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Scheda di Messier 1 (M1)

Dati di Messier 1 (M1)

Mappa celeste di Messier 1 (M1). Crediti FourmiLab / Astronomiamo.

Designazioni Messier 1 (M1);Crab Nebula;NGC 1952
Costellazione Taurus
Tipologia NEBULOSA
Posizione
Ascensione Retta 05:34:00
Declinazione +22°01
Altezza
Azimut
Apparenza
Magnitudine 8,400
Descrizione Dreyer Size: 6. vB, vL, E 135deg +/- , vglbM, , dist. 6.300yl
Decodifica Dreyer Dimensione: 6. ''Molto brillante
  • Molto luminosa
  • esteso 135deg +/-
  • molto gradualmente piccolo (o lungo) più brillante verso il centro
  • distanza . 6.300yl
  • Informazioni sul corpo celeste

    M1 (NGC 1952), anche nota come Nebulosa del Granchio o Crab Nebula, è uno splendido resto della supernova osservata il 4 luglio del 1054 (la supernova fu talmente brillante da poter essere osservata anche ad occhio nudo in pieno giorno), la cui espansione è stata documentata dal punto di vista fotografico.
    Proprio M1 (primo oggetto del Catalogo di Messier) ha consentito di comprendere le ultime fasi di vita di una stella di grande massa.
    Si trova, contrariamente a quanto il nome 'Nebulosa del Granchio' lasci supporre, nella costellazione del Toro, accanto alla stella di magnitudine 3 zeta Tauri. L'area di cielo circostante è molto ricca di campi stellari.

    m1
    M1


    Nel 1968 al suo interno è stata trovata una pulsar (PSR B0531), una stella di neutroni rotante, residuo del nucleo della stella esplosa che appare come una radiazione pulsante a ritmi di 33 millisecondi. Fu la prima pulsar trovata, e fu opera di Jocelyn Bell sebbene dapprima si pensò a forme di vita intelligente in grado di mandare verso di noi fasci di radiazione ad intermittenza perfetta. La stellina fu identificata nel 1969 e valse il premio Nobel a due astronomi dell'Università di Tucson, Hewish e Ryle, mentre la madrina della scoperta, Jocelyn Bell, fu esclusa da tutti i ringraziamenti. La pulsar dovrebbe avere un diametro di circa 28-30 chilometri.
    I fasci di radiazione emessi interagiscono con i gas della nebulosa producendo radiazioni di sincrotrone e fluorescenza.

     

     

    Ad un telescopio la nebulosa appare come una piccola ellisse grigia, una specie di nebulosa planetaria dalla forma ovale e di dimensioni di 6x4 primi d'arco (pari a 11,7,5 anni luce, data la distanza), mentre le fotografie mostrano numerosi filamenti rossi composti da idrogeno.
    E' stata scoperta nel 1731 da John Bevis prima di essere ri-scoperta da Messier il 28 agosto del 1758, ma soltanto Lord Rosse notò i filamenti rosa intorno alla zona nebulosa più densa e proprio per questo chiamò questo oggetto 'Nebulosa del Granchio'.
    Proprio l'analisi fotografica della nebulosa ha condotto Lundmark, nel 1921, a calcolare la velocità di espansione della nebulosa in circa 1500 chilometri al secondo, per una espansione attuale di più di 6 anni luce. Da qui si risalì all'esplosione, datata 1054 proprio quando i cinesi scoprirono la famosa supernova. Testimonianze dell'epoca parlano di una brillantezza di magnitudine compresa tra -7 e -4.5, inferiore soltanto a quella della Luna piena, che durò fino ad aprile 1056. Al centro del resto di supernova è presente una sorta di "cuore" con ciuffi di filamenti di gas a nido d'ape, una visione ottenuta grazie a risoluzione elevatissima e mappatura del vuoto dello strumento SITELLE installato al Canada-France-Hawaii Telescope a Mauna Kea. 

    In luce visibile M1 si descrive come un insieme di filamenti ovaleggianti intorno ad una regione centrale tendente al blu. I filamenti, residui della stella progenitrice, sono composti essenzialmente di elio e idrogeno ionizzati oltre a carbonio, ossigeno, azoto, ferro e zolfo. La temperatura è tra 11.000 e 18.000 K.
    Come per tutte le nebulose, la distanza è un fattore molto dibattuto anche se recentemente si tende a concordare sui 6.500 anni luce, con un errore possibile di 1.600 anni luce.
    La stella progenitrice dovrebbe essere stata una stella di massa compresa tra 9 e 11 masse solari, anche se la massa della nebulosa e quella della pulsar, sommate, non arrivano ad una cifra simile. Si ritiene che la massa mancante sia stata espulsa prima dell'esplosione sottoforma di venti solari.
    M1 si trova a 1,5° dall'eclittica quindi è suscettibile di essere attraversata dai pianeti e dai corpi solari. Saturno ha effettuato un transito nel 2003, mentre il prossimo ci sarà nel 2267.

