Karramarroaren nebulosa

Karramarroaren nebulosa (katalogo izendapenak: M1, NGC 1952, Tauro A) supernoba hondar bat eta plerioi bat da. Izen arrunta William Parsonsengandik dator, Rosseko hirugarren kondea, 1840an objektua 36 hazbeteko (91 cm) teleskopio batekin behatu zuena eta karramarro baten antza zuen marrazki bat egin zuena. Nebulosa hau John Bevis astronomo ingelesak aurkitu zuen 1731n, eta 1054an txinatar astronomoek erregistratutako supernoba distiratsu batekin bat dator. Nebulosa, supernoba historiko baten leherketarekin bat datorren lehen objektu astronomikoa izan zen.

8,4ko itxurazko magnitudearekin ez da begi hutsez ikusten, baina prismatikoekin bereiz daiteke baldintza egokietan. Nebulosa Perseoren besoan dago, Lurretik 2,0 kiloparsecs (6.500 ly) ingurura. 3,4 parseceko diametroa du (11 ly), hau da, 7 minutuko minutu arkua, eta segundoko 1.500 kilometroko abiaduran hedatzen da (930 mi/s), edo argiaren abiaduraren % 0,5.

Nebulosaren erdian Karramarroaren Pulsarra dago, 28-30 kilometroko diametroko neutroi izar bat, 30,2 aldiz segundoko bira abiadura duena, erradiazio pultsuak igortzen dituena gamma izpietatik irrati uhinetaraino. 30 keV baino gehiagoko x eta gamma izpien energietan, karramarroaren nebulosa, orokorrean, zeruko gamma izpi iraunkorrik dizdiratsuena da, 10 TeV baino gehiagoraino hedatzen den fluxu neurtu batekin. Nebulosaren erradiazioak, nebulosa ezkutatzen duten zeruko gorputzen azterketa zehatza ahalbidetzen du. 1950 eta 1960ko hamarkadetan, eguzki koroaren mapa bat egin zen karramarroaren nebulosaren irrati uhinen behaketetatik abiatuta, eta, 2003an, Saturnoren ilargiaren atmosferaren lodiera neurtu zen, Titan, nebulosaren x izpiak blokeatzean.

 Behaketaren historia 
Karramarroaren nebulosa supernoba batek sortu zuelako ideia modernoa 1921ean hasi zen, Carl Otto Lamplandek nebulosaren egituran aldaketak ikusi zituela iragarri zuenean. Honek, azkenean, karramarroaren nebulosaren sorrera, antzinako astronomoek 1054an erregistratutako SN 1054 supernoba distiratsuari dagokiola ondorioztatzera eraman zuen.

 Lehen identifikazioa 
Karramarroaren nebulosa, lehen aldiz, 1731n identifikatu zuen John Bevisek. Nebulosa modu independentean aurkitu zuen 1758an Charles Messierrek kometa distiratsu bat behatzen ari zela. Messierrek, bere katalogoan, kometen antzeko objektuen lehen sarrera bezala katalogatu zuen, 1757an, Alexis Clairautek, Edmund Halleyren kalkuluak berriz aztertu zituen, eta Halley kometaren itzulera iragarri zuen 1758ko amaieran. Kometa itzultzeko une zehatzak, Eguzki Sistemako planetek Jupiter bezala eragindako bere orbitaren asaldurak kontutan hartzea eskatzen zuen, Clairautek eta bere bi lankideek, Jérôme Lalandek eta Nicole-Reine Lepautek, Halleyk baino zehaztasun handiagoz egin zutena, kometa, Tauro konstelazioan agertu behar zela aurkituz. Alferrik bilatu zuen Charles Messierrek karramarroaren nebulosa aurkitu zuen kometa, hasieran Halley kometa zela pentsatu zuena. Behaketa batzuen ondoren, behatzen zuen objektua zerutik mugitzen ez zela ikustean, Messierrek objektua kometa bat ez zela ondorioztatu zuen. Messier, orduan, hodei izaerako baina zeruan finkaturiko zeruko objektuen katalogo bat konpilatzearen erabilgarritasunaz ohartu zen, hauek, modu desegokian kometa bezala katalogatzea eragozteko. Hori dela eta, "Messier katalogoa" egin zuen.
ezkerrera|thumb|235x235px|Nebulosaren lehen irudikapenaren erreprodukzioa Lord Rosseren eskutik (1844) (koloretan alderantzikatua zuriz beltz gainean ager dadin)
William Herschelek Karramarroaren Nebulosa askotan behatu zuen 1783 eta 1809 artean, baina ez da ezagutzen 1783an bere existentzia ezagutzen zuen edo Messier eta Bevisengandik aparte aurkitu zuen. Zenbait behaketaren ondoren, izar talde batez osatua zegoela ondorioztatu zuen. William Parsonsek, Rosseko hirugarren kondeak, Birr gazteluan nebulosa behatu zuen 1844an 36 hazbeteko teleskopio batekin (0,9 m), eta objektuari "Karramarroaren Nebulosa" deitu zion, egin zuen marrazki batek karramarro baten antza zuelako. Geroago, 1848an, 72 hazbeteko (1,8 m) teleskopio batekin ikusi zuen berriro, baina ezin izan zuen ustezko antzekotasuna baieztatu, izena mantendu zen arren.

