La nebulosa del Cranc (dita igualment M1, NGC 1952, Taurus A i Taurus X-1) és un romanent de supernova de tipus nebulosa de vent de púlsar. Fou descoberta el 1731 per John Bevis. És el vestigi d'una supernova (SN 1054) que fou observada i documentada, com a estrella visible a la llum del dia, per astrònoms xinesos i àrabs el 4 de juliol del 1054 i restà visible durant 22 mesos. Es tracta de la primera entrada del catàleg d'objectes no cometaris de Charles Messier. Situada a una distància de 2,0 ± 0,5 kpc (6.500 ± 1.600 anys llum) de la Terra, a la constel·lació del Taure, té un diàmetre de 4,1 ± 1 pc (13 ± 3 anys llum) i s'expandeix a una velocitat de 1.500 km/s.
Al centre de la nebulosa hi ha el púlsar PSR B0531+21, que gira sobre si mateix a 30 revolucions per segon i emet polsos de radiació que va des dels rajos gamma fins a les ones de ràdio. El descobriment de la nebulosa fou la primera prova que les explosions de supernoves produeixen púlsars.
És una font de radiació útil per estudiar els cossos celestes que l'oculten. A les dècades del 1950 i del 1960 es cartografià la corona solar mitjançant l'observació de les ones de ràdio produïdes per la nebulosa del Cranc que passaven a través del Sol. El 2003 es mesurà l'espessor de l'atmosfera de Tità, un dels satèl·lits de Saturn, quan blocava els rajos X emesos per la nebulosa.
Orígens
La nebulosa del Cranc és el vestigi d'una supernova que va ser observada i documentada, com una estrella visible a plena llum, per astrònoms xinesos i àrabs el 4 de juliol de l'any 1054; l'explosió va ser visible durant vint-i-dos mesos. A Europa va ser observada per primera vegada el 1731 per John Bevis i redescoberta independentment el 1758 per Charles Messier, que estava seguint el pas d'un cometa brillant. Amb aquest objecte astronòmic, Messier va iniciar el seu catàleg d'objectes no cometaris. A la dècada del 1840, William Parsons, tercer comte de Rosse, va observar la nebulosa amb el telescopi del castell de Birr, i l'anomenà la nebulosa del Cranc, atès que en un dibuix que va realitzar-ne s'assemblava a un cranc.K. Glyn Jones: The search for the nebulae, Chalfont St. Giles: Bucks Alpha Academic, Science History Publications. 1975
A l'inici del , l'anàlisi de les primeres fotografies de la nebulosa, realitzades al llarg dels anys, va revelar que la nebulosa s'expandia; quan es determinà l'origen de l'expansió es va deduir que la nebulosa s'hauria format uns 900 anys enrere. Existeixen documents històrics que indiquen que el 1054 una nova estrella, suficientment brillant com per ser visible a la llum del dia, va ser observada per astrònoms xinesos i àrabs a la mateixa regió del cel.<ref name="Lundmark">Lundmark K. (1921), Suspected New Stars Recorded in Old Chronicles and Among Recent Meridian Observations, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, v. 33, pàg.225</ref>Mayall N.U. (1939), The Crab Nebula, a Probable Supernova, Astronomical Society of the Pacific Leaflets, v. 3, pàg.145 És possible que la «nova estrella» brillant també fos observada pels anasazi i registrada en petroglifs.Dan Greening: 1054 Supernova Petrograph . Fotografia de Ron Lussier. A causa de la seva gran distància i el seu caràcter efímer, aquesta «nova estrella» observada per xinesos i àrabs només podria haver estat una supernova, una enorme estrella en plena explosió que, una vegada ha esgotat la seva font d'energia mitjançant la fusió nuclear, es col·lapsa sobre si mateixa.
