Nebulosa del Cangrejo
Restos de supernova en la constelación de Tauro

Nebulosa del Cangrejo
Restos de supernova
Imagen en mosaico del telescopio espacial Hubble ensamblada a partir de 24 exposiciones individuales de la cámara planetaria 2 y de campo amplio tomadas en octubre de 1999, enero de 2000 y diciembre de 2000
Datos de observación: época J2000.0
Ascensión recta05 horas 34 minutos 31,94 segundos [1]
Declinación+22° 00′ 52.2″ [1]
Distancia6500 ± 1600 años  luz    (2000 ± 500 [2]  piezas )
Magnitud aparente (V)8.4 [3]
Dimensiones aparentes (V)420″ × 290″ [4] [a]
ConstelaciónTauro
Características físicas
Radio~5,5 años luz (~1,7 [5]  años luz)
Magnitud absoluta (V)-3,1 ± 0,5 [b]
Características destacablesPulsar óptico
DesignacionesMessier 1, NGC 1952, Tauro A, Sh 2-244 [1]
Véase también: Listas de nebulosas

La Nebulosa del Cangrejo (designaciones de catálogo M1 , NGC 1952 , Taurus A ) es un remanente de supernova y nebulosa de viento de púlsar en la constelación de Tauro . El nombre común proviene de un dibujo que se parecía un poco a un cangrejo con brazos producido por William Parsons, tercer conde de Rosse , en 1842 o 1843 usando un telescopio de 36 pulgadas (91 cm) . [6] La nebulosa fue descubierta por el astrónomo inglés John Bevis en 1731. Se corresponde con una supernova brillante registrada por astrónomos chinos en 1054 como estrella invitada . La nebulosa fue el primer objeto astronómico identificado que corresponde a una explosión de supernova observada históricamente. [7]

Con una magnitud aparente de 8,4, comparable a la de la luna Titán de Saturno , no es visible a simple vista, pero puede distinguirse con binoculares en condiciones favorables. La nebulosa se encuentra en el Brazo de Perseo de la Vía Láctea, a una distancia de unos 2,0 kiloparsecs (6.500  años luz ) de la Tierra. Tiene un diámetro de 3,4 parsecs (11 años luz), correspondiente a un diámetro aparente de unos 7  minutos de arco , y se expande a una velocidad de unos 1.500 kilómetros por segundo (930 mi/s), o el 0,5% de la velocidad de la luz .

El púlsar del Cangrejo , una estrella de neutrones de 28 a 30 kilómetros (17 a 19 millas) de diámetro con una velocidad de rotación de 30,2 veces por segundo, se encuentra en el centro de la Nebulosa del Cangrejo. La estrella emite pulsos de radiación que van desde rayos gamma hasta ondas de radio . Con energías de rayos X y rayos gamma superiores a 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 los 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 solar a partir de observaciones de las ondas de radio de la Nebulosa del Cangrejo que la atravesaban, y en 2003, se midió el espesor de la atmósfera de la luna Titán de Saturno, ya que bloqueaba los rayos X de la nebulosa.

Historia de la observación

La documentación más antigua registrada de la observación del objeto astronómico SN 1054 fue tal como estaba ocurriendo en 1054, por astrónomos chinos y observadores japoneses, de ahí su identificación numérica. 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. [d] [8] Esto finalmente llevó a la conclusión de que la creación de la Nebulosa del Cangrejo corresponde a la brillante supernova SN 1054 registrada por astrónomos medievales en 1054 d. C. [9]

Primera identificación

Reproducción de la primera representación de la nebulosa realizada por Lord Rosse (1844) (color invertido para que parezca blanco sobre negro)
Imagen HaRGB de la Nebulosa del Cangrejo del Telescopio Liverpool , exposiciones de un total de 1,4 horas.
La Nebulosa del Cangrejo M1

