stringtranslate.com

Nebulosa del Cangrejo

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

Con una magnitud aparente de 8,4, comparable a la de Titán, luna 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 aproximadamente 2,0 kiloparsecs (6.500  ly ) de la Tierra. Tiene un diámetro de 3,4 parsecs (11 ly), correspondiente a un diámetro aparente de unos 7  minutos de arco , y se expande a una velocidad de aproximadamente 1.500 kilómetros por segundo (930 mi/s), o el 0,5% de la velocidad de la luz .

En el centro de la nebulosa se encuentra el Pulsar del Cangrejo , una estrella de neutrones de 28 a 30 kilómetros (17 a 19 millas) de diámetro con una velocidad de giro de 30,2 veces por segundo, que emite pulsos de radiación 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 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 del Sol 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 Titán, la luna de Saturno, que bloqueaba los rayos X de la nebulosa.

Historia observacional

La documentación más antigua registrada sobre 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 los astrónomos medievales en el año 1054 d.C.

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 de Liverpool , exposiciones por 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 de forma independiente en 1758 por Charles Messier mientras observaba un cometa brillante . [10] Messier lo 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 finales de 1758. El momento exacto del regreso del cometa requirió la consideración de las perturbaciones en su órbita causadas por planetas del Sistema Solar como Júpiter. , que Clairaut y sus dos colegas Jérôme Lalande y Nicole-Reine Lepaute realizaron con mayor precisión que Halley, descubriendo que el cometa debería aparecer en la constelación de Tauro . Buscando en vano el cometa, Charles Messier encontró la Nebulosa del Cangrejo, que al principio pensó que era el cometa Halley. [11] Después de algunas observaciones, al notar que el objeto que estaba observando no se movía a través del cielo, Messier concluyó que el objeto no era un cometa. Messier se dio cuenta entonces de la utilidad de elaborar un catálogo de objetos celestes de naturaleza nubosa, pero fijos en el cielo, para evitar catalogarlos incorrectamente como cometas. Esta comprensión 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 compuesto 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 que la mostraba con brazos como los de un cangrejo. [6] Lo observó nuevamente más tarde, en 1848, usando 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 relacionado con una explosión de supernova. [12] A principios del siglo XX, el análisis de las primeras fotografías de la nebulosa tomadas con varios años de diferencia reveló que se estaba expandiendo. El seguimiento de la expansión reveló que la nebulosa debió haberse hecho visible en la Tierra unos 900 años antes. Los registros históricos revelaron que los astrónomos chinos, y probablemente también los observadores japoneses, habían registrado una nueva estrella lo suficientemente brillante como para ser vista durante el día en la misma parte del cielo el 4 de julio de 1054. [12] [15] [16]

En 1913, cuando Vesto Slipher registró su estudio espectroscópico del cielo, la Nebulosa del Cangrejo volvió a ser uno de los primeros objetos en ser estudiados. Carl Lampland descubrió cambios en la nube, que sugieren su pequeña extensión, 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 de 1054, idea que siguió siendo controvertida hasta que se entendió la naturaleza de las supernovas, y fue Nicholas Mayall quien indicó que la estrella de 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 las observaciones modernas de restos de supernovas con documentos astronómicos de siglos pasados. [ cita necesaria ]

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] Durante mucho tiempo se consideró que el evento no estaba 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 cristiano nestoriano. Médico 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 procedente de la fusión nuclear y colapsaba sobre sí misma. [25] [26] Análisis recientes de registros históricos han encontrado 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 Venus). 4.2 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]

Púlsar de 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 el 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 Pulsar del Cangrejo , lo que explicaría el brillo de la nube. La estrella fue descubierta poco después, en 1968 [28], por la Dra. Susan Jocelyn Bell . El descubrimiento del Pulsar del Cangrejo y el conocimiento de su edad exacta (casi hasta el día de hoy) permite verificar las propiedades físicas básicas de estos objetos, como la edad característica y la luminosidad de rotación, los órdenes de magnitud involucrados (en particular, el fuerza del campo magnético ), junto con diversos aspectos relacionados con la dinámica del remanente. El papel de esta supernova para la comprensión científica de los restos de supernova fue crucial, ya que ninguna otra supernova histórica creó un púlsar cuya edad precisa se conozca con certeza. La única excepción posible a esta regla sería SN 1181 , cuyo supuesto remanente 3C   58 alberga un púlsar, pero su identificación mediante observaciones chinas de 1181 es cuestionada. [29]

