Nebulosa del Cangrejo
La Nebulosa del Cangrejo (designaciones de catálogo M1, NGC 1952, Tauro A) es una nebulosa de viento púlsar y remanente de supernova en la constelación de Tauro. El nombre común proviene de William Parsons, tercer conde de Rosse, quien observó el objeto en 1842 usando un telescopio de 91 cm (36 pulgadas) y produjo un dibujo que se parecía un poco a un cangrejo. La nebulosa fue descubierta por el astrónomo inglés John Bevis en 1731 y corresponde a una supernova brillante registrada por astrónomos chinos en 1054. La nebulosa fue el primer objeto astronómico identificado que corresponde a una explosión de supernova histórica.
Con una magnitud aparente de 8,4, comparable a la de Titán, la luna de Saturno, no es visible a simple vista, pero se puede distinguir con binoculares en condiciones favorables. La nebulosa se encuentra en el brazo de Perseo de la galaxia de la Vía Láctea, a una distancia de aproximadamente 2,0 kiloparsecs (6500 ly) de la Tierra. Tiene un diámetro de 3,4 parsecs (11 ly), que corresponde a un diámetro aparente de unos 7 minutos de arco, y se expande a una velocidad de unos 1500 kilómetros por segundo (930 mi/s), o el 0,5 % de la velocidad de la luz.
En el centro de la nebulosa se encuentra el Pulsar del Cangrejo, una estrella de neutrones de 28 a 30 kilómetros (17 a 19 mi) de ancho con una velocidad de giro de 30,2 veces por segundo, que emite pulsos de radiación de rayos gamma a ondas de radio. Con energías de rayos X y rayos gamma por encima de 30 keV, la Nebulosa del Cangrejo es generalmente la fuente de rayos gamma persistente más brillante del cielo, con un flujo medido que se extiende por encima de 10 TeV. La radiación de la nebulosa permite un estudio detallado de los cuerpos celestes que la ocultan. En las décadas de 1950 y 1960, se cartografió la corona del Sol a partir de las observaciones de las ondas de radio de la Nebulosa del Cangrejo que la atraviesan, y en 2003 se midió el espesor de la atmósfera de la luna Titán de Saturno. ya que bloqueó los rayos X de la nebulosa.
Historial de observación
La comprensión moderna de que la Nebulosa del Cangrejo fue creada por una supernova se remonta a 1921, cuando Carl Otto Lampland anunció que había visto cambios en la estructura de la nebulosa. Este finalmente llevó a la conclusión de que la creación de la Nebulosa del Cangrejo corresponde a la brillante supernova SN 1054 registrada por los astrónomos medievales en el año 1054 d.C.
Primera identificación
La Nebulosa del Cangrejo fue identificada por primera vez en 1731 por John Bevis. La nebulosa fue redescubierta de forma independiente en 1758 por Charles Messier mientras observaba un cometa brillante. Messier lo catalogó como la primera entrada en su catálogo de objetos similares a cometas; en 1757, Alexis Clairaut reexaminó los cálculos de Edmund Halley y predijo el regreso del cometa Halley a fines de 1758. La hora exacta del regreso del cometa requería la consideración de las perturbaciones en su órbita causadas por los planetas en el Sistema Solar como Júpiter, que Clairaut y sus dos colegas Jérôme Lalande y Nicole-Reine Lepaute realizaron con mayor precisión que Halley, encontrando que el cometa debería aparecer en la constelación de Tauro. Fue en la búsqueda en vano del cometa que Charles Messier encontró la Nebulosa del Cangrejo, que al principio pensó que era el cometa Halley. Después de algunas observaciones, notando que el objeto que estaba observando no se movía por el cielo, Messier concluyó que el objeto no era un cometa. Messier se dio cuenta entonces de la utilidad de compilar un catálogo de objetos celestes de naturaleza nubosa, pero fijos en el cielo, para evitar catalogarlos incorrectamente como cometas. Esta realización lo llevó a compilar el "catálogo Messier".
William Herschel observó la Nebulosa del Cangrejo en numerosas ocasiones entre 1783 y 1809, pero no se sabe si sabía de su existencia en 1783 o si la descubrió independientemente de Messier y Bevis. Después de varias observaciones, concluyó que estaba compuesto por un grupo de estrellas. William Parsons, tercer conde de Rosse, observó la nebulosa en el castillo de Birr en 1844 con un telescopio de 36 pulgadas (0,9 m) y se refirió al objeto como la "nebulosa del cangrejo" porque un dibujo que hizo de él parecía un cangrejo. Lo observó de nuevo más tarde, en 1848, usando un telescopio de 72 pulgadas (1,8 m), pero no pudo confirmar el supuesto parecido, pero el nombre se mantuvo de todos modos.