 SN 1054-rekin konexioa 
Karramarroaren nebulosa supernoba baten leherketarekin erlazionatu zen lehen objektu astronomikoa izan zen. XX. mendearen hasieran, nebulosaren lehen argazkien analisiak hedatzen ari zela erakutsi zuen. Hedapenaren miaketak, Nebulosa, Lurrean, 900 urte lehenago ikusi behar izan zela adierazi zuen. Erregistro historikoek, 1054ko uztailak 4an, Txinako astronomoek, eta, ziuraski, japoniar behatzaileek, egunean zehar, zeruaren gune berean ikusteko bezain distiratsua zen izar berri bat erregistratu zutela erakutsi zuten.

1913an, Vesto Slipherrek bere zeruaren azterketa espektroskopikoa erregistratu zuenean, karramarroaren nebulosa, berriz aztertu zen lehen objektuetako bat izan zen. 1921ean, Carl Lamplandek, bere hedadura txikia iradokitzen zuten hodeiaren aldaketak aurkitu zituen. Urte berean, John Charles Duncanek gerakina hedatzen ari dela frogatu zuen, Knut Lundmarkek, 1054ko izar gonbidatuarengandik gertu zegoela adierazi zuen bitartean.

1928an, Edwin Hubblek hodeia 1054ko izarrarekin lotzea proposatu zuen, ideia hau, eztabaidagarria izaten jarraitu zuelarik supernoben izaera ulertu zen arte, eta Nicholas Mayallek, 1054ko izarra, zalantzarik gabe, karramarroaren nebulosa eragin zuen supernoba zela adierazi zuen. Supernoba historikoen bilaketa une horretan hasi zen: beste zazpi behaketa historiko aurkitu dira, supernoben aztarnen behaketa modernoak iragan mendeetako dokumentu astronomikoekin alderatuz.

Jatorrizko Txinako behaketekin lotura izan ondoren, 1934an, japoniar erreferentzia batekin, Meigetsukin "gonbidatutako izar" batekin loturak ezarri ziren, Txinako erreferentzia baino aste batzuk lehenago. Denbora luzez, gertaera hau, islamiar astronomian erregistratua ez zegoela uste izan zen, baina, 1978an, erreferentzia bat aurkitu zen Ibn Abi Usaibiak eginiko XIII. mendeko kopia batean, Ibn Butlan, supernoba garaian Bagdaden aktibo zegoen mediku kristau nestoriano batenak.

Bere distantzia handia dela eta, txinatarrek ikusitako eguneko "izar gonbidatua" supernoba bat baino ezin izan zen izan, bere fusio nuklearreko energia hornidura agortu eta bere burua kolapsatu zuen leherketa egoeran zegoen izar masibo bat. Erregistro historikoen azterketa berri batek, karramarroaren nebulosa sortu zuen supernoba, ziuraski, apirilean edo maiatzaren hasieran agertu zela erakutsi du, bere dizdira handiena -7 eta -4,5eko itxurazko magnitude baten artean lortuz (Artizarrarena baino distiratsuagoa, -4,2koa, eta gaueko zeruan dagoen guztia, Ilargia izan ezik) uztailean. Supernoba begi hutsez ikusi ahal izan zen bi urtez bere lehen behaketaren ondoren.