La parte interior de la Nebulosa del Cangrejo está dominada por una nebulosa de viento púlsar que envuelve al púlsar. Algunas fuentes consideran que la Nebulosa del Cangrejo es un ejemplo tanto de una nebulosa de viento púlsar como de un remanente de supernova, [30] [31] [32] 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 confirmado que emite rayos gamma en la banda de muy alta energía (VHE) por encima de 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, [33] [34] que abrió la ventana de rayos gamma 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 convierte en la primera fuente identificada de más de 100 TeV. [35]

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  ampliamente ovalada , de aproximadamente 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 la forma de un esferoide achatado (estimado a 1.380 pc/4.500 ly de distancia) o de un esferoide alargado (estimado a 2.020 pc/6.600 ly 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 aproximadamente 1.300 partículas por cm 3 . [36]

En 1953, Iosif Shklovsky propuso que la región azul difusa se produce predominantemente por 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 . [37] 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. [38]

Distancia

Aunque la Nebulosa del Cangrejo es el foco de mucha atención entre los astrónomos, su distancia sigue siendo una cuestión abierta, debido a las incertidumbres en todos los métodos utilizados para estimar su distancia. En 2008, el consenso fue que su distancia de la Tierra es 2,0 ± 0,5 kpc (6.500 ± 1.600 ly). [2] A lo largo de su dimensión visible más larga, mide aproximadamente 4,1 ± 1 pc (13 ± 3 ly) de ancho. [C]

La Nebulosa del Cangrejo actualmente se está expandiendo hacia afuera a aproximadamente 1.500 km/s (930 mi/s). [39] Imágenes tomadas con varios años de diferencia revelan la lenta expansión de la nebulosa, [40] 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 llegó a una conclusión de aproximadamente 1,9 kpc (6.300 ly), consistente con el valor citado actualmente. [4]

Rastrear su expansión (asumiendo una disminución constante de la velocidad de expansión debido a la masa de la nebulosa) arrojó una fecha para la creación de la nebulosa varias décadas después de 1054, lo que implica que su velocidad hacia afuera se ha desacelerado menos de lo supuesto desde la explosión de la supernova. [41] 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. [42] [43]

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 eyectada de gas ionizado y neutro; principalmente helio [44] ) es4,6 ± 1,8  M ☉ . [45]

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 de este a oeste que cruza la región del púlsar. El toroide constituye aproximadamente el 25% de la eyección visible. Sin embargo, los cálculos sugieren que aproximadamente el 95% del toro es helio. Hasta el momento, no se ha propuesto ninguna explicación plausible para la estructura del toroide. [46]

estrella central

Vídeo en cámara lenta del Crab Pulsar, tomado con la cámara de fotón único OES.
Los datos de los observatorios en órbita muestran variaciones inesperadas en la emisión de rayos X de la Nebulosa del Cangrejo, probablemente relacionadas con el entorno alrededor de su estrella de neutrones central.
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 identificado como tal en 1942, cuando Rudolf Minkowski descubrió que su espectro óptico era extremadamente inusual. [47] Se descubrió que la región alrededor de la estrella era una fuerte fuente de ondas de radio en 1949 [48] y rayos X en 1963, [49] y fue identificada como uno de los objetos más brillantes del cielo en rayos gamma en 1967. [ 50] Luego, en 1968, se descubrió que la estrella emitía su radiación en pulsos rápidos, convirtiéndose en uno de los primeros púlsares descubiertos. [24]

Los púlsares son fuentes de poderosa radiación electromagnética , emitida en pulsos cortos y extremadamente regulares muchas veces por segundo. Eran 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. [51] Sin embargo, el descubrimiento de una fuente de radio pulsante en el centro de la Nebulosa del Cangrejo fue una fuerte evidencia de que los púlsares se formaron a partir de explosiones de supernovas. [52] Ahora se entiende que son estrellas de neutrones que giran rápidamente , cuyos potentes campos magnéticos concentran sus emisiones de radiación en haces estrechos. [53]

