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La nebulosa del Cámbaru (tamién conocida como M1, NGC 1952, Taurus A y Taurus X-1) ye un restu de supernova de tipu plerión. Foi reparada per primer vegada nel añu 1054 (SN 1054), por astrónomos chinos y árabes. La nebulosa foi reparada nel añu 1731 por John Bevis. Ye'l restu d'una supernova que foi reparada y documentada, como una estrella visible pel sol, por astrónomos chinos y árabes el 5 de xunetu del añu 1054. La esplosión caltúvose visible mientres 22 meses. Con esti oxetu, Charles Messier empezó'l so catálogu d'oxetos non cometarios. Asitiáu a una distancia d'aproximao 6300 años lluz (1930 pc) de la Tierra, na constelación de Tauro, la nebulosa tien un diámetru de 6 años lluz (1,84 pc[4]) y la so velocidá d'espansión ye de 1500 km/s.
El centru de la nebulosa contién un púlsar, denomináu PSR B0531+21, que xira sobre sí mesmu a 30 revoluciones per segundu, emitiendo tamién pulsos de radiación que van dende los rayos gamma a les ondes de radio. El descubrimientu de la nebulosa produció la primer evidencia que conclúi que les esplosiones de supernova producen pulsiares.
La nebulosa sirve como una fonte de radiación útil pa estudiar cuerpos celestes que la despinten. Nes décades de 1950 y 1960, la corona solar foi cartografiada gracies a la observación de les ondes de radio producíes pola Nebulosa del Cámbaru que pasaben al traviés del Sol. Más apocayá, la espesura de l'atmósfera de Titán, satélite de Saturno, foi midíu conforme bloquiaba los rayos X producíos pola nebulosa.
La nebulosa del Cámbaru foi reparada per primer vegada en 1731 por John Bevis y redescubierta independientemente en 1758 por Charles Messier mientres reparaba'l pasu d'un cometa brillosa. Messier catalogola como la primer entrada del so catálogu d'oxetos celestes non cometarios, llamáu anguaño Catálogu Messier. William Parsons, tercer conde de Rosse, reparó la nebulosa nel Castiellu de Birr na década de 1840, refiriéndose al oxetu como la nebulosa del Cámbaru, yá que un dibuxu que realizó d'ésta asemeyaba a un cámbaru.[5]
Al entamu del sieglu XX, l'analís de les primeres fotografíes de la nebulosa tomaes mientres l'intre de dellos años revelaron que la nebulosa espandíase. Determinando l'orixe de la espansión deducióse que la nebulosa tenía d'habese formáu unos 900 años tras. Esisten documentos históricos que revelen qu'una nueva estrella abondo brillosa como pa ser visible pel sol foi reparada na mesma rexón del cielu por astrónomos chinos y árabes en 1054.[6][7] Ye posible que la "nueva estrella" brillosa fuera reparada polos anasazi y rexistrada en petroglifos.[8] Dada la so gran distancia y el so calter efímeru, esta "nueva estrella" reparada por chinos y árabes namái pudo ser una supernova, una enorme estrella en plena esplosión, qu'una vegada escosó la so fonte d'enerxía per mediu de fusión nuclear, colápsase sobre sí mesma.