 Karramarroaren Pulsarra 
1960ko hamarkadan, pulsarren iragarpen eta aurkikuntzaren ondorioz, karramarroaren nebulosa, berriz ere, interesgune garrantzitsu bihurtu zen. Orduan iragarri zuen lehen aldiz Franco Pacinik Karramarroaren Pulsarraren existentzia, hodeiaren distira azalduko zuena. Izarra, handik gutxira behatua izan zen, 1968an. Karramarroaren pulsarraren aurkikuntzak eta bere adin zehatza (ia egunean) ezagutzeak objektu hauen oinarrizko propietate fisikoak egiaztatzea ahalbidetzen du, hala nola adin bereizgarria eta biraketaren argitasuna, inplikatutako magnitude ordenak (bereziki eremu magnetikoaren indarra) eta gerakinaren dinamikarekin lotutako hainbat alderdi. Supernoba honek supernoba geldikinen ulermen zientifikorako izan zuen papera erabakigarria izan zen, izan ere, beste ezein supernoba historikok ez zuen pulsarrik sortu, bere adina zehatz ezagutzen delarik. Erregela honen salbuespen posible bakarra SN 1181 izango litzateke, honen ustezko gerakinak, 3C 58, pulsar bat duelarik, baina bere identifikazioa, 1181eko txinatar behaketen bidez eztabaidatua da.

Karramarroaren nebulosaren barnealdea pultsarra inguratzen duen plerioi batek menderatzen du. Iturri batzuen arabera, karramarroaren nebulosa, plerioi zein supernoba hondarraren adibide bat da, beste batzuek, bi fenomenoak banatzen dituzten bitartean, energia ekoizpen iturri ezberdinetan eta bere portaera kontutan hartuz.

 Energia ultra altuko gamma izpien iturria 
2019an, Karramarroaren nebulosak 100 TeV baino gehiagoko gamma izpiak igortzen dituela ikusi zen, 100 TeV baino haratago identifikatutako lehen iturri bihurtzen duena.

 Parametro fisikoak 
ezkerrera|thumb|Karramarroaren nebulosako eskualde txiki bateko Hubbleren irudia, Rayleigh-Taylorren ezegonkortasunak bere harizko egitura trinkoan erakusten dituena.
Argi ikusgarrian, karramarroaren nebulosa forma obalatuko harizpiz osatutako masa bat da, 6 minutu arkuko luzera eta 4 minutu arkuko zabalera duena (konparazio batera, ilargi beteak 30 minutu arkuko diametroa du), erdiko eskualde urdin lauso bat inguratzen duena. Hiru dimentsiotan, nebulosak esferoide oblato baten (1.380 pc/4.500 ly zenbatetsia) edo esferoide prolato baten (2.020 pc/6.600 ly zenbatetsia) forma duela uste da. Filamentuak, izar gurasoaren atmosferaren hondarrak dira, eta, nagusiki, helioz eta hidrogeno ionizatuz osatuta daude, karbonoa, oxigenoa, nitrogenoa, burdina, neoia eta sufrearekin batera. Filamentuen tenperatura 11.000 eta 18.000 K artekoa izaten da, eta bere dentsitatea 1.300 partikula cm3-ko da.

1953an, Iosif Shklovskyk proposatu zuen eskualde urdin lausoa nagusiki sinkrotroi erradiazioak sortzen duela, eremu magnetiko batean elektroien mugimendu kurbatuak igorritako erradiazioa. Erradiazioa argiaren abiaduraren erdira arteko abiaduran mugitzen ziren elektroiei zegokien. Hiru urte beranduago, teoria, behaketek berretsi zuten. 1960ko hamarkadan, elektroien ibilbide kurben iturria nebulosaren erdian neutroi izar batek sortutako eremu magnetiko indartsua zela aurkitu zen.

 Distantzia 
Karramarroaren nebulosak astronomoen arreta handia jasotzen duen arren, bere distantzia ezezaguna da oraindik, bere distantzia estimatzeko erabiltzen diren metodo guztien ziurgabetasunengatik. 2008an, Lurrerako distantzia 2,0 ± 0,5 kpc (6.500 ± 1.600 ly) zela adostu zuten. Beraz, bere dimentsio ikusgarri luzeenean 4,1 ± 1 pc (13 ± 3 ly) neurtzen du.

Gaur egun, Karramarroaren nebulosa kanporantz hedatzen da, 1.500 km/s inguruan (930 mi/s). Zenbait urteko diferentziarekin hartutako irudiek nebulosaren hedapen motela adierazten dute, eta hedapen angeluar hau espektroskopikoki zehaztutako bere hedapen abiadurarekin alderatzean, nebulosaren distantzia estimatu daiteke. 1973an, nebulosarekiko distantzia kalkulatzeko erabilitako metodo askoren azterketa batek 1,9 kpc (6.300 ly) inguruko ondorio batera iritsi zen, gaur egun aipatutako balioarekin bat datorrena.