Se cree que el Crab Pulsar tiene entre 28 y 30 km (17 a 19 millas) de diámetro; [54] emite pulsos de radiación cada 33  milisegundos . [55] Los pulsos se emiten en longitudes de onda en 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 un realineamiento repentino dentro de la estrella de neutrones. La energía liberada cuando el púlsar se desacelera es enorme y alimenta la emisión de la radiación sincrotrón de la Nebulosa del Cangrejo, que tiene una luminosidad total aproximadamente 75.000 veces mayor que la del Sol. [56]

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 sólo en escalas de tiempo de muchos años, las partes internas de la Nebulosa del Cangrejo muestran cambios en escalas de tiempo de sólo unos pocos días. [57] La ​​característica más dinámica en la parte interior de la nebulosa es el punto donde el viento ecuatorial del púlsar golpea la mayor parte de la nebulosa, formando un frente de choque . La forma y posición de esta característica cambia rápidamente, con el viento ecuatorial apareciendo como una serie de características similares a volutas que se vuelven más pronunciadas, más brillantes y luego se desvanecen a medida que se alejan del púlsar para adentrarse en el cuerpo principal de la nebulosa. [57]

Estrella progenitora

Esta secuencia de imágenes del Hubble muestra características en la Nebulosa del Cangrejo interior que cambian durante un período de cuatro meses.

La estrella que explotó como supernova se conoce como estrella progenitora de la supernova . Dos tipos de estrellas explotan como supernovas: las enanas blancas y las estrellas masivas . En las llamadas supernovas de Tipo Ia , los gases que caen sobre una enana blanca "muerta" elevan su masa hasta que se acerca a un nivel crítico, el límite de Chandrasekhar , lo que resulta en una explosión de fusión nuclear desbocada 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 impulsar sus reacciones de fusión nuclear y colapsa sobre sí misma, liberando energía potencial gravitacional en una forma que elimina las capas externas de la estrella. Las supernovas de tipo Ia no producen púlsares, [58] por lo que el púlsar de la Nebulosa del Cangrejo muestra que debe haberse formado en una supernova de colapso del núcleo. [59]

Los modelos teóricos de explosiones de supernovas sugieren que la estrella que explotó para producir la Nebulosa del Cangrejo debió tener una masa de entre 9 y 11  M ☉ . [46] [60] Se cree que las estrellas con masas inferiores a 8  M ☉ son demasiado pequeñas para producir explosiones de supernova y terminan sus vidas produciendo una nebulosa planetaria , mientras que una estrella de más de 12  M ☉ habría producido una nebulosa con una composición química diferente a la observada en la Nebulosa del Cangrejo. [61] Sin embargo, estudios recientes sugieren que el progenitor podría haber sido una estrella rama gigante superasintótica en el rango de 8 a 10  M ☉ que habría explotado en una supernova de captura de electrones . [62] En junio de 2021, un artículo en la revista Nature Astronomy informó que la supernova SN 2018zd de 2018 (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 [63 ] [64] [65] Se pensaba 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 que sea más probable que esto fuera correcto. [64] [65]

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. [45] 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 densidad medidas de la nebulosa. Las estimaciones oscilan entre 1 y 5  M ☉ , siendo 2 y 3  M ☉ el valor generalmente aceptado. [61] 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 del progenitor fue arrastrada antes de la explosión de la supernova por un rápido viento estelar , un fenómeno comúnmente observado en las estrellas Wolf-Rayet . Sin embargo, esto habría creado un caparazón alrededor de la nebulosa. Aunque se han realizado intentos en varias longitudes de onda para observar una concha, todavía no se ha encontrado ninguna. [66]

Tránsitos de cuerpos del Sistema Solar

Imagen de Chandra que muestra a Titán, la luna de Saturno, en tránsito por 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 frente a ella, observando cómo el cuerpo en tránsito altera la radiación de la nebulosa.

