Catálogo Charles Messier: Objeto M 1

La Nebulosa del Cangrejo

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, o aproximadamente magnitud -6. De acuerdo con los registros, fue visible a la luz del 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). Además de esto, Ralph R. Robbins de la Universidad de Texas ha encontrado arte de los indios Mimbres en Nuevo México, posiblemente describiendo una supernova.

La supernova de 1054 también tuvo asignada la designación de estrella variable CM Tauri. Esta es una de las pocas supernovas observadas a lo largo de la historia en nuestra Galaxia de la Vía Láctea.

Los restos de la nebulosa fueron descubiertos por John Bevis en 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 (vea esta nota. 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 “dificilmente resoluble” en estrellas. Ellos y otros, incluyendo a Lassell en los 1850s, al parecer confundieron estructuras filamentosas como indicación de resolubilidad.

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 1913-15 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 (Curtis 1918), 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 notables en algunas pequeñas regiones cerca del par central de estrellas (Lampland 1921). 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 (Duncan 1921). También el mismo año, Knut Lundmark contrastó la proximidad de la nebulosa con la supernova de 1054 (Lundmark 1921).

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 (Baade 1942); 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.

La nebulosa está formada por el 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 dos mediante 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 el 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*1038 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. Esta estrella es la derecha (sur-oeste) del par visible cerca del centro de la nebulosa en nuestra imagen. 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!

Jeff Hester y Paul Scowen han usado el Telescopio Espacial Hubble para investigar la Nebulosa del Cangrejo M 1 (ver también por ejemplo Sky & Telescope de enero de 1995, página 40). 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 el Cangrejo y los que no. Se celebró un “Simposio de la Nebulosa del Cangrejo” en Flagstaff, Arizona en junio de 1969 (ver PASP Vol. 82, mayo de 1970 para los resultados – Burnham). El simposio IAU No. 46, tuvo lugar en Jodrell Bank (Inglaterra) en agosto de 1970 estuvo exclusivamente dedicado a este objeto. 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 7×50 o 10×50. Con un poco más de aumento, puede verse como una mancha nebulosa 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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