La Nebulosa del Cangrejo fue identificada por primera vez en 1731 por John Bevis . [10] La nebulosa fue redescubierta independientemente en 1758 por Charles Messier mientras observaba un cometa brillante . [10] Messier la catalogó como la primera entrada en su catálogo de objetos similares a cometas; [10] en 1757, Alexis Clairaut reexaminó los cálculos de Edmund Halley y predijo el regreso del cometa Halley a fines de 1758. El momento exacto del regreso del cometa requirió la consideración de perturbaciones en su órbita causadas por planetas en el Sistema Solar como Júpiter, que Clairaut y sus dos colegas Jérôme Lalande y Nicole-Reine Lepaute llevaron a cabo 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. [11] Después de algunas observaciones, al darse cuenta de que el objeto que estaba observando no se movía por el cielo, Messier concluyó que no se trataba de un cometa. Messier se dio cuenta entonces de la utilidad de compilar un catálogo de objetos celestes de naturaleza nublada, pero fijos en el cielo, para evitar catalogarlos incorrectamente como cometas. Esta constatación le llevó a compilar el « catálogo Messier ». [11]

William Herschel observó la Nebulosa del Cangrejo en numerosas ocasiones entre 1783 y 1809, pero no se sabe si conocía su existencia en 1783 o si la descubrió independientemente de Messier y Bevis. Después de varias observaciones, concluyó que estaba compuesta por un grupo de estrellas. [12] William Parsons, tercer conde de Rosse, observó la nebulosa en el castillo de Birr a principios de la década de 1840 utilizando un telescopio de 36 pulgadas (0,9 m) e hizo un dibujo de ella que la mostraba con brazos como los de un cangrejo. [6] La observó de nuevo más tarde, en 1848, utilizando un telescopio de 72 pulgadas (1,8 m), pero no pudo confirmar el supuesto parecido, pero el nombre se mantuvo de todos modos. [13] [14]

Conexión a SN 1054

La nebulosa se ve en el espectro visible a 550 nm (luz verde).

La Nebulosa del Cangrejo fue el primer objeto astronómico que se reconoció como vinculado a una explosión de supernova. [12] A principios del siglo XX, el análisis de fotografías tempranas de la nebulosa tomadas con varios años de diferencia reveló que se estaba expandiendo. El seguimiento de la expansión reveló que la nebulosa debía 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. [12] [15] [16]

En 1913, cuando Vesto Slipher registró su estudio espectroscópico del cielo, la Nebulosa del Cangrejo fue nuevamente uno de los primeros objetos estudiados. Los cambios en la nube, que sugerían su pequeña extensión, fueron descubiertos por Carl Lampland en 1921. [8] Ese mismo año, John Charles Duncan demostró que el remanente se estaba expandiendo, [17] mientras que Knut Lundmark notó su proximidad a la estrella invitada de 1054. [16] [18]

En 1928, Edwin Hubble propuso asociar la nube con la estrella 1054, una idea que siguió siendo controvertida hasta que se entendió la naturaleza de las supernovas, y fue Nicholas Mayall quien indicó que la estrella 1054 era 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. [ cita requerida ]

Después de la conexión original con las observaciones chinas, en 1934 se hicieron conexiones con una referencia japonesa del siglo XIII a una " estrella invitada " en Meigetsuki unas semanas antes de la referencia china. [19] [20] [21] El evento se consideró durante mucho tiempo no registrado en la astronomía islámica, [22] pero en 1978 se encontró una referencia en una copia del siglo XIII hecha por Ibn Abi Usaibia de una obra de Ibn Butlan , un médico cristiano nestoriano activo en Bagdad en el momento de la supernova. [23] [24]

Dada su gran distancia, la "estrella invitada" diurna observada por los chinos sólo podría haber sido una supernova , una estrella masiva en explosión que había agotado su suministro de energía por fusión nuclear y colapsado sobre sí misma. [25] [26] Un análisis reciente de registros históricos ha descubierto 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 el -4,2 de Venus y todo lo que hay en el cielo nocturno excepto la Luna ) en julio. La supernova fue visible a simple vista durante unos dos años después de su primera observación. [27]

Pulsar cangrejo

Imagen que combina datos ópticos del Hubble (en rojo) e imágenes de rayos X del Observatorio de rayos X Chandra (en azul).