Conexión a SN 1054
La Nebulosa del Cangrejo fue el primer objeto astronómico reconocido como conectado a una explosión de supernova. A principios del siglo XX, el análisis de las primeras fotografías de la nebulosa tomadas con varios años de diferencia reveló que se estaba expandiendo. Rastrear la expansión hacia atrás reveló que la nebulosa debe haberse vuelto visible en la Tierra unos 900 años antes. Los registros históricos revelaron que una nueva estrella lo suficientemente brillante como para ser vista durante el día había sido registrada en la misma parte del cielo por astrónomos chinos el 4 de julio de 1054, y probablemente también por observadores japoneses.
En 1913, cuando Vesto Slipher registró su estudio espectroscópico del cielo, la Nebulosa del Cangrejo fue nuevamente uno de los primeros objetos en ser estudiados. Los cambios en la nube, lo que sugiere su pequeña extensión, fueron descubiertos por Carl Lampland en 1921. Ese mismo año, John Charles Duncan demostró que el remanente se está expandiendo, mientras que Knut Lundmark notó su proximidad a la estrella invitada de 1054.
En 1928, Edwin Hubble propuso asociar la nube con la estrella de 1054, idea que siguió siendo controvertida hasta que se entendió la naturaleza de las supernovas, y fue Nicholas Mayall quien indicó que la estrella de 1054 fue sin duda la supernova cuya explosión produjo la Nebulosa del Cangrejo. La búsqueda de supernovas históricas comenzó en ese momento: se han encontrado otros siete avistamientos históricos comparando observaciones modernas de restos de supernovas con documentos astronómicos de siglos pasados.
Después de la conexión original con las observaciones chinas, en 1934 se establecieron conexiones con una referencia japonesa del siglo XIII a una "estrella invitada" en Meigetsuki unas semanas antes de la referencia china. Durante mucho tiempo se consideró que el evento no estaba registrado en la astronomía islámica, pero en 1978 se encontró una referencia en una copia del siglo XIII hecha por Ibn Abi Usaibia de un trabajo de Ibn Butlan, un médico cristiano nestoriano activo en Bagdad en el momento de la supernova.
Dada su gran distancia, la "estrella invitada" observada por los chinos solo pudo haber sido una supernova: una estrella masiva en explosión que había agotado su suministro de energía de la fusión nuclear y se había derrumbado sobre sí misma. Análisis recientes de registros históricos han encontrado que la supernova que creó la Nebulosa del Cangrejo probablemente apareció en abril o principios de mayo, alcanzando su brillo máximo de entre magnitud aparente −7 y −4,5 (más brillante incluso que Venus −4,2 y todo lo que hay en ella). el cielo nocturno excepto la Luna) en julio. La supernova fue visible a simple vista durante unos dos años después de su primera observación.
Púlsar Cangrejo
En la década de 1960, debido a la predicción y el descubrimiento de púlsares, la Nebulosa del Cangrejo volvió a convertirse en un importante centro de interés. Fue entonces cuando Franco Pacini predijo por primera vez la existencia del Pulsar del Cangrejo, lo que explicaría el brillo de la nube. La estrella fue observada poco después, en 1968. El descubrimiento del Pulsar del Cangrejo y el conocimiento de su edad exacta (casi al día) permite verificar las propiedades físicas básicas de estos objetos, como la edad característica y la luminosidad de espín hacia abajo., los órdenes de magnitud involucrados (en particular, la fuerza del campo magnético), junto con varios aspectos relacionados con la dinámica del remanente. El papel de esta supernova para la comprensión científica de los restos de supernova fue crucial, ya que ninguna otra supernova histórica creó un púlsar cuya edad precisa se conoce con certeza. La única posible excepción a esta regla sería SN 1181, cuyo supuesto remanente 3C 58 alberga un púlsar, pero se cuestiona su identificación utilizando observaciones chinas de 1181.