Anàlisis recents d'aquests documents històrics han revelat que la supernova que va crear la nebulosa del Cranc probablement va aparèixer a l'abril o principis de maig del 1054, arribant al seu màxim esclat a una magnitud aparent d'entre −7 i −4,5 al juliol, sent més brillant que qualsevol altre objecte celeste a la nit excepte la Lluna. La supernova va ser visible a ull nu durant aproximadament dos anys després de la seva primera observació.G. W. Collins, W. P. Claspy, J. C. Martin (1999): A Reinterpretation of Historical References to the Supernova of A.D. 1054, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, v. 111, pàg. 871 Gràcies a les observacions escrites dels astrònoms orientals el 1054, la nebulosa del Cranc es va convertir en el primer objecte astronòmic del qual es va poder determinar una relació amb una explosió de supernova.
Característiques físiques miniatura|esquerra|Púlsar de la nebulosa del Cranc. Aquesta imatge combina informació òptica del Hubble (en vermell) i imatges de raigs X del Chandra (en blau). En llum visible, la nebulosa del Cranc consisteix en una àmplia massa de filaments de forma ovalada, d'aproximadament sis minuts d'arc de longitud i una amplària de quatre minuts d'arc, envoltant una regió central de color blau difús; en comparació, la Lluna plena cobreix trenta minuts d'arc. Els filaments són les restes de l'atmosfera de l'estrella progenitora, i estan constituïts principalment d'heli i hidrogen ionitzat, juntament amb carboni, oxigen, nitrogen, ferro, neó i sofre. La temperatura dels filaments està compresa entre els 11.000 i els 18.000 K, i la seva densitat és d'unes 1.300 partícules per cm³.R. A. Fesen, R. P. Kirshner: The Crab Nebula. I – Spectrophotometry of the filaments, Astrophysical Journal, vol. 258, pàg. 1-10. 1 de juliol de 1982.
El 1953, Ióssif Xklovski va proposar la idea segons la qual la regió blava difusa és produïda principalment per radiació de sincrotró, que és la radiació electromagnètica generada pels electrons que viatgen en trajectòries curvilínies a velocitats que arriben a la meitat de la velocitat de la llum.Xklovski, Ióssif (1953): On the Nature of the Crab Nebula’s Optical Emission. Doklady Akademii Nauk SSSR 90: 983. Existeix una reimpressió de 1957 d'Astronomicheskii Zhurnal, vol. 34, pàg.706 Tres anys més tard, la hipòtesi va ser confirmada per mitjà d'observacions. En la dècada del 1960 es va descobrir que la causa de les trajectòries curvilínies dels electrons és l'intens camp magnètic produït per una estrella de neutrons situada al centre de la nebulosa.B. J. Burn: A synchrotron model for the continuum spectrum of the Crab Nebula, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 165, pàg. 421. 1973.
La nebulosa del Cranc s'expandeix a una velocitat de 1.500 km/s,M. F. Bietenholz, P. P. Kronberg, D. E. Hogg, A. S. Wilson: The expansion of the Crab Nebula, Astrophysical Journal Letters, vol. 373, pàg. L59-L62. 1 de juny de 1991. mesurada per l'efecte Doppler de l'espectre de la nebulosa. D'altra banda, les imatges preses amb diversos anys de diferència mostren la lenta expansió angular aparent al cel. Comparant aquesta expansió angular amb la velocitat d'expansió determinada per espectroscòpia (desplaçament al vermell) es va poder estimar la distància de la nebulosa respecte al Sol, obtenint una distància d'aproximadament 6.300 anys llum, i una grandària d'uns d'onze anys llum per la nebulosa.Virginia Trimble: The Distance to the Crab Nebula and NP 0532, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 85, núm. 507, pàg.579. Octubre de 1973.