Lunar

Los tránsitos lunares se han utilizado para mapear las emisiones de rayos X de la nebulosa. Antes del lanzamiento de 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 por delante de la nebulosa, su posición se conoce con mucha precisión, y por lo que las variaciones en el brillo de la nebulosa pueden usarse para crear mapas de emisión de rayos X. [67] Cuando se observaron por primera vez rayos X desde la Nebulosa del Cangrejo, se utilizó una ocultación lunar para determinar la ubicación exacta de su fuente. [49]

Solar

La corona del Sol pasa cada mes de junio frente a la Nebulosa del Cangrejo. Las variaciones en las ondas de radio recibidas de la Nebulosa del Cangrejo en este momento pueden usarse para inferir detalles sobre la densidad y estructura de la corona. Las primeras observaciones establecieron que la corona se extendía a distancias mucho mayores de lo que se pensaba anteriormente; Observaciones posteriores encontraron que la corona contenía variaciones sustanciales de densidad. [68]

Otros objetos

Muy raramente, Saturno transita por la Nebulosa del Cangrejo. Su tránsito el 4 de enero de 2003 ( UTC ) fue el primero desde el 31 de diciembre de 1295 ( OS ); otro no ocurrirá hasta el 5 de agosto de 2267. Los investigadores utilizaron el Observatorio de rayos X Chandra para observar Titán , la luna de Saturno , mientras 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 X. -rayos en su atmósfera. Estas observaciones mostraron que el espesor de la atmósfera de Titán es de 880 km (550 millas). [69] El tránsito de Saturno no pudo observarse, porque Chandra estaba pasando por los cinturones de Van Allen en ese momento.

Galería

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)
Nebulosa del Cangrejo fotografiada con el telescopio espacial James Webb en infrarrojo a través de su NIRCam (cámara de infrarrojo cercano) y MIRI (instrumento de infrarrojo medio). (30 de octubre de 2023)

Ver también

Notas

  1. ^ Tamaño medido en un plato muy profundo tomado por Sidney van den Bergh a finales de 1969. [4] [70]
  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 pieza de diámetro =13 ± 3 años luz de diámetro
  4. ^ Se desconocía la naturaleza de la nebulosa en ese momento.

