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M 1, 





    
        

            Alberto Tomatis

Technical card

Imaging telescope or lens:RC 16''

Mount:Astrophisyc GTO 1600

Guiding camera:FLI-PL6303E

Software:photoshopPixInsightMaxim DL

Filters:Astrodon H-alpha 6nmBlueGreenRed

Accessory:FLI PDF Focuser

Resolution: 1920x1280

Dates:Dec. 17, 2017

Frames:
Astrodon H-alpha 6nm: 11x900" -10C bin 2x2
LRGB: 25x900" -10C bin 2x2

Integration: 9.0 hours

Darks: ~5

Flats: ~7

Flat darks: ~7

Bias: ~20

Avg. Moon age: 28.83 days

Avg. Moon phase: 0.55%

Bortle Dark-Sky Scale: 2.00

Mean FWHM: 2.60

Temperature: 5.50

Astrometry.net job: 1957877

Locations: Alto-Observatory - Canino (VT), Canino (VT), Lazio, Italy

Data source: Own remote observatory

Remote source: Non-commercial independent facility

Description

La Nebulosa Granchio (nota anche come Nebulosa del Granchio o con le sigle di catalogo M 1 e NGC 1952)
è un resto di supernova visibile nella costellazione del Toro. Scoperta nel 1731 da John Bevis,
la nebulosa è il primo oggetto del catalogo di oggetti astronomici pubblicato da Charles Messier nel 1774.
La nebulosa, oggi vasta più di sei anni luce, è formata dai gas in espansione espulsi durante
l'esplosione della Supernova 1054; i gas si stanno espandendo alla velocità di 1 500 km/s e possiedono
una massa totale di circa (4,6 ± 1,8) M?. La supernova che la produsse fu osservata per la prima volta il 4 luglio 1054
e venne registrata dagli astronomi cinesi e arabi dell'epoca; la sua luminosità era tale che la magnitudine apparente
dell'evento fu compresa tra -7 e -4,5, tale da renderla visibile ad occhio nudo durante il giorno, sorpassando
la luminosità apparente di Venere. La Nebulosa Granchio si trova a circa 6 500 a.l. dal sistema solare; perciò
l'evento che l'ha prodotta è in realtà avvenuto 6 500 anni prima del 1054, cioè circa nel 5400 a.C.
Al centro della nebulosa si trova la pulsar del Granchio (nota anche come PSR B0531+21), una stella di neutroni
con un diametro di circa 10 chilometri, scoperta nel 1968: fu la prima osservazione di un'associazione tra pulsar
e resti di supernova, una scoperta fondamentale per l'interpretazione delle pulsar come stelle di neutroni.

Distanza:
Sebbene la Nebulosa sia al centro di notevole attenzione da parte degli astronomi, la sua distanza resta una questione aperta,
a causa delle incertezze derivate da ogni metodo usato per determinarla. Nel 2008 si è formato un consenso generale sul valore
di distanza di (2,0 ± 0,5) kpc ((6 500 ± 1 600) a.l.). La Nebulosa Granchio si espande alla velocità di circa 1 500 km/s;
le immagini riprese a distanza di alcuni anni ne rivelano la lenta espansione e comparando quest'espansione angolare
con la sua velocità di espansione determinata analizzandone il redshift, si è provato a stimare la distanza della nebulosa.
Nel 1973 le analisi dei differenti metodi usati per calcolarla portarono alla conclusione che si trovasse a circa 6 300 anni luce.
Il diametro maggiore della nebulosa misura circa 13 ± 3 anni luce.
Ripercorrendo all'indietro le tappe dell'espansione della nebulosa si arriva ad una data di creazione della nebulosa posteriore
al 1054 di alcuni decenni; ciò indica che la velocità di espansione dei gas ha subito un'accelerazione molto tempo dopo
l'esplosione della stella progenitrice. La causa di tale accelerazione è imputabile all'energia della pulsar che alimenta
il campo magnetico, che si espande e forza verso l'esterno anche i filamenti di gas.

Caratteristiche fisiche:
Una serie di immagini che mostrano come appare la Nebulosa Granchio alle diverse lunghezze d'onda dello spettro elettromagnetico.
Alle lunghezze d'onda della luce visibile la Nebulosa Granchio appare come un insieme di filamenti di forma ovaleggiante,
delle dimensioni di 6×4' (minuti d'arco; per raffronto, la Luna piena ha un diametro di circa 30'), che circonda una regione
centrale di colore bluastro; in tre dimensioni, si crede che possegga una forma simile ad uno sferoide prolato.
I filamenti sono ciò che resta dell'atmosfera della stella progenitrice, scagliati nello spazio dall'esplosione in supernova,
e sono formati principalmente da elio e idrogeno ionizzati, assieme a piccole percentuali di carbonio, ossigeno, azoto, ferro, neon e zolfo.
La loro temperatura si aggira fra gli 11 000 ed i 18 000 K e la loro densità è di circa 1 300 particelle per cm³.
Le stime sulla massa totale della nebulosa sono importanti per conoscere la massa della stella progenitrice; la quantità di materia contenuta
nei filamenti della Nebulosa (ossia la massa espulsa formata da gas neutro e ionizzato, soprattutto elio) è stimata sulle 4,6 ± 1,8 M?;
la massa complessiva della nebulosa associata alla massa della pulsar ammonterebbe invece ad almeno 6-9 M?.
Nel 1953 Iosif Sklovskij propose che la regione diffusa di colore blu fosse generata soprattutto dalla radiazione di sincrotrone, ossia
la radiazione prodotta da particelle cariche (in questo caso gli elettroni) che sono costrette a muoversi a velocità prossime alla velocità della luce
in traiettorie curve da un campo magnetico; tre anni dopo questa teoria fu confermata dalle osservazioni. Negli anni sessanta si scoprì che
la sorgente dei livelli di curvatura degli elettroni è il forte campo magnetico prodotto da una stella di neutroni al centro della nebulosa.
La Nebulosa contiene un certo numero di regioni in cui l'abbondanza degli elementi si presenta anomala, in particolare una regione a forma
di banda o toro costituita da elio pressoché puro (~95%) ed alcuni recessi caratterizzati da forti linee degli elementi del picco
del ferro (V, Cr, Mn, Fe, Co e Ni), in particolare del nichel.[25] Il toro, associato a dei lobi bipolari sempre costituiti da elio puro,
forma circa il 25% dell'emissione visibile e attraversa la regione della pulsar in senso est-ovest.[28] I recessi invece sono caratterizzati
da scarse abbondanze di elio.
Nonostante i meccanismi che abbiano portato alla formazione del toro di elio restino oscuri, è possibile spiegare le peculiari abbondanze
degli elementi pesanti riscontrate considerando le dinamiche della pulsar al centro della nebulosa. Considerando l'abbondanza di elementi
del picco del ferro della superficie della stella di neutroni e le interazioni col campo magnetico dell'oggetto, gli astronomi hanno formulato
due modelli, l'irradiazione superficiale da parte degli elettroni e dei flussi elettronici subsuperficiali; questi due meccanismi, a causa
anche della giovane età della pulsar, sembrano innalzare la temperatura delle regioni dei poli magnetici sino ai livelli in cui si verifica
una significativa emissione di energia da tali elementi.

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