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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
dramáticos 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 consta del 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*10^38 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!
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 7x50 o 10x50. 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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