En la década de 1960, debido a la predicción y descubrimiento de los 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 púlsar del Cangrejo , lo que explicaría el brillo de la nube. A finales de 1968, David H. Staelin y Edward C. Reifenstein III informaron del descubrimiento de dos fuentes de radio rápidamente variables en el área de la Nebulosa del Cangrejo utilizando el Telescopio Green Bank . [28] [29] Las llamaron NP 0527 y NP 0532. El período de 33 milisegundos y la ubicación precisa del púlsar de la Nebulosa del Cangrejo NP 0532 fue descubierto por Richard VE Lovelace y colaboradores el 10 de noviembre de 1968 en el Radio Observatorio de Arecibo . [30] [31] Este descubrimiento también demostró que los púlsares son estrellas de neutrones rotatorias (no enanas blancas pulsantes, como sugirieron muchos científicos). Poco después del descubrimiento del púlsar del Cangrejo , David Richards descubrió (utilizando el Observatorio de Arecibo) que el púlsar del Cangrejo gira hacia abajo y, por lo tanto, pierde su energía rotacional. Thomas Gold ha demostrado que la potencia de giro hacia abajo del púlsar es suficiente para alimentar la Nebulosa del Cangrejo.

El descubrimiento del púlsar del Cangrejo y el conocimiento de su edad exacta (casi al día) permite la verificación de propiedades físicas básicas de estos objetos, como la edad característica y la luminosidad de spin-down, los órdenes de magnitud involucrados (notablemente 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 remanentes 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 su identificación utilizando observaciones chinas de 1181 es discutida. [32]

La parte interior de la Nebulosa del Cangrejo está dominada por una nebulosa de viento de púlsar que envuelve al púlsar. Algunas fuentes consideran que la Nebulosa del Cangrejo es un ejemplo tanto de nebulosa de viento de púlsar como de remanente de supernova, [33] [34] [35] mientras que otras separan los dos fenómenos basándose en las diferentes fuentes de producción de energía y comportamiento. [5]

Fuente de rayos gamma de alta energía

La Nebulosa del Cangrejo fue el primer objeto astrofísico que se confirmó que emitía 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 mediante el telescopio de rayos gamma de 10 m del Observatorio Whipple, [36] [37] 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 superiores a 100  TeV , lo que la convirtió en la primera fuente identificada más allá de los 100 TeV. [38]

Parámetros físicos

Imagen del Hubble de una pequeña región de la Nebulosa del Cangrejo, que muestra inestabilidades de Rayleigh-Taylor en su intrincada estructura filamentosa.

En luz visible , la Nebulosa del Cangrejo consiste en una masa de filamentos de forma  ovalada , 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 rodea una región central azul difusa. En tres dimensiones, se cree que la nebulosa tiene forma de un esferoide achatado (estimado en 1.380 pc/4.500 años luz de distancia) o un esferoide alargado (estimado en 2.020 pc/6.600 años luz de distancia). [4] 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 . Las temperaturas de los filamentos suelen estar entre 11.000 y 18.000  K , y sus densidades son de unas 1.300 partículas por cm 3 . [39]

En 1953, Iosif Shklovsky propuso que la región azul difusa se produce predominantemente por la radiación de sincrotrón , que es la radiación emitida por el movimiento curvo de los electrones en un campo magnético. La radiación correspondía a electrones que se movían a velocidades de hasta la mitad de la velocidad de la luz . [40] Tres años más tarde, la hipótesis fue confirmada por 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. [41]

Distancia

Aunque la Nebulosa del Cangrejo es el foco de atención de los astrónomos, su distancia sigue siendo una incógnita, debido a las incertidumbres de cada método utilizado para estimarla. En 2008, el consenso era que su distancia de la Tierra es de 2,0 ± 0,5 kpc (6.500 ± 1.600 años luz). [2] A lo largo de su dimensión visible más larga, mide aproximadamente 4,1 ± 1 pc (13 ± 3 años luz) de ancho. [c]

La Nebulosa del Cangrejo se está expandiendo actualmente a unos 1.500 km/s (930 mi/s). [42] Las imágenes tomadas con varios años de diferencia revelan la lenta expansión de la nebulosa, [43] 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 había llegado a una conclusión de unos 1,9 kpc (6.300 años luz), coherente con el valor citado actualmente. [4]

Al rastrear su expansión (suponiendo una disminución constante de la velocidad de expansión debido a la masa de la nebulosa) se obtuvo una fecha para la creación de la nebulosa varias décadas después de 1054, lo que implica que su velocidad de salida se ha desacelerado menos de lo que se suponía desde la explosión de la supernova. [44] 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. [45] [46]