Referencias

  1. ^ abc "M 1". SIMBAD . Centre de données astronomiques de Estrasburgo . Consultado el 12 de febrero de 2012 .
  2. ^ ab Kaplan, David L.; et al. (2008). "Un movimiento adecuado y preciso para el púlsar del cangrejo y la dificultad de probar la alineación del giro para estrellas de neutrones jóvenes". La revista astrofísica . 677 (2): 1201-1215. arXiv : 0801.1142 . Código Bib : 2008ApJ...677.1201K. doi :10.1086/529026. S2CID  17840947.
  3. ^ "Más desordenado 1". Catálogo SEDS Messier . Consultado el 27 de abril de 2022 .
  4. ^ abcd Trimble, Virginia Louise (1973). "La distancia a la Nebulosa del Cangrejo y NP 0532". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 85 (507): 579–585. Código bibliográfico : 1973PASP...85..579T. doi :10.1086/129507. JSTOR  40675440. S2CID  122277030.
  5. ^ ab Hester, JJ (2008). "La Nebulosa del Cangrejo: una quimera astrofísica". Revista Anual de Astronomía y Astrofísica . 46 : 127-155. Código Bib : 2008ARA&A..46..127H. doi : 10.1146/annurev.astro.45.051806.110608.
  6. ^ ab Ridpath, Ian. "Lord Rosse y la Nebulosa del Cangrejo". Cuentos de estrellas . Consultado el 6 de septiembre de 2023 .
  7. ^ Garner, Rob (6 de octubre de 2017). "Messier 1 (La Nebulosa del Cangrejo)". NASA . Consultado el 27 de abril de 2022 .
  8. ^ ab Lampland, CO (1921). "Cambios observados en la estructura de la nebulosa" Cangrejo "(NGC 1952)". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 33 (192): 79–84. Código bibliográfico : 1921PASP...33...79L. doi :10.1086/123039. JSTOR  40710638. S2CID  122115955.
  9. ^ Katgert-Merkelijn, J. y Damen, J. (2000). "Una breve biografía de Jan Hendrik Oort: 7. Nebulosa del Cangrejo". Biblioteca de la Universidad de Leiden. Archivado desde el original el 4 de septiembre de 2014 . Consultado el 9 de marzo de 2015 .
  10. ^ abc Barrow, John D. (2008). Imágenes cósmicas: imágenes clave en la historia de la ciencia. Casa al azar. pag. 45.ISBN​ 978-0-224-07523-7.
  11. ^ ab Pugh, Philip (noviembre de 2011). Observando los objetos más desordenados con un pequeño telescopio: tras los pasos de un gran observador. Ciencia Springer. págs. 8-10. ISBN 978-0-387-85357-4.
  12. ^ abc Mayall, Nicholas Ulrich (1939). "La Nebulosa del Cangrejo, una probable supernova". Folletos de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 3 (119): 145. Código bibliográfico : 1939ASPL....3..145M.
  13. ^ Parsons, William (1844). "Observaciones sobre algunas de las nebulosas". Transacciones filosóficas de la Royal Society de Londres . 134 . higo. 81, lámina xviii, pág. 321. doi :10.1098/rstl.1844.0012. JSTOR  108366. S2CID  186212669.
  14. ^ Jones, Kenneth Glyn (1975). La búsqueda de las nebulosas. Académico Alfa. ISBN 978-0-905193-01-4.
  15. ^ David Leverington (2012). Una historia de la astronomía: desde 1890 hasta la actualidad. Medios de ciencia y negocios de Springer. pag. 197.ISBN​ 978-1-4471-2124-4.
  16. ^ ab Lundmark, Knut (1921). "Nuevas estrellas sospechosas registradas en crónicas antiguas y entre observaciones recientes de meridianos". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 33 (195): 225–238. Código bibliográfico : 1921PASP...33..225L. doi :10.1086/123101. JSTOR  40668518. S2CID  120275870.
  17. ^ Duncan, John Charles (1921). "Cambios observados en la Nebulosa del Cangrejo en Tauro". Procedimientos de la Academia Nacional de Ciencias . 7 (6): 179–181. Código bibliográfico : 1921PNAS....7..179D. doi : 10.1073/pnas.7.6.179 . PMC 1084821 . PMID  16586833. 
  18. ^ Srinivasan, G. (1997). "Estrellas de neutrones". Restos Estelares . Apuntes de conferencias 1995, Sociedad Suiza de Astrofísica y Astronomía. Ciencia Springer. pag. 108.ISBN​ 978-3-540-61520-0.
  19. ^ Usui, Tadashi (11 de enero de 2007). "¿Por qué y cómo un poeta japonés registró la supernova del año 1054 d. C.?". Archivado desde el original el 3 de marzo de 2016 . Consultado el 4 de marzo de 2015 .
