MESSIER 1

Nebulosa del Cangrejo - M1 (NGC 1952) Taurus A, 3C 144, Sh 2-244, LBN 833- Const:Tauro - Distancia: 6.300 Años luz

Descubierta en 1731 por el aficionado Inglés John Bevis, que la añadió a su atlas de estrellas: la Uranographia Britannica, la Nebulosa del Cangrejo, el vestigio más conocido y más notable de supernova, es una nube de gas creada por la explosión de una estrella. Mencionada el 4 de julio de 1054 por los astrónomos chinos, según algunos escritos la supernova - cuatro veces más brillante que Venus - fue visible 23 días durante el día y 653 noches a ojo. Charles Messier, independientemente de Bevis, descubrió M1 el 28 de agosto de 1758. Al principio la tomó con el cometa Halley, de vuelta. Rápidamente se dio cuenta que no tenía movimiento propio perceptible y lo metió en su catálogo el 12 de septiembre de 1758. Fue el descubrimiento de M1 el que impulsó a Messier a comenzar su catálogo, y fue M1, también, a causa de la excesiva semejanza con un cometa en su pequeño catalejo, el que le dio la idea de efectuar las investigaciones con un telescopio de verdad. Messier reconoció la prioridad del descubrimiento por Bevis en una carta del 10 de junio de 1771.

Constituida por la materia expulsada en el momento de la explosión, hoy por hoy, M1 ocupa un volumen de un diámetro aproximado de 10 años-luz, en expansión a 1.800 km/s.

M 1 emite luz en dos componentes principales descubiertos por Roscoe Frank Sanford en 1919 mediante análisis espectroscópico, confirmados fotográficamente luego por Walter Baade y Rudolph Minkowski en 1930; en primer lugar, una radiación roja formando un enredo de filamentos brillantes, con un espectro a rayas de emisión (que incluye las del hidrógeno) como el de las nebulosas gaseosas difusas (o planetarias); en segundo lugar, un fondo, difuso y azulado, cuyo espectro es continuo y que consiste en una "radiación sincrotrón" altamente polarizada, emitida por electrones a alta energía sobre un campo magnético potente. Esta explicación se propuso en primero por el astrónomo ruso J. a Shklovsky (1953), de acuerdo con las observaciones de Jan H. Oort y T. Walraven (1956).

En 1948 la Nebulosa del Cangrejo se definió como una potente fuente de radiación de radio, nombrada y registrada como Taurus A, o 3C 144. Más tarde, abril de 1963, se detectó radiación X y se llamó Taurus X-1. Medidas efectuadas durante el eclipse lunar del 5 de junio de 1964, repetidas en 1974 y 1975, pusieron de manifiesto que la radiación X procede de una región que se extiende al menos 2 minutos de arco, y que la energía X emitida es alrededor de 100 veces superior a la emitida en luz visible. A la distancia de 6.300 años-luz el resplandor aparente de M 1 se corresponde a una magnitud absoluta de -3,2, lo que representa más de mil de veces la luminosidad del Sol. ¡Se estimó su magnitud total, incluyendo todo el espectro, en 100.000 veces la del Sol!

El 9 de noviembre de 1968, astrónomos del Observatorio de Arecibo, Puerto-Rico, con ayuda del radiotelescopio de 300 metros descubrieron la radio fuente estelógica "Púlsar" NPO532, o PSR 0531+21. Este descubrimiento se produjo el 15 de enero de 1969. Suele lllamarsele CM Tauri, como la estrella variable de la supernova.

CM Tauri es una estrella de neutrones de rotación rápida: ¡gira sobre sí misma 30 veces por segundo! Este periodo se conoce muy bien porque la estrella de neutrones irradia en prácticamente toda la gama del espectro electromagnético. La estrella de neutrones es un objeto extremadamente denso, mucho más que un núcleo atómico, y concentra más de una masa solar en una esfera de 30 km de diámetro. Su velocidad de rotación disminuye lentamente a causa de la interacción magnética con la nebulosa; esta es la fuente principal de energía que causa la radiación luminosa de la nebulosa y, como se indica anteriormente, esta energía es 100.000 veces superior a la del Sol.

La Nebulosa del Cangrejo puede encontrarse sin dificultad a partir de Zeta Tauri (o 123 Tauri), en el "Cuerno Meridional" de Tauro, una estrella de 3.0 magnitud que se sitúa fácilmente al ENE de Aldebarán (ALFA Tauri); aproximadamente a 1 grado Norte y 1 grado Oeste de Zeta Tauri, ligeramente al Sur y 1/2 grado al Oeste de la estrella Struve 742, de magnitud 6. En tiempo claro y noche oscura M 1 es visible, pero se puede también perder fácilmente su rastro en un medio ambiente luminoso y de condiciones poco favorables.

Con prismáticos 7x50 o 10x50 es visible como una mancha rodeada de bruma. En telescopios de 4 pulgadas (10cm) y de más apertura, algunos detalles en su forma se vuelven aparentes, dejando conjeturar una estructura jaspeada o estriada en su parte interna; según John Mallas, en excelentes condiciones un observador con experiencia puede distinguir estos detalles en toda la parte interna de la nebulosa. El aficionado puede comprobar que Messier 1 se presenta en efecto como un cometa sin cola. Sólo en excelentes condiciones de observación y con telescopios mayores, de 16 pulgadas (40 cm) o más de apertura, se pueden eventualmente entrever los filamentos.

M1 se sitúa en un bonito campo estrellado de la Vía Láctea. La estrella Zeta Tauri, notable como variable de tipo Gamma Cassiopeiae, es un astro en rotación más bien rápida, que expulsó una cáscara de gas en expansión, con un camarada espectroscópico que lo orbita en 133 días aproximadamente. A dos minutos (o 1/2 grado) en Ascensión Recta, se sitúa Struve 742 o ADS 4200, otro sistema binario cuyos componentes A (mag 7,2, espectro F8, de color amarillo) y B (mag 7,8, blanco) orbitan el uno alrededor del otro en 3.000 años aproximadamente.