    L'immagine in basso mostra M1 ripresa da Chandra Observatory, nello spettro X, in una elaborazione dedicata al 15° anno di attività dell'osservatorio.

    m1-2
    Nebulosa del Granchio M!

    La nebulosa lascia registrare una quantità elevata di flare a raggi X e proprio tra il 2017 e il 2019 è stato registrato un eccesso di luminosità X ad accompagnare dei lampi radio della pulsar, nell'ambito del fenomeno definito Giant Radio Pulses. Il picco nei raggi X è stato pari al 4% rispetto alla media in concomitanza con gli impulsi radio giganti. Gli impulsi giganti non sono prevedibili e sono molto rapidi e grazie al telescopio Nicer a bordo della ISS è stato possibile determinare la perfetta coincidenza tra radio e raggi X, il che può voler dire che gli impulsi radio siano pura manifestazione di processi sottostanti multifrequenza (Science - “Enhanced x-ray emission coinciding with giant radio pulses from the Crab Pulsar” - T. Enoto et al).

    Due rotazioni complete della pulsar, con evidenza dell'effetto faro a raggi X. Crediti: Goddard Space Flight Center della NASA / Enoto et al. 2021
    Due rotazioni complete della pulsar, con evidenza dell'effetto faro a raggi X. Crediti: Goddard Space Flight Center della NASA / Enoto et al. 2021

     

     

     

    Sorge
    Culmina
    Tramonta
    Altezza
    Azimut

    Visibilità di oggi

    Visibilità nell'anno

    Come si legge questa pagina

    I riquadri in alto

    I riquadri in alto fanno riferimento alla giornata di oggi e indicano quando il DSO sorge, culmina e tramonta dietro l'orizzonte.

    Il grafico a radar

    Il radar indica in quale momento della giornata, oggi, il DSO può essere osservato al meglio.

    • CAM: Crepuscolo Astronomico Mattutino
    • CNM: Crepuscolo Nautico Mattutino
    • CCM: Crepuscolo Civile Mattutino
    • A: Alba
    • T: Tramonto
    • CCS: Crepuscolo Civile Serale
    • CNS: Crepuscolo Nautico Serale
    • CAM: Crepuscolo Astronomico Serale

    L'ottagono azzurro indica l'orizzonte ed è posizionato ad altezza 0 (si legge sull'asse verticale). Il giro completo va dal crepuscolo astronomico mattutino a quello serale, ripercorrendo l'intero arco delle 24 ore. L'altezza del DSO è mostrata dall'area gialla. Se il giallo si trova all'interno dell'area dell'orizzonte, il DSO non è ancora sorto. Il momento di migliore visibilità si verifica nel momento in cui il colore giallo esterno all'orizzonte è più ampio.
    Ad esempio, i DSO la cui declinazione è troppo bassa rispetto al luogo di osservazione non vedranno mai l'area gialla oltrepassare l'orizzonte mentre oggetti circumpolari avranno un'area gialla estesa oltre l'orizzonte per tutto l'arco della giornata.
    Più il DSO sale sull'orizzonte e più l'area dell'orizzonte sarà ristretta visto che la scala graduata dovrà arrivare ad altezze sempre maggiori.

    Il grafico a linee

    Il grafico a linee indica le altezze del DSO nei vari mesi dell'anno, calcolati in base al crepuscolo civile mattutino, a quello serale e a un orario notturno intermedio.

    • CCM: Crepuscolo Civile Mattutino
    • CCS: Crepuscolo Civile Serale
    • NOT: Notte

    Cliccando sulla didascalia di una serie di dati è possibile eliminarla o ripristinarla per avere la situazione più chiara. La linea verde esprime quindi l'altezza del DSO in piena notte nei vari mesi dell'anno, con la coseguenza che l'oggetto sarà visibile al meglio laddove la curva raggiunge punti più alti.
    Attenzione ai gradi espressi sull'asse verticale: la stella potrebbe anche non sorgere pur presentando un punto più alto visto che la scala potrebbe presentare tutti valori negativi per i DSO che non sorgono alla nostra latitudine. Quindi occhio allo 0!

    Calcolo effemeridi

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