  20. ^ Fujiwara no Sadaie (hacia 1200). Meigetsuki [ Registro de la Luna Clara ].
  21. ^ Stephenson, F. Richard; Verde, David A. (2003). "2003JAHH....6...46S Página 46". Revista de Historia y Patrimonio Astronómico . 6 (1): 46. Código bibliográfico : 2003JAHH....6...46S. doi :10.3724/SP.J.1440-2807.2003.01.05. S2CID  128868531.
  22. ^ Gingerich, Owen (abril de 1986). "Astronomía islámica" (PDF) . Científico americano . 254 (10): 74. Código bibliográfico : 1986SciAm.254d..74G. doi : 10.1038/scientificamerican0486-74.
  23. ^ Ibn Abi Usaibia (1971) [1245-1246]. "Capítulo 10: Sobre las clases de médicos de Irak, al-Jazirah y Diyar Bekr". Vidas de los Médicos . Kopf, Lothar (trad.).
  24. ^ ab Green, David A. y Stephenson, F. Richard (2003). "Supernovas históricas". En Weiler, KW (ed.). Supernovas y explosiones de rayos gamma . Apuntes de conferencias de física. vol. 598. Berlín: Springer. págs. 7-19. arXiv : astro-ph/0301603 . Código Bib : 2003LNP...598....7G. doi :10.1007/3-540-45863-8_2. ISBN 978-3-540-44053-6. S2CID  17099919. {{cite book}}: |journal=ignorado ( ayuda )
  25. ^ Tao, Li (2004). Xu Zizhi Tongjian Changbian (en chino). vol. 176. Beijing: Compañía de libros Zhonghua. pag. 4263.己丑，客星出天关之东南可数寸。嘉祐元年三月乃没。
  26. ^ Canción Huiyao (en chino) .如太白,芒角四出,色赤白,凡见二十三日.
  27. ^ Collins, George W. II; et al. (1999). "Una reinterpretación de referencias históricas a la supernova del año 1054 d. C.". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 111 (761): 871–880. arXiv : astro-ph/9904285 . Código Bib : 1999PASP..111..871C. doi :10.1086/316401. S2CID  14452581.
  28. ^ Setti, Giancarlo (2012). "Franco Pacini (1939-2012)". Boletín de la Sociedad Astronómica Estadounidense . 44 : 011. doi : 10.3847/BAASOBIT2012011 (inactivo el 31 de enero de 2024). Archivado desde el original el 6 de febrero de 2020.{{cite journal}}: CS1 maint: DOI inactive as of January 2024 (link)
  29. ^ Bietenholz, MF (julio de 2006). "Imágenes de radio de 3C 58: expansión y movimiento de su Wisp". La revista astrofísica . 645 (2): 1180-1187. arXiv : astro-ph/0603197 . Código bibliográfico : 2006ApJ...645.1180B. doi :10.1086/504584. S2CID  16820726.
  30. ^ Gaensler, Bryan M.; Slane, Patrick O. (18 de agosto de 2006). "La evolución y estructura de las nebulosas del viento Pulsar". Revista Anual de Astronomía y Astrofísica . 44 (1): 17–47. arXiv : astro-ph/0601081 . Código Bib : 2006ARA&A..44...17G. doi : 10.1146/annurev.astro.44.051905.092528. ISSN  0066-4146. S2CID  10699344.
  31. ^ "UNIVERSO DE RAYOS X :: Crea un Pulsar: Nebulosa del Cangrejo en 3D". chandra.cfa.harvard.edu . Consultado el 31 de octubre de 2020 . La nebulosa [del Cangrejo] no es un remanente de supernova clásico, como alguna vez se pensó comúnmente, pero el sistema se clasifica mejor como una nebulosa de viento púlsar.
  32. ^ "Nebulosas del viento Pulsar". Observatorio Astrofísico Smithsonian. 4 de noviembre de 2016 . Consultado el 26 de marzo de 2017 .
  33. ^ Gibbs, Kenneth Gerard (1987). LA APLICACIÓN DE LA IMAGEN A LA TÉCNICA ATMOSFÉRICA DE CERENKOV: OBSERVACIONES DE LA NEBULOSA DEL CANGREJO. La Universidad de Arizona.
  34. ^ Semanas, TC (1989). "Observación de rayos gamma TeV de la nebulosa del Cangrejo utilizando la técnica de imágenes atmosféricas de Cerenkov" (PDF) . Revista Astrofísica . 342 : 379. Código bibliográfico : 1989ApJ...342..379W. doi :10.1086/167599. S2CID  119424766.
  35. ^ Amenomori, M.; et al. (junio de 2019). "Primera detección de fotones con energía superior a 100 TeV de una fuente astrofísica". Cartas de revisión física . 123 (5): 051101. arXiv : 1906.05521 . Código Bib : 2019PhRvL.123e1101A. doi :10.1103/PhysRevLett.123.051101. PMID  31491288. S2CID  189762075.
  36. ^ Fesen, RA y Kirshner, RP (1982). "La Nebulosa del Cangrejo. I - Espectrofotometría de los filamentos". La revista astrofísica . 258 (1): 1–10. Código bibliográfico : 1982ApJ...258....1F. doi :10.1086/160043.
