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En el centro de la nebulosa del Cangrejo se encuentra una estrella de neutrones que mide entre 28 y 30 kilómetros de diámetro. A pesar de tener un tamaño similar al de una ciudad, gira sobre sí misma a 30,2 vueltas por segundo.
¿Por qué es verdad?
Este cuerpo estelar es el residuo colapsado de una estrella masiva que agotó su energía nuclear. Al concentrar toda su masa en una bola diminuta, su giro se aceleró drásticamente. Por eso emite pulsos periódicos de radiación exactamente cada 33 milisegundos.
Ese giro vertiginoso convierte al púlsar en un faro que emite desde ondas de radio hasta rayos gamma. Con el tiempo, la estrella va perdiendo velocidad de rotación. La energía liberada por ese frenado constante basta para hacer brillar a toda la nebulosa que la envuelve.
La rotación extrema genera un campo magnético descomunal en el centro. Este campo curva el paso de electrones que se mueven hasta a la mitad de la velocidad de la luz, produciendo radiación sincrotrón en su zona azul difusa. A energías de más de 30 keV, es la fuente continua de rayos gamma más brillante del cielo, alcanzando más de 10 TeV.
De dónde sale el dato
Las mediciones de este objeto astronómico proceden del artículo dedicado a la nebulosa del Cangrejo en Wikipedia en inglés. Su rápido periodo de giro y su ralentización fueron registrados a finales de 1968 mediante radiotelescopios históricos, en concreto el de Green Bank y el del Observatorio de Arecibo.
Además, su origen temporal se fundamenta en crónicas astronómicas medievales de China, Japón y del mundo islámico que registraron el fenómeno en 1054. La detección de su radiación extrema proviene de telescopios de rayos gamma terrestres como el del Observatorio Whipple y de detectores que han constatado emisiones superiores a 100 TeV.
Una nube cósmica en plena expansión
La nebulosa que rodea a esta estrella se sitúa en el brazo de Perseo de la Vía Láctea, a unos 2,0 kiloparsec de la Tierra, unos 6.500 años luz. Tiene un diámetro de 3,4 parsec, unos 11 años luz, y un diámetro aparente de 7 arcminutos. Su magnitud aparente es de 8,4, por lo que puede distinguirse con prismáticos con buenas condiciones.
En luz visible forma una masa ovalada de filamentos de 6 arcminutos de largo por 4 de ancho alrededor de su zona azul. Estos filamentos son restos de la atmósfera estelar original y contienen helio e hidrógeno ionizados, carbono, oxígeno, nitrógeno, hierro, neón y azufre. Su temperatura ronda entre 11.000 y 18.000 kelvin, con densidades de 1.300 partículas por centímetro cúbico.
Todo este gas se expande hacia el exterior a unos 1.500 kilómetros por segundo, un 0,5% de la velocidad de la luz. En el centro, el viento del púlsar envuelve a la estrella y forma una nebulosa de viento de púlsar que empuja sin descanso la materia circundante.
Y además…
La supernova original fue tan brillante que pudo verse a plena luz del día. El 4 de julio de 1054, astrónomos de la época anotaron una estrella invitada que alcanzó una magnitud aparente de entre -7 y -4,5, superando a Venus con su -4,2. Permaneció visible a simple vista durante unos dos años.
En 1758, el astrónomo Charles Messier redescubrió la nube mientras buscaba el cometa Halley. Al comprobar que no se desplazaba por el cielo, decidió elaborar su famoso catálogo de objetos fijos para evitar confusiones a otros observadores, situando esta nebulosa en el primer puesto de la lista.
Su radiación ha servido para analizar otros cuerpos celestes cuando pasan por delante. En las décadas de 1950 y 1960 se cartografió la corona del Sol usando sus ondas de radio, y en 2003 se midió el espesor de la atmósfera de Titán al bloquear los rayos X de la nebulosa.
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