Analises recién d'estos documentos históricos atoparon que la supernova que creó la nebulosa del Cámbaru probablemente asocedió n'abril o principios de mayu de 1054, algamando'l so máximu rellumu con una magnitú aparente ente −7 y −4,5 en xunetu, siendo más brillosu que cualesquier otru oxetu celeste na nueche quitando la Lluna. La supernova foi visible a güeyu aproximao mientres dos años dempués de la so primer observación.[9] Gracies a les observaciones escrites de los astrónomos del Estremu Oriente y Oriente Mediu en 1054, la nebulosa del Cámbaru #convertir nel primer oxetu astronómicu onde pudo reconocese una rellación con una esplosión de supernova.[7]
En lluz visible, la nebulosa del Cámbaru consiste d'una amplia masa de filamentos de forma ovalada, d'aproximao 6 arcominutos de llargor y un anchor de 4 arcominutos, arrodiando una rexón central d'azul difuso (en comparanza, la Lluna llena cubre 30 arcominutos). Los filamentos son los restos de l'atmósfera de estrellar proxenitora, y tán constituyíos principalmente d'heliu ya hidróxenu ionizado, xunto con carbón, osíxenu, nitróxenu, fierro, neón y azufre. La temperatura de los filamentos ta entendida ente los 11 000 y los 18 000 K, y la so densidá ta en redol a les 1300 partícules por cm³.[10]
En 1953, Iósif Shklovsky propunxo la idea según la cual la rexón azul difusa ta principalmente producida por radiación sincrotrón, que ye la radiación electromagnético xenerada polos electrones que viaxen en trayectories curvillinies a velocidaes qu'algamen la metá de la velocidá de la lluz.[11] Tres años más tarde, la hipótesis foi confirmada per mediu d'observaciones. Na década de 1960 afayóse que la causa de les trayectories curvillinies de los electrones ye'l fuerte campu magnético producíu por una estrella de neutrones allugada nel centru de la nebulosa.[12]
La nebulosa del Cámbaru ye un exemplu típicu de restu de supernova de tipu pleriónico. Un plerión caracterízase porque la so enerxía vien de la rotación del púlsar y non del material refundiáu al mediu interestelar mientres la esplosión de la supernova.
La nebulosa del Cámbaru espandise a una velocidá de 1500 km/s, midida pol efeutu Doppler del espectru de la nebulosa.[13] Per otru llau, les imáxenes tomaes con dellos años de diferencia amuesen la lenta espansión angular aparente nel cielu. Comparando esta espansión angular cola velocidá d'espansión determinada por espectroscopia (fana en candia) pudo envalorase la distancia de la nebulosa respecto'l Sol, llogrando una distancia d'aproximao 6300 años lluz, y un tamañu d'alredor de 11 años lluz pa la nebulosa.[4]
Rastrexando l'orixe de la espansión consistentemente, y utilizando la so velocidá como se repara anguaño, ye posible determinar la fecha de la formación de la nebulosa, esto ye, la fecha de la esplosión de la supernova. Faciendo esti cálculu llógrase una fecha que correspuende a delles décades dempués del añu 1054. Una esplicación plausible d'esti desfase sería que la velocidá d'espansión nun foi uniforme, sinón que s'aceleró dempués de la esplosión de la supernova.[14] Esta aceleración sería debida a la enerxía del púlsar qu'alimentaría'l campu magnético de la nebulosa, que espándese y emburria a los filamentos de la nebulosa escontra l'esterior.[15]
Los cálculos de la masa total de la nebulosa dexen envalorar la masa de estréllalo proxenitora de la supernova. Les estimaciones de la cantidá de materia contenida nos filamentos de la nebulosa del Cámbaru varien ente una y cinco mases solares; anque otres estimaciones basaes n'investigaciones del Púlsar del Cámbaru ufierten valores distintos.[16]
Nel centru de la nebulosa del Cámbaru atópense n'apariencia dos estrelles pocu brillantes, una de les cualos ye la estrella responsable de la esistencia de la nebulosa. Ésta identificóse en 1942, cuando Rudolf Minkowski afayó que'l so espectru ópticu yera desaxeradamente inusual y nun se paecía al d'una estrella normal.[17] En 1949 afayóse que la rexón alredor de la estrella yera una gran fonte d'ondes de radio, en 1963 afayóse que tamién lo yera de rayos X, y en 1967 foi identificáu como unu de los oxetos celestes más brillosos en #rayu gamma.[18][19][20] Depués, en 1968, afayóse que la estrella emitía la so radiación en pulsos rápidos, convirtiéndose n'unu de los primeros púlsares en ser identificáu, y el primeru en tar acomuñáu a un restu de supernova.