  37. ^ Shklovskii, Iósif (1953). "Sobre la naturaleza de la emisión óptica de la nebulosa del Cangrejo". Doklady Akademii Nauk SSSR . 90 : 983. Código bibliográfico : 1957SvA.....1..690S.
  38. ^ Quemar, BJ (1973). "Un modelo de sincrotrón para el espectro continuo de la Nebulosa del Cangrejo". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 165 (4): 421–429. Código bibliográfico : 1973MNRAS.165..421B. doi :10.1093/mnras/165.4.421.
  39. ^ Bietenholz, MF; et al. (1991). "La expansión de la Nebulosa del Cangrejo". Las cartas del diario astrofísico . 373 : L59–L62. Código bibliográfico : 1991ApJ...373L..59B. doi :10.1086/186051.
  40. ^ Nemiroff, R.; Bonnell, J., eds. (27 de diciembre de 2001). "Animación que muestra la expansión de 1973 a 2001". Imagen astronómica del día . NASA . Consultado el 10 de marzo de 2010 .
  41. ^ Trimble, Virginia Louise (1968). "Movimientos y estructura de la envoltura filamentosa de la nebulosa del Cangrejo" (PDF) . Revista Astronómica . 73 : 535. Código bibliográfico : 1968AJ.....73..535T. doi :10.1086/110658. S2CID  120669550.
  42. ^ Bejger, M. y Haensel, P. (2003). "Expansión acelerada de la Nebulosa del Cangrejo y evaluación de sus parámetros de estrella de neutrones". Astronomía y Astrofísica . 405 (2): 747–751. arXiv : astro-ph/0301071 . Código Bib : 2003A y A...405..747B. doi :10.1051/0004-6361:20030642. S2CID  10254761.
  43. ^ "La Nebulosa del Cangrejo explotó en 1054". Astronomía.com . 8 de junio de 2007 . Consultado el 10 de septiembre de 2014 .
  44. ^ Verde, fiscal del distrito; et al. (2004). "Observaciones submilimétricas y en infrarrojo lejano de la nebulosa del Cangrejo". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 355 (4): 1315-1326. arXiv : astro-ph/0409469 . Código Bib : 2004MNRAS.355.1315G. doi :10.1111/j.1365-2966.2004.08414.x. S2CID  6914133.
  45. ^ ab Fesen, Robert A.; et al. (1997). "Un estudio óptico del entorno circunestelar alrededor de la Nebulosa del Cangrejo". La Revista Astronómica . 113 : 354–363. Código bibliográfico : 1997AJ....113..354F. doi :10.1086/118258. hdl :2060/19970022615.
  46. ^ ab MacAlpine, Gordon M.; et al. (2007). "Un estudio espectroscópico del procesamiento nuclear y la producción de líneas anormalmente fuertes en la nebulosa del Cangrejo". La Revista Astronómica . 133 (1): 81–88. arXiv : astro-ph/0609803 . Código Bib : 2007AJ....133...81M. doi :10.1086/509504. S2CID  18599459.
  47. ^ Minkowski, Rudolph (septiembre de 1942). "La Nebulosa del Cangrejo". La revista astrofísica . 96 : 199. Código bibliográfico : 1942ApJ....96..199M. doi :10.1086/144447.
  48. ^ Bolton, John G .; et al. (1949). "Posiciones de tres fuentes discretas de radiación de radiofrecuencia galáctica". Naturaleza . 164 (4159): 101–102. Código Bib :1949Natur.164..101B. doi :10.1038/164101b0. S2CID  4073162.
  49. ^ ab Bowyer, S.; et al. (1964). "Ocultación lunar de la emisión de rayos X de la Nebulosa del Cangrejo". Ciencia . 146 (3646): 912–917. Código Bib : 1964 Ciencia... 146.. 912B. doi : 10.1126/ciencia.146.3646.912. PMID  17777056. S2CID  12749817.
  50. ^ Haymes, RC; et al. (1968). "Observación de la radiación gamma de la Nebulosa del Cangrejo". Las cartas del diario astrofísico . 151 : L9. Código Bib : 1968ApJ...151L...9H. doi :10.1086/180129.
  51. ↑ Del Puerto, C. (2005). "Pulsares en los titulares". Serie de publicaciones de EAS . 16 : 115-119. Código Bib : 2005EAS....16..115D. doi :10.1051/eas:2005070.
  52. ^ LaViolette, Paul A. (abril de 2006). Decodificando el mensaje de los púlsares: comunicación inteligente desde la galaxia. Oso y compañía pág. 73.ISBN​ 978-1-59143-062-9.
  53. ^ LaViolette, Paul A. (abril de 2006). Decodificando el mensaje de los púlsares: comunicación inteligente desde la galaxia. Oso y compañía pág. 135.ISBN​ 978-1-59143-062-9.
