Nebulosa del Carranc
.jpg){kind=link}
La nebulosa del Carranc (també cridada M1, NGC 1952, Taurus A i Taurus X-1) és un restant de supernova de tipo plerión. És el restant de la supernova SN 1054, observada i documentada com una estrela visible a la llum del dia per astrònoms chinencs i àraps el 5 de juliol de 1054, permaneixent visible durant 22 mesos.
La nebulosa va ser descoberta en 1731 per John Bevis. En este objecte, Charles Messier va començar el seu catàlec d'objectes no cometaris. Situada a una distància d'aproximadament 6300 anys llum (1930 pc) de la Terra en la constelació de Tauro, la nebulosa té un diàmetro de sis anys llum (1.84 pc) i la seua velocitat d'expansió és de 1500 km/s.
El centre de la nebulosa conté un púlsar o estrela de neutrons, cridat púlsar del Carranc, que gira sobre sí mateixa a 30 revolucions per segon, emetent també polsos de radiació que van des dels rajos gamma a les ones de radi. El descobriment d'esta nebulosa va produir la primera evidència de que les explosions de supernova produïxen púlsares.
La nebulosa servix com una font de radiació útil per a estudiar cossos celests que l'oculten. En les décades de 1950 i 1960, la corona solar va ser cartografiada gràcies a l'observació de les ones de radi produïdes per la nebulosa del Carranc que passaven a través del Sol. Més recentment, la gruixa de l'atmòsfera de Titán, satèlit de Saturn, va ser medit conforme bloquejava els rajos X produïts per la nebulosa.
Orígens
[editar | editar còdic]- Artícul principal → SN 1054.
En Europa, la nebulosa del Carranc va ser observada per primera volta en 1731 per John Bevis i redescubierta independentment en 1758 per Charles Messier mentres observava el pas d'un cometa lluenta. Messier la va catalogar com la primera entrada del seu catàlec d'objectes celests no cometaris, cridat hui en dia Catàlec Messier. William Parsons, tercer comte de Rosse, va observar la nebulosa en el castell de Birr en la década de 1840, referint-se a l'objecte com la nebulosa del Carranc, ya que un dibuix que va realisar d'esta s'assemblava a un carranc.[1]
A l'inici de el XX, l'anàlisis de les primeres fotografies de la nebulosa preses durant el transcurs de varis anys varen revelar que la nebulosa s'expandia. Determinant l'orige de l'expansió, es va deduir que la nebulosa es devia haver format uns 900 anys arrere. Existixen documents històrics que revelen que una nova estrela, suficientment lluenta com per a ser visible a la llum del dia, va ser observada en la mateixa regió del cel per astrònoms chinencs i àraps en 1054.[2][3] És possible que la «nova estrela» lluenta fora observada pels anasazi i registrada en petroglifos.[4] Donada la seua gran distància i el seu caràcter efímer, esta «nova estrela» observada per chinencs i àraps solament va poder haver segut una supernova, una enorme estrela en plena explosió, que una volta ha agotat la seua font d'energia per mig de la fusió nuclear, es colapsa sobre sí mateixa.
Anàlisis recents d'estos documents històrics han trobat que la supernova que va crear la nebulosa del Carranc provablement va ocórrer en abril o principis de maig de 1054, alcançant la seua màxima lluentor en una magnitut aparent entre –7 i –4.5 en juliol, sent més lluenta que qualsevol atre objecte celest en la nit, exceptuant la Lluna. La supernova va ser visible a simple vista aproximadament durant dos anys despuix de la seua primera observació.[5] Gràcies a les observacions escrites dels astrònoms de l'Extrem Oriente i Orient Mig en 1054, la nebulosa del Carranc es va convertir en el primer objecte astronòmic a on es va poder reconéixer una relació en una explosió de supernova.[3]
Característiques físiques
[editar | editar còdic]
En llum visible, la nebulosa del Carranc consistix en una àmplia massa de filaments de forma ovalada, d'aproximadament 6 minuts d'arc de llongitut i 4 d'esgambi, rodejant una regió central blava difusa (en comparació, la Lluna plena cobrix 30 minuts d'arc). Els filaments són els restants de l'atmòsfera de l'estrela progenitora i estan constituïts principalment per heli i hidrogen ionissat, junt en carbono, oxigen, nitrogen, ferro, neó i sofre. La temperatura dels filaments està compresa entre els 11 000 i els 18 000 K, i la seua densitat està entorn a les 1300 partícules per cm³.[6]
En 1953, Iósif Shklovsky va propondre l'idea segons la qual la regió blava difusa està principalment produïda per radiació sincrotrón, que és la radiació electromagnètica generada pels electrons que viagen en trayectòries curvilíneas a velocitats que alcancen la mitat de la velocitat de la llum.[7] Tres anys més vesprada, el hipòtesis va ser confirmada per mig d'observacions. En la década de 1960 es va descobrir que la causa de les trayectòries curvilíneas dels electrons era el fort camp magnètic produït per una estrela de neutrons ubicada en el centre de la nebulosa.[8]
La nebulosa del Carranc és un eixemple típic d'un restant de supernova de tipo pleriónico. Un plerión es caracterisa perque la seua energia procedix de la rotació del púlsar i no del material tirat al mig interestelar durant l'explosió de la supernova. La nebulosa del Carranc s'expandix a una velocitat de 1500 km/s,[9] mida pel efecte Doppler de l'espectre de la nebulosa. Per un atre costat, les imàgens preses en varis anys de diferència mostren la llenta expansió angular aparent en el cel. Comparant esta expansió angular en la velocitat d'expansió determinada per espectroscopía (corriment al roig), es va poder estimar la distància de la nebulosa respecte el Sol, obtenint una distància d'aproximadament 6300 anys llum i un tamany d'al voltant d'11 anys llum per a la nebulosa.