Los púlsares son fontes de potentes radiaciones electromagnétiques emitíes en curties y constantes pulsos munches vegaes per segundu. Fueron un gran misteriu cuando s'afayaron en 1967, y l'equipu qu'identificó'l primeru consideró la posibilidá de que podía ser una señal d'una civilización avanzada.[21] Sicasí, el descubrimientu d'una fonte de radio pulsante nel centru de la nebulosa del Cámbaru foi una fuerte evidencia de que los púlsares nun yeren señales d'estraterrestres sinón que se formaben a partir d'esplosiones de supernovas. Anguaño sábese que son estrelles de neutrones de rápida rotación que los sos potentes campos magnéticos concentren les sos emisiones de radiación en rayos estrechos. La exa del campu magnético nun ta alliniáu col de la so rotación, la direición del fexe barre'l cielu siguiendo un círculu. Cuando, por azar la direición d'un fexe crucia la de la Tierra, el pulsu ye reparáu. Asina, la frecuencia de los pulsos ye una midida de velocidá de rotación de la estrella de neutrones.
El púlsar del Cámbaru tien un diámetru envaloráu entendíu ente 28 y 30 quilómetros; emite pulsos de radiación cada 33 milisegundos.[22][23] Los pulsos son emitíos en llonxitúes d'onda dientro del espectru electromagnéticu, dende ondes de radio hasta rayos X. Como tolos púlsares aisllaos, la frecuencia de los pulsos mengua de forma regular bien llixeramente, indicando que'l púlsar se desacelera gradualmente. Sicasí, dacuando, el so periodu de rotación amuesa cambeos drásticos, llamaos 'interferencies', que se cree que son causaos por repentinos reaxustes na estructura interna de la estrella de neutrones. La enerxía lliberada a midida que el púlsar se desacelera ye enorme, y provoca la emisión de radiación sincrotrón de la nebulosa del Cámbaru, que tien una lluminosidá total 75
La enorme enerxía emitida pol púlsar crea una rexón particularmente dinámica nel centru de la nebulosa del Cámbaru. Magar la mayoría de los oxetos astronómicos evolucionen tan amodo que los cambeos son visibles namái n'escales de tiempu de munchos años, les partes centrales de la nebulosa del Cámbaru amuesen cambeos n'escales de tiempu d'apenes unos pocos díes.[24] La parte más dinámica na zona central de la nebulosa ye'l puntu onde'l vientu ecuatorial del púlsar topeta contra la materia circundante de la nebulosa, formando una onda de choque. La forma y la posición d'esta zona camuda rápido, col vientu ecuatorial que se porta como una serie de remolinos que s'acentúen, rellumen y dempués se atenúan a midida que allóñense del púlsar bien lloñe dientro'l cuerpu principal de la nebulosa.
La estrella que se convirtió en supernova y dio orixe a la nebulosa del Cámbaru por aciu la so esplosión ye la llamada estrella proxenitora.
Los modelos teóricos d'esplosiones de supernovas suxeren que la estrella proxenitora que creo la nebulosa del Cámbaru tuvo de tener una masa d'ente ocho y doce mases solares. Les estrelles con una masa inferior a ocho mases solares son consideraes demasiáu llixeres como pa producir esplosiones de supernova, y rematen la so vida produciendo una nebulosa planetaria, ente que aquelles mayores de doce mases solares producen una nebulosa con una composición química distinta a la reparada nel senu de la nebulosa del Cámbaru.[25]
Unu de los principales problemes provocaos pol estudiu de la nebulosa del Cámbaru ye que la masa combinao de la nebulosa y el púlsar suman considerablemente menos que la masa envalorao de estréllalo proxenitora, siendo una incógnita por resolver la diferencia ente estos dos mases.[16] Pa envalorar la masa de la nebulosa mide la cantidá total de lluz emitida, dada la temperatura y la densidá de la nebulosa, y deduzse la masa riquida pa emitir la lluz reparada. Les estimaciones bazcuyen ente 1 y 5 mases solares, siendo'l valor xeneralmente aceptáu de 2 o 3 mases solares.[25] Envalórase que la masa de la estrella de neutrones taría entendida ente 1,4 y 2 mases solares.