La parte interna de la Nebulosa del Cangrejo está dominada por una nebulosa de viento púlsar que envuelve al púlsar. Algunas fuentes consideran que la Nebulosa del Cangrejo es un ejemplo tanto de una nebulosa de viento púlsar como de un remanente de supernova, mientras que otras separan los dos fenómenos en función de las diferentes fuentes de producción de energía y comportamiento.
Fuente de rayos gamma de alta energía
La Nebulosa del Cangrejo fue el primer objeto astrofísico que se confirmó que emite rayos gamma en la banda de muy alta energía (VHE) por encima de los 100 GeV de energía. La detección de VHE se llevó a cabo en 1989 por el telescopio de rayos gamma de 10 m del Observatorio Whipple, que abrió la ventana de rayos gamma de VHE y condujo a la detección de numerosas fuentes de VHE desde entonces.
En 2019, se observó que la Nebulosa del Cangrejo emitía rayos gamma por encima de los 100 TeV, lo que la convirtió en la primera fuente identificada más allá de los 100 TeV.
Parámetros físicos
En luz visible, la Nebulosa del Cangrejo consiste en una masa de filamentos de forma ovalada amplia, de unos 6 minutos de arco de largo y 4 minutos de arco de ancho (en comparación, la luna llena tiene 30 minutos de arco de ancho) que rodean una región central azul difusa. En tres dimensiones, se cree que la nebulosa tiene la forma de un esferoide achatado (estimado a 1.380 pc/4.500 ly de distancia) o un esferoide alargado (estimado a 2.020 pc/6.600 ly de distancia). Los filamentos son los restos de la atmósfera de la estrella progenitora y consisten principalmente en helio e hidrógeno ionizados, junto con carbono, oxígeno, nitrógeno, hierro, neón y azufre. Los filamentos' las temperaturas suelen oscilar entre 11 000 y 18 000 K, y sus densidades son de unas 1300 partículas por cm3.
En 1953, Iosif Shklovsky propuso que la región azul difusa es producida predominantemente por radiación de sincrotrón, que es la radiación emitida por el movimiento curvo de los electrones en un campo magnético. La radiación correspondía a electrones moviéndose a velocidades de hasta la mitad de la velocidad de la luz. Tres años más tarde, la teoría fue confirmada por las observaciones. En la década de 1960 se descubrió que la fuente de las trayectorias curvas de los electrones era el fuerte campo magnético producido por una estrella de neutrones en el centro de la nebulosa.
Distancia
Aunque la Nebulosa del Cangrejo es el centro de mucha atención entre los astrónomos, su distancia sigue siendo una pregunta abierta, debido a las incertidumbres en todos los métodos utilizados para estimar su distancia. En 2008, el consenso fue que su distancia a la Tierra es de 2,0 ± 0,5 kpc (6500 ± 1600 ly). A lo largo de su dimensión visible más larga, mide alrededor de 4,1 ± 1 pc (13 ± 3 ly) de ancho.
La Nebulosa del Cangrejo actualmente se está expandiendo hacia el exterior a unos 1500 km/s (930 mi/s). Las imágenes tomadas con varios años de diferencia revelan la lenta expansión de la nebulosa, y al comparar esta expansión angular con su velocidad de expansión determinada espectroscópicamente, se puede estimar la distancia de la nebulosa. En 1973, un análisis de muchos métodos utilizados para calcular la distancia a la nebulosa llegó a una conclusión de aproximadamente 1,9 kpc (6300 ly), consistente con el valor citado actualmente.
El Pulsar del Cangrejo en sí mismo fue descubierto en 1968 por la Dra. Susan Jocelyn Bell. Rastrear su expansión (suponiendo una disminución constante de la velocidad de expansión debido a la masa de la nebulosa) arrojó una fecha para la creación de la nebulosa varias décadas después de 1054, lo que implica que su velocidad hacia el exterior se ha desacelerado menos de lo supuesto desde la explosión de la supernova.. Se cree que esta desaceleración reducida es causada por la energía del púlsar que alimenta el campo magnético de la nebulosa, que se expande y fuerza los filamentos de la nebulosa hacia afuera.
Masa
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 (masa expulsada de gas ionizado y neutro; principalmente helio) es 4.6±1.8 M☉.
Toroide rico en helio
Uno de los muchos componentes nebulares (o anomalías) de la Nebulosa del Cangrejo es un toroide rico en helio que se ve como una banda de este a oeste que cruza la región del púlsar. El toro compone alrededor del 25% de la eyección visible. Sin embargo, se sugiere por cálculo que aproximadamente el 95% del toro es helio. Hasta el momento, no se ha presentado ninguna explicación plausible para la estructura del toro.