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 de eyección de gas ionizado y neutro; principalmente helio [47] ) es4,6 ± 1,8  M ☉ . [48]

Toro rico en helio

Uno de los muchos componentes nebulares (o anomalías) de la Nebulosa del Cangrejo es un toro rico en helio que es visible como una banda este-oeste que cruza la región del púlsar. El toro compone aproximadamente el 25% de la eyección visible. Sin embargo, se ha calculado que aproximadamente el 95% del toro es helio. Hasta el momento, no se ha propuesto ninguna explicación plausible para la estructura del toro. [49]

Estrella central

Vídeo en cámara lenta del Pulsar del Cangrejo, tomado con la cámara monofotón OES.
Los datos de los observatorios en órbita muestran variaciones inesperadas en la emisión de rayos X de la Nebulosa del Cangrejo, probablemente vinculadas al entorno que rodea a su estrella de neutrones central.
El telescopio espacial de rayos gamma Fermi de la NASA detecta «superllamaradas» en la Nebulosa del Cangrejo.

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 identificada como tal en 1942, cuando Rudolf Minkowski descubrió que su espectro óptico era extremadamente inusual. [50] La región alrededor de la estrella fue encontrada como una fuerte fuente de ondas de radio en 1949 [51] y de rayos X en 1963, [52] y fue identificada como uno de los objetos más brillantes del cielo en rayos gamma en 1967. [53] Luego, en 1968, se descubrió que la estrella emitía su radiación en pulsos rápidos, convirtiéndose en uno de los primeros púlsares en ser descubiertos. [24]

Los púlsares son fuentes de potente radiación electromagnética , emitida en pulsos cortos y extremadamente regulares muchas veces por segundo. Fueron un gran misterio cuando se descubrieron en 1967, y el equipo que identificó el primero consideró la posibilidad de que pudiera ser una señal de una civilización avanzada. [54] Sin embargo, el descubrimiento de una fuente de radio pulsante en el centro de la Nebulosa del Cangrejo fue una prueba contundente de que los púlsares se formaron por explosiones de supernovas. [55] Ahora se sabe que son estrellas de neutrones que giran rápidamente , cuyos poderosos campos magnéticos concentran sus emisiones de radiación en haces estrechos. [56]

Se cree que el púlsar del Cangrejo tiene un diámetro de entre 28 y 30 km (17 y 19 mi); [57] emite pulsos de radiación cada 33  milisegundos . [58] Los pulsos se emiten en longitudes de onda de 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 "fallos", que se cree que son causados ​​por una realineación repentina dentro de la estrella de neutrones. La energía liberada a medida que el púlsar se desacelera es enorme y alimenta 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 . [59]

La extrema producción de energía 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. [60] La característica más dinámica en la parte interna de la nebulosa es el punto donde el viento ecuatorial del púlsar choca contra la masa de la nebulosa, formando un frente de choque . La forma y la posición de esta característica cambia rápidamente, y el viento ecuatorial aparece como una serie de características similares a volutas que se hacen más pronunciadas, más brillantes y luego se desvanecen a medida que se alejan del púlsar para extenderse hacia el cuerpo principal de la nebulosa. [60]

Estrella progenitora

Esta secuencia de imágenes del Hubble muestra cómo las características de la Nebulosa del Cangrejo interior cambian a lo largo de un período de cuatro meses.

La estrella que explota como supernova se denomina 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 una enana blanca "muerta" aumentan 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 de tipo Ib/c y tipo II , la estrella progenitora es una estrella masiva cuyo núcleo se queda sin combustible para alimentar sus reacciones de fusión nuclear y colapsa sobre sí mismo, liberando energía potencial gravitatoria en una forma que hace volar las capas externas de la estrella. Las supernovas de tipo Ia no producen púlsares, [61] por lo que el púlsar en la Nebulosa del Cangrejo muestra que debe haberse formado en una supernova de colapso de núcleo. [62]