  54. ^ Bejger, M. y Haensel, P. (2002). "Momentos de inercia de neutrones y estrellas extrañas: límites derivados del púlsar del Cangrejo". Astronomía y Astrofísica . 396 (3): 917–921. arXiv : astro-ph/0209151 . Código Bib : 2002A y A...396..917B. doi :10.1051/0004-6361:20021241. S2CID  13946022.
  55. ^ Harnden, FR y Seward, FD (1984). "Observaciones de Einstein del púlsar de la nebulosa del Cangrejo". La revista astrofísica . 283 : 279–285. Código bibliográfico : 1984ApJ...283..279H. doi :10.1086/162304.
  56. ^ Kaufmann, WJ (1996). Universo (4ª ed.). WH Freeman . pag. 428.ISBN​ 978-0-7167-2379-0.
  57. ^ ab Hester, J. Jeff; et al. (1996). "La estructura extremadamente dinámica de la Nebulosa del Cangrejo interior". Boletín de la Sociedad Astronómica Estadounidense . 28 (2): 950. Código bibliográfico : 1996BAAS...28..950H.
  58. ^ Pasachoff, Jay M. y Filippenko, Alex (agosto de 2013). El Cosmos: la astronomía en el nuevo milenio. Prensa de la Universidad de Cambridge. pag. 357.ISBN​ 978-1-107-27695-6.
  59. ^ Maoz, Dan (diciembre de 2011). Astrofísica en pocas palabras. Prensa de la Universidad de Princeton. pag. 90.ISBN​ 978-1-4008-3934-6.
  60. ^ Nomoto, K. (enero de 1985). "Modelos evolutivos del progenitor de la Nebulosa del Cangrejo". La nebulosa del Cangrejo y los restos de supernova relacionados: actas de un taller celebrado en la Universidad George Mason, Fairfax, Virginia, del 11 al 12 de octubre de 1984 . Prensa de la Universidad de Cambridge . págs. 97-113. Código bibliográfico : 1985cnrs.work...97N. ISBN 0-521-30530-6. {{cite book}}: |journal=ignorado ( ayuda )
  61. ^ ab Davidson, K. y Fesen, RA (1985). "Acontecimientos recientes relacionados con la Nebulosa del Cangrejo". Revista Anual de Astronomía y Astrofísica . 23 (507): 119-146. Código bibliográfico : 1985ARA&A..23..119D. doi : 10.1146/annurev.aa.23.090185.001003.
  62. ^ Tominaga, N.; et al. (2013). "Explosiones de supernovas de estrellas ramificadas gigantes superasintóticas: curvas de luz multicolores de supernovas de captura de electrones". Las cartas del diario astrofísico . 771 (1): L12. arXiv : 1305.6813 . Código Bib : 2013ApJ...771L..12T. doi :10.1088/2041-8205/771/1/L12. S2CID  118860608.
  63. ^ Hiramatsu D, Howell D, Van S, et al. (28 de junio de 2021). "El origen de la captura de electrones de la supernova 2018zd". Nat Astron . 5 (9): 903–910. arXiv : 2011.02176 . Código Bib : 2021NatAs...5..903H. doi :10.1038/s41550-021-01384-2. S2CID  226246044.
  64. ^ ab "Nuevo tercer tipo de supernova observado". Observatorio WM Keck . 28 de junio de 2021.
  65. ^ ab "Los astrónomos descubren un nuevo tipo de supernova". Noticias RTÉ . PA . 28 de junio de 2021 . Consultado el 1 de julio de 2021 .
  66. ^ Frágil, DA; et al. (1995). "¿El cangrejo tiene caparazón?". Las cartas del diario astrofísico . 454 (2): L129-L132. arXiv : astro-ph/9509135 . Código Bib : 1995ApJ...454L.129F. doi :10.1086/309794. S2CID  14787898.
  67. ^ Palmieri, TM; et al. (1975). "Distribución espacial de rayos X en la Nebulosa del Cangrejo". La revista astrofísica . 202 : 494–497. Código bibliográfico : 1975ApJ...202..494P. doi :10.1086/153998.
  68. ^ Erickson, WC (1964). "Las propiedades de dispersión de ondas de radio de la corona solar". La revista astrofísica . 139 : 1290. Código bibliográfico : 1964ApJ...139.1290E. doi :10.1086/147865.
  69. ^ Mori, K.; et al. (2004). "Una medición de rayos X de la extensión atmosférica de Titán desde su tránsito por la Nebulosa del Cangrejo". La revista astrofísica . 607 (2): 1065–1069. arXiv : astro-ph/0403283 . Código bibliográfico : 2004ApJ...607.1065M. doi :10.1086/383521. S2CID  8836905.Imágenes de Chandra utilizadas por Mori et al. se puede ver aquí.
  70. ^ van den Bergh, Sidney (1970). "Una estructura en forma de jet asociada con la Nebulosa del Cangrejo". Las cartas del diario astrofísico . 160 : L27. Código Bib : 1970ApJ...160L..27V. doi :10.1086/180516.

enlaces externos

Wikimedia Commons tiene medios relacionados con Messier 1.