitora fue llevado antes de la explosión de la supernova de una forma rápida viento estelar. Sin embargo, esto habría creado una capa alrededor de la nebulosa. Aunque se ha intentado en varias longitudes de onda diferentes para observar una concha, ninguno ha sido encontrado.
Los tránsitos de cuerpos del sistema solar
La Nebulosa del Cangrejo se ubica aproximadamente 1½ ° lejos de la eclíptica-plano de la órbita de la Tierra alrededor del Sol Esto significa que la Luna - y, en ocasiones, los planetas - puede tránsito o a ocultar la nebulosa. Aunque el Sol no transita la nebulosa, su corona pasa por delante de ella. Estos tránsitos y ocultaciones se pueden utilizar para analizar tanto la nebulosa y el objeto que pasa por delante de él, observando cómo la radiación de la nebulosa se ve alterada por el cuerpo en tránsito.
Tránsitos lunares se han utilizado para trazar las emisiones de rayos X de la nebulosa. Antes del lanzamiento de satélites de rayos X de observación, como el Observatorio de rayos X Chandra, observaciones de rayos X por lo general tenían bastante baja resolución angular, pero cuando la Luna pasa por delante de la nebulosa, su posición es conocida con mucha precisión, por lo que las variaciones en el brillo de la nebulosa se puede utilizar para crear mapas de emisión de rayos-X. Cuando los rayos X se observaron primero del Cangrejo, se utilizó una ocultación lunar para determinar la ubicación exacta de su origen.
Corona del Sol pasa por delante del Cangrejo cada mes de junio. Las variaciones en las ondas de radio recibidas desde el cangrejo en este momento pueden utilizarse para inferir detalles acerca de la densidad y la estructura de la corona. Las primeras observaciones establecieron que la corona se extendía a distancias mucho mayores que previamente se había pensado; observaciones posteriores encontraron que la corona contenía variaciones sustanciales densidad.
En muy raras ocasiones, Saturno transita la Nebulosa del Cangrejo. Su tránsito en 2003 fue la primera desde 1296; otro no ocurrirá hasta 2267. Los observadores utilizaron el Observatorio de Rayos X Chandra para observar la luna de Saturno Titán, ya que cruzó la nebulosa, y encontró que de Titán de rayos X "sombra" era más grande que su superficie sólida, debido a la absorción de los rayos X en su atmósfera. Estas observaciones mostraron que el espesor de la atmósfera de Titán es de 880 kilómetros. El tránsito de Saturno en sí no se pudo observar, porque Chandra estaba pasando por la Cinturones de Van Allen en el momento.