Rastrejant consistentement l'orige de l'expansió i utilisant la seua velocitat com s'observa hui en dia, és possible determinar la data de la formació de la nebulosa, és dir, la data de l'explosió de la supernova. Fent este càlcul, s'obté una data que correspon a vàries décades despuix de l'any 1054. Una explicació plausible d'este desfasament seria que la velocitat d'expansió no ha segut uniforme, sino que s'ha accelerat despuix de l'explosió de la supernova.[10] Esta acceleració seria deguda a l'energia del púlsar que alimentaria el camp magnètic de la nebulosa, la qual s'expandix i espenta als filaments de la nebulosa cap a l'exterior.[11]
Els càlculs de la massa total de la nebulosa permeten estimar la massa de l'estrela progenitora de la supernova. Les estimacions de la cantitat de matèria continguda en els filaments de la nebulosa del Carranc varien entre una i cinc masses solars,[12] encara que atres estimacions basades en investigacions del púlsar del Carranc oferixen valors diferents.
Vore també
[editar | editar còdic]Referències
[editar | editar còdic]- ↑ Jones, K. Glyn: The search for the nebulae. Chalfont St. Giles: Bucks Alpha Academic, Science History Publications, 1975.
- ↑ Lundmark, K. (1921), Suspected New Stars Recorded in Old Chronicles and Among Recent Meridian Observations, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, v. 33, p. 225.
- ↑ 3,0 3,1 Mayall, N. U. (1939), The Crab Nebula, a Provable Supernova, Astronomical Society of the Pacific Leaflets, v. 3, p. 145.
- ↑ Greening, Donen: 1054 Supernova Petrograph [1] archivat en Wayback Machine.. Fotografia de Ron Lussier.
- ↑ Collins, G. W., W. P. Claspy, J. C. Martin (1999), A Reinterpretation of Historical References to the Supernova of A.D. 1054, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, v. 111, p. 871.
- ↑ R. A. Fesen, R. P. Kirshner, «The Crab Nebula. I – Spectrophotometry of the filaments.» Astrophysical Journal, v. 258, pp. 1-10. 1 de juliol de 1982.
- ↑ Shklovskii, Iósif (1953). «On the Nature of the Crab Nebula’s Optical Emission.» Doklady Akademii Nauk SSSR 90: 983. Està accessible una reimpressió de 1957 de Astronomicheskii Zhurnal, v. 34, p. 706.
- ↑ Burn, B. J.: «A synchrotron model for the continuum spectrum of the Crab Nebula.» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, v. 165, p. 421. 1973.
- ↑ Bietenholz, M. F., P. P. Kronberg, D. E. Hogg, A. S. Wilson, «The expansion of the Crab Nebula.» Astrophysical Journal Letters, vol. 373, pp. L59-L62. 1 de juny de 1991.
- ↑ Virginia Trimble, «Motions and Structure of the Filamentary Envelope of the Crab Nebula. Astronomical Journal, v. 73, p. 535. Setembre de 1968.
- ↑ Bejger, M., P. Haensel, «Accelerated expansion of the Crab Nebula and evaluation of its neutron-star parameters.» Astronomy and Astrophysics, v. 405, pp. 747-751. Juliol de 2003.
- ↑ Fesen, R. A., J. M. Shull, A. P. Hurford,«An Optical Study of the Circumstellar Environment Around the Crab Nebula.» Astronomical Journal, v. 113, pp. 354-363. Giner] de 1997.
- Este artícul conté una traducció derivada de «Nebulosa del Cangrejo» de Wikipedia en castellà publicada baix la Llicència de documentació lliure de GNU i la Llicència Creative Commons Reconeiximent-CompartirIgual 4.0 Internacional.