Estrella central
En el centro de la Nebulosa del Cangrejo hay dos estrellas débiles, una de las cuales es la estrella responsable de la existencia de la nebulosa. Fue identificado como tal en 1942, cuando Rudolf Minkowski descubrió que su espectro óptico era extremadamente inusual. Se descubrió que la región alrededor de la estrella era una fuerte fuente de ondas de radio en 1949 y rayos X en 1963, y se identificó como uno de los objetos más brillantes del cielo en rayos gamma en 1967. Luego, en 1968, la estrella fue se descubrió que emitía su radiación en pulsos rápidos, convirtiéndose en uno de los primeros púlsares en ser descubierto.
Los púlsares son fuentes de poderosa radiación electromagnética, emitida en pulsos cortos y extremadamente regulares muchas veces por segundo. Eran un gran misterio cuando se descubrieron en 1967, y el equipo que identificó al primero consideró la posibilidad de que pudiera 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 fue una fuerte evidencia de que los púlsares se formaron por explosiones de supernovas. Ahora se entiende que son estrellas de neutrones que giran rápidamente, cuyos poderosos campos magnéticos concentran sus emisiones de radiación en haces estrechos.
Se cree que el púlsar del cangrejo tiene entre 28 y 30 km (17 –19 mi) de diámetro; emite pulsos de radiación cada 33 milisegundos. Los pulsos se emiten en longitudes de onda en todo el espectro electromagnético, desde ondas de radio hasta rayos X. Como todos los púlsares aislados, su período se está desacelerando muy gradualmente. Ocasionalmente, su período de rotación muestra cambios bruscos, conocidos como "problemas técnicos", que se cree que son causados por un realineamiento repentino dentro de la estrella de neutrones. La energía liberada a medida que el púlsar se ralentiza es enorme y potencia la emisión de la radiación de sincrotrón de la Nebulosa del Cangrejo, que tiene una luminosidad total unas 75.000 veces mayor que la del Sol.
La emisión de energía extrema del púlsar crea una región inusualmente dinámica en el centro de la Nebulosa del Cangrejo. Mientras que la mayoría de los objetos astronómicos evolucionan tan lentamente que los cambios son visibles solo en escalas de tiempo de muchos años, las partes internas de la Nebulosa del Cangrejo muestran cambios en escalas de tiempo de solo unos pocos días. La característica más dinámica en la parte interna de la nebulosa es el punto donde el viento ecuatorial del púlsar choca contra la mayor parte de la nebulosa, formando un frente de choque. La forma y posición de esta característica cambia rápidamente, con el viento ecuatorial apareciendo como una serie de características parecidas a volutas que aumentan, se iluminan y luego se desvanecen a medida que se alejan del púlsar para adentrarse en el cuerpo principal de la nebulosa.
Estrella progenitora
La estrella que explotó como una supernova se conoce como la estrella progenitora de la supernova. Dos tipos de estrellas explotan como supernovas: enanas blancas y estrellas masivas. En las llamadas supernovas de Tipo Ia, los gases que caen sobre un cuerpo 'muerto' la enana blanca aumenta su masa hasta que se acerca a un nivel crítico, el límite de Chandrasekhar, lo que resulta en una explosión de fusión nuclear descontrolada que destruye la estrella; en las supernovas Tipo Ib/c y Tipo II, la estrella progenitora es una estrella masiva cuyo núcleo se queda sin combustible para impulsar sus reacciones de fusión nuclear y se colapsa sobre sí mismo, liberando energía potencial gravitacional en una forma que hace volar la estrella. s capas exteriores. Las supernovas de tipo Ia no producen púlsares, por lo que el púlsar de la Nebulosa del Cangrejo muestra que debe haberse formado en una supernova con colapso del núcleo.