La teoría predominante que trata d'esplicar la masa faltante de la nebulosa considera qu'una proporción considerable de la masa de estréllalo proxenitora foi eyectada por un rápidu vientu estelar antes de la esplosión de supernova, como ye'l casu de numberoses estrelles masives como les estrelles de Wolf-Rayet. Sicasí, un vientu asina crearía un cascarón alredor de la nebulosa. Anque se llevaron a cabu varios intentos pa reparar el supuestu cascarón usando distintes llonxitúes d'onda, naide llogró atopalo.[26]
Tauro álzase llueu nes nueches del iviernu boreal, colos sos llargos estiles apuntando hacie el nordeste. La nebulosa del Cámbaru, tópase pocu más de 1 grau al noroeste de Zeta Tauri, la estrella que marca la punta del cuernu sudoriental.
Trátase d'unu de los escasos remanentes de supernova que pueden detectase con prismáticos, a condición de que'l cielu tea lo bastante escuru. Con unes dimensiones angulares de tan solo 6x4 minutos d'arcu, al reparala con prismáticos de 7x50 apaez como una estrella algodonosa. Con más aumentos (prismáticos 20x50) apaez como daqué más qu'eso, pero ensin detalles, como pocu más qu'una estrella engordada. Con telescopios de 100 mm a 200 mm y aumentos medios amuésase como un óvalu difusu ensin testura interna. Por desgracia, al amontar los aumentos nun ameyoren los detalles. Sicasí, con preseos mayores percíbese'l calter dentáu del cantu y apaecen filamentos nes rexones esternes de la nebulosa. Les fotografíes de llarga esposición y les imáxenes dixitales (CCD), amuesen un oxetu bello y acoradao, entecruzáu por bucles del gas arrastrao poles ondes de choque xeneraes na esplosión de la supernova.
La estrella central, con magnitú 16, namái puede reparase con telescopios grandes.
La nebulosa del Cámbaru alcuéntrase aproximao a 1,5° de la eclíptica—el planu que contién la órbita de la Tierra alredor del Sol—. Esto significa que la Lluna —y dacuando, los planetes— pueden transitar o despintar la nebulosa. Anque'l Sol nun transita la nebulosa, la so corona pasa enfrente d'ésta. Estos tránsitos y tapecimientos pueden usase p'analizar tantu la nebulosa como l'oxetu que pasa enfrente d'ella, reparando cómo la radiación de la nebulosa ye alteriada pol cuerpu en tránsitu.
Los tránsitos llunares usáronse pa trazar un mapa de les emisiones de rayos X de la nebulosa. Antes del llanzamientu de satélites dedicaos a la observación de rayos X, como'l XMM-Newton o l'Observatoriu de rayos X Chandra, los telescopios d'observación en rayos X xeneralmente teníen bien poca resolución óptica. Inversamente, la posición de la Lluna ye conocida con muncha precisión. Asina, cuando ésta pasa enfrente de la nebulosa, les variaciones nel rellumu de la nebulosa pueden usase pa crear mapes d'emisiones de rayos X. Cuando los rayos X fueron reparaos per primer vegada dende la nebulosa, un tapecimientu llunar foi usada pa determinar la posición exacta del so orixe.[27][19]
La corona solar pasa enfrente de la nebulosa del Cámbaru cada mes de xunu. Les variaciones nes ondes de radio recibíes dende la nebulosa del Cámbaru nesi momentu pueden usase pa deducir detalles sobre la densidá y estructura de la corona. Les primeres observaciones establecieron que la corona #estender a distancies más grandes de lo que se pensara enantes; les observaciones posteriores afayaron que la corona presentaba variaciones considerables de densidá.[28]
Bien raramente, Saturno transita la nebulosa del Cámbaru. El so últimu tránsitu, en 2003, foi'l primeru dende 1296; nun va asoceder otru hasta 2267. Los científicos usaron l'Observatoriu de rayos X Chandra pa reparar la lluna de Saturnu Titán mientres el so tránsitu enfrente de la nebulosa, y afayaron que la solombra' de rayos X de Titán yera mayor que la so superficie sólida, por cuenta de la absorción de rayos X pola so atmósfera. Estes observaciones pudieron establecer que la grosez de l'atmósfera de Titán ye de 880 km.[29] El tránsitu del planeta Saturno puramente nun pudo reparase, porque'l telescopiu Chandra taba pasando al traviés de les petrines de Van Allen nesi momentu.
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