Los modelos teóricos de 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 ☉ . [49] [63] Se cree que las estrellas con masas inferiores a 8  M ☉ son demasiado pequeñas para producir explosiones de supernovas y terminan sus vidas produciendo una nebulosa planetaria en su lugar, mientras que una estrella más pesada que 12  M ☉ habría producido una nebulosa con una composición química diferente de la observada en la Nebulosa del Cangrejo. [64] Sin embargo, estudios recientes sugieren que el progenitor podría haber sido una estrella gigante súper asintótica en el rango de 8 a 10  M ☉ que habría explotado en una supernova de captura de electrones . [65] En junio de 2021, un artículo en la revista Nature Astronomy informó que la supernova de 2018 SN 2018zd (en la galaxia NGC 2146 , a unos 31 millones de años luz de la Tierra) parecía ser la primera observación de una supernova de captura de electrones. [66] [67] [68] Se había pensado que la explosión de supernova de 1054 que creó la Nebulosa del Cangrejo era la mejor candidata para una supernova de captura de electrones, y el artículo de 2021 hace más probable que esto fuera correcto. [67] [68]

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" sigue sin resolverse. [48] 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 varían de aproximadamente 1 a 5  M ☉ , siendo 2 a 3  M ☉ el valor generalmente aceptado. [64] Se estima que la masa de la estrella de neutrones está 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 fue arrastrada antes de la explosión de la supernova por un viento estelar rápido , un fenómeno que se observa comúnmente en las estrellas Wolf-Rayet . Sin embargo, esto habría creado una envoltura alrededor de la nebulosa. Aunque se han hecho intentos en varias longitudes de onda para observar una envoltura, todavía no se ha encontrado ninguna. [69]

Tránsitos de cuerpos del Sistema Solar

Imagen de Chandra que muestra la luna Titán de Saturno transitando la nebulosa.

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 por delante de ella, observando cómo la radiación de la nebulosa se ve alterada por el cuerpo en tránsito.

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 así las variaciones en el brillo de la nebulosa se pueden utilizar para crear mapas de emisión de rayos X. [70] Cuando se observaron por primera vez los rayos X desde la Nebulosa del Cangrejo, se utilizó una ocultación lunar para determinar la ubicación exacta de su fuente. [52]

Solar

La corona solar pasa por delante de la Nebulosa del Cangrejo cada mes de junio. Las variaciones en las ondas de radio recibidas desde la Nebulosa del Cangrejo en ese 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 había pensado anteriormente; observaciones posteriores descubrieron que la corona contenía variaciones de densidad sustanciales. [71]

Otros objetos

En contadas ocasiones Saturno transita por la Nebulosa del Cangrejo. Su tránsito del 4 de enero de 2003 ( UTC ) fue el primero desde el 31 de diciembre de 1295 ( OS ); no ocurrirá otro hasta el 5 de agosto de 2267. Los investigadores utilizaron el Observatorio de rayos X Chandra para observar la luna Titán de Saturno cuando 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). [72] El tránsito de Saturno en sí no pudo observarse, porque Chandra estaba pasando por los cinturones de Van Allen en ese momento.

La Nebulosa del Cangrejo vista en radio , infrarrojo , luz visible , ultravioleta , rayos X y rayos gamma (8 de marzo de 2015)
La Nebulosa del Cangrejo: cinco observatorios (10 de mayo de 2017)
La Nebulosa del Cangrejo: cinco observatorios (animación; 10 de mayo de 2017)
Imagen de la Nebulosa del Cangrejo obtenida con el telescopio espacial James Webb en infrarrojos a través de su NIRCam (cámara de infrarrojo cercano) y su MIRI (instrumento de infrarrojo medio). (30 de octubre de 2023)

Véase también

Notas

  1. ^ Tamaño medido en una placa muy profunda tomada por Sidney van den Bergh a finales de 1969. [4] [73]
  2. ^ Magnitud aparente de 8,4— módulo de distancia de11,5 ± 0,5 =-3,1 ± 0,5
  3. ^ distancia × tan ( diámetro_ángulo = 420″ ) =4,1 ± 1,0 pc de diámetro =13 ± 3 años luz de diámetro
  4. ^ La naturaleza de la nebulosa en ese momento era desconocida.

Referencias

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  • Nebulosa del Cangrejo en la serie Guía de campo del Observatorio de rayos X Chandra
  • Imágenes de la Nebulosa del Cangrejo obtenidas por el telescopio espacial Hubble
  • Animación de la expansión de 2008 a 2017 de Detlef Hartmann
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