Los modelos teóricos de explosiones de supernova sugieren que la estrella que explotó para producir la Nebulosa del Cangrejo debió tener una masa de entre 9 y 11 M☉. Se cree que las estrellas con masas inferiores a 8 M☉ son demasiado pequeñas para producir explosiones de supernova y terminan sus vidas produciendo una nebulosa planetaria, mientras que una estrella con un peso superior a 12 M☉ habría producido una nebulosa con una composición química diferente a la observada en la Nebulosa del Cangrejo. Sin embargo, estudios recientes sugieren que el progenitor podría haber sido una estrella de rama gigante súper asintótica en el rango de 8 a 10 M☉ que habría explotado en una supernova de captura de electrones.. En junio de 2021, un artículo en la revista Nature Astronomy informó que la supernova SN 2018zd de 2018 (en la galaxia NGC 2146, a unos 31 millones de años luz de la Tierra) parecía ser la primera observación de un electrón. capturar supernova Se pensaba que la explosión de supernova de 1054 que creó la Nebulosa del Cangrejo era el mejor candidato para una supernova de captura de electrones, y el artículo de 2021 hace más probable que esto fuera correcto.
Un problema importante en los estudios de la Nebulosa del Cangrejo es que la masa combinada de la nebulosa y el púlsar suman considerablemente menos que la masa predicha de la estrella progenitora, y la cuestión de dónde está la 'masa faltante' 39; es, sigue sin resolverse. Las estimaciones de la masa de la nebulosa se realizan midiendo la cantidad total de luz emitida y calculando la masa requerida, dada la temperatura y la densidad medidas de la nebulosa. Las estimaciones oscilan entre 1 y 5 M☉, siendo 2–3 M☉ el valor generalmente aceptado. Se estima que la masa de la estrella de neutrones oscila entre 1,4 y 2 M☉.
La teoría predominante para explicar la masa faltante de la Nebulosa del Cangrejo es que una proporción sustancial de la masa de la progenitora se llevó antes de la explosión de la supernova en un viento estelar rápido, un fenómeno comúnmente visto en las estrellas Wolf-Rayet. Sin embargo, esto habría creado un caparazón alrededor de la nebulosa. Aunque se han hecho intentos en varias longitudes de onda para observar un caparazón, todavía no se ha encontrado ninguno.
Tránsitos de cuerpos del Sistema Solar
La Nebulosa del Cangrejo se encuentra aproximadamente a 1,5 grados de la eclíptica, el plano de la órbita de la Tierra alrededor del Sol. Esto significa que la Luna, y ocasionalmente los planetas, pueden transitar u ocultar la nebulosa. Aunque el Sol no transita por la nebulosa, su corona pasa por delante de ella. Estos tránsitos y ocultaciones se pueden utilizar para analizar tanto la nebulosa como el objeto que pasa frente a ella, al observar cómo el cuerpo en tránsito altera la radiación de la nebulosa.
Lunar
Los tránsitos lunares se han utilizado para cartografiar las emisiones de rayos X de la nebulosa. Antes del lanzamiento de los satélites de observación de rayos X, como el Observatorio de rayos X Chandra, las observaciones de rayos X generalmente tenían una resolución angular bastante baja, pero cuando la Luna pasa frente a la nebulosa, su posición se conoce con mucha precisión y por lo que las variaciones en el brillo de la nebulosa se pueden usar para crear mapas de emisión de rayos X. Cuando los rayos X se observaron por primera vez desde la Nebulosa del Cangrejo, se utilizó una ocultación lunar para determinar la ubicación exacta de su fuente.
Solar
La corona del Sol pasa frente a la Nebulosa del Cangrejo cada mes de junio. Las variaciones en las ondas de radio recibidas de la Nebulosa del Cangrejo en este momento se pueden utilizar para inferir detalles sobre la densidad y la estructura de la corona. Las primeras observaciones establecieron que la corona se extendía a distancias mucho mayores de lo que se pensaba anteriormente; observaciones posteriores encontraron que la corona contenía variaciones sustanciales de densidad.
Otros objetos
Muy raramente, Saturno transita por la Nebulosa del Cangrejo. Su tránsito el 4 de enero de 2003 (UTC) fue el primero desde el 31 de diciembre de 1295 (OS); otro no ocurrirá hasta el 5 de agosto de 2267. Los investigadores utilizaron el Observatorio de rayos X Chandra para observar la luna Titán de Saturno mientras cruzaba la nebulosa, y descubrieron que la 'sombra' de rayos X de Titán; era más grande que su superficie sólida, debido a la absorción de rayos X en su atmósfera. Estas observaciones mostraron que el espesor de la atmósfera de Titán es de 880 km (550 mi). No se pudo observar el tránsito de Saturno en sí, porque Chandra estaba pasando por los cinturones de Van Allen en ese momento.
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