Rastrejant l'origen de l'expansió consistentment, i utilitzant la seva velocitat com s'observa avui dia, és possible determinar la data de la formació de la nebulosa, és a dir, la data de l'explosió de la supernova. Fent aquest càlcul s'obté una data que correspon a diverses dècades després de l'any 1054. Una explicació plausible d'aquest desfasament seria que la velocitat d'expansió no ha estat sempre uniforme, sinó que s'ha accelerat després de l'explosió de la supernova.Virginia Trimble: Motions and Structure of the Filamentary Envelope of the Crab Nebula, Astronomical Journal, vol. 73, pàg. 535. Setembre del 1968. Aquesta acceleració seria deguda a l'energia del púlsar que alimentaria el camp magnètic de la nebulosa, que s'expandeix i empeny els filaments de la nebulosa cap a l'exterior.M. Bejger, P. Haensel: Accelerated expansion of the Crab Nebula and evaluation of its neutron-star parameters, Astronomy and Astrophysics, vol. 405, pàg. 747-751. Juliol del 2003.
Els càlculs de la massa total de la nebulosa permeten estimar la massa de l'estrella progenitora de la supernova. Les estimacions de la quantitat de matèria continguda en els filaments de la nebulosa del Cranc varien entre una i cinc masses solars;R. A. Fesen, J. M. Shull, A. P. Hurford: An Optical Study of the Circumstellar Environment Around the Crab Nebula, Astronomical Journal, vol. 113, pàg. 354-363. Gener de 1997. encara que altres estimacions basades en investigacions del púlsar del Cranc ofereixen valors diferents.
Estrella central
miniatura|Aquesta seqüència d'imatges captades pel Hubble (NASA/ESA) mostra els canvis de la part interior de la nebulosa del Cranc durant un període de quatre mesos. Al centre de la nebulosa del Cranc es troben en aparença dues estrelles poc brillants, una de les quals és l'estrella responsable de l'existència de la nebulosa. Aquesta va ser identificada el 1942, quan Rudolf Minkowski va descobrir que el seu espectre òptic era extremadament inusual i no s'assemblava al d'una estrella normal.R. Minkowski: "The Crab Nebula", Astrophysical Journal, vol. 96, pàg. 199. Setembre de 1942. El 1949, es va descobrir que la regió al voltant de l'estrella era una gran font d'ones de ràdioJ. G. Bolton, G. J. Stanley, O. B. Slee: "Positions of three discrete sources of Galactic radio frequency radiation", Nature, vol. 164, pàg. 101. 1949. i el 1963 es va descobrir que també ho era de raigs X,S. Bowyer, E. T. Byram, T. A. Chubb, H. Friedman: "Lunar Occulation of X-ray Emission from the Crab Nebula", Science, vol. 146, pàg. 912-917. Novembre de 1964. i va ser identificat com un dels objectes celestes més brillants en raigs gamma el 1967.R. C. Haymes, D. V. Ellis, G. J. Fishman, J. D. Kurfess, W. H. Tucker: "Observation of Gamma Radiation from the Crab Nebula", Astrophysical Journal, vol. 151, pàg. L9, gener de 1968. Després, el 1968, es va descobrir que l'estrella emetia la seva radiació en polsos ràpids, convertint-se en un dels primers púlsars a ser identificat, i el primer a ser associat a un romanent de supernova.
Els púlsars són la font de potents radiacions electromagnètiques emeses en polsos breus i constants, amb una freqüència de moltes vegades per segon. Van ser un gran misteri quan es van descobrir el 1967, i l'equip que va identificar el primer púlsar va considerar la possibilitat que podia ser un senyal d'una civilització avançada.C. Del Puerto: "Pulsars in the Headlines", EAS Publications Series, vol. 16, pàg. 115-119, 2005. Tot i això, el descobriment d'una font de ràdio polsant al centre de la nebulosa del Cranc va representar una clara evidència que els púlsars no eren senyals d'éssers extraterrestres sinó que es formaven a partir d'explosions de supernoves. Actualment, se sap que són estrelles de neutrons de ràpida rotació, els potents camps magnètics de les quals concentren les seves emissions de radiació en raigs estrets. L'eix del camp magnètic no està alineat amb el de la seva rotació i la direcció del feix escombra el cel seguint un cercle. Quan, per atzar, la direcció d'un feix creua la Terra, el pols pot ser observat. Així, la freqüència dels polsos és una mesura de la velocitat de rotació de l'estrella de neutrons.