Karramarroaren pulsarra 1968an aurkitu zen. Bere hedapenaren miaketak (nebulosaren masaren ondorioz hedapen abiaduraren etengabeko murrizketa bat onartuz) nebulosa sortzeko data bat eman zuen 1054 baino zenbait hamarkada beranduago, honek, kanporanzko bere abiadura, supernobaren leherketatik uste zena baino gutxiago moteldu dela esan nahi duena. Uste denez, dezelerazio murriztu hau, nebulosaren eremu magnetikoa elikatzen duen pulsarraren energiak eragiten du, nebulosaren harizpiak kanporantz zabaltzen eta indartzen dituena.

 Masa 
Nebulosaren masa osoaren estimazioa garrantzitsua da supernobaren guraso-izarraren masa kalkulatzeko. Karramarroaren nebulosaren harizpietan dagoen materia-kantitatea (gas ionizatu eta neutroa eiektatzeko masa, batez ere helioa) 4,6 ± 1,8 M☉ da.

 Helioan aberatsa den torua 
Karramarroaren nebulosaren osagai nebular (edo anomalia) ugarietako bat helioan aberatsa den toru bat da, pulsarraren eskualdea zeharkatzen duen ekialde-mendebaldeko banda bat bezala ikus daitekeena. Toruak eiekta ikusgarrien % 25 inguru osatzen du. Hala ere, toruaren %95 helioa dela kalkulatu da. Orain arte ez da toruaren egiturari buruzko azalpen onargarririk eman.

 Erdiko izarra 
Karramarroaren nebulosaren erdian bi izar ahul daude, horietako bat nebulosaren existentziaren arduraduna delarik. 1942an identifikatua izan zen, Rudolf Minkowskik bere espektro optikoa oso ezohikoa zela aurkitu zuenean. Izarra inguratzen duen eskualdea, irrati uhin (1949) eta x izpi (1963) iturri indartsu bat dela aurkitu zen, eta, 1967an, zeruko objekturik distiratsuenetako bat bezala identifikatu zen gamma izpietan. Beranduago, 1968an, izarrak bere erradiazioa pultsu azkarretan igortzen zuela aurkitu zen, aurkitutako lehen pulsarretako bat bihurtuz.
Pulsarrak erradiazio elektromagnetiko indartsuko iturriak dira, segundoko askotan pultsu labur eta oso erregularretan igortzen direnak. Misterio handia izan ziren 1967an aurkitu zirenean, eta lehenengoa identifikatu zuen taldeak zibilizazio aurreratu baten seinale izateko aukera aztertu zuen. Hala ere, karramarroaren nebulosaren erdian irrati iturri pultsante bat aurkitu izana, pulsarrak supernoba leherketen ondorioz sortu zirela frogatzen duen froga sendo bat izan zen. Orain, errotazio azkarreko neutroi izarrak direla ulertzen da, euren eremu magnetiko indartsuak, euren erradiazio igorpenak sorta estuetan biltzen dituena.
Karramarroaren pulsarrak 28-30 kilometroko diametroa duela uste da, eta 33 milisegundo bakoitzeko erradiazio pultsuak igortzen dituela. Pultsuak espektro elektromagnetiko osoaren uhin luzeretan igortzen dira, irrati uhinetatik hasi eta x izpietaraino, isolatutako pulsar guztiak bezala, euren periodoa oso mailaka moteltzen da. Noizbehinka, bere errotazio periodoak bat-bateko aldaketak erakusten ditu, "Glitch" bezala ezagutzen direnak, uste denez, neutroi izarraren barnean bat-bateko berrelikadura batek eragiten dituenak. Pulsarra moteltzen denean askatzen den energia handia da, eta karramarroaren nebulosaren erradiazio sinkrotroiaren igorpena indartzen du, gure eguzkiarena baino 75.000 aldiz argitasun handiagoa duena.

Pulsarraren energia ekoizpen muturrekoak, ezohiko dinamika den eskualde bat sortzen du karramarroaren nebulosaren erdian. Objektu astronomiko gehienek hain astiro eboluzionatzen duten bitartean, aldaketak urte askotako denbora-eskaletan bakarrik ikus daitezkeen bitartean, karramarroaren nebulosaren barneko zatiak, egun batzuetako denbora-eskaletan aldaketak erakusten dituzte. Nebulosaren barnealdeko ezaugarririk dinamikoena, pulsarreko ekuatoreko haizeak nebulosaren lodierarekin talka egiten duen puntua da, talka fronte bat eratuz. Ezaugarri honen forma eta posizioa azkar aldatzen da, ekuatoreko haizea, metxa baten antzeko ezaugarri sail bat bezala agertuz, busti, distiratu eta, ondoren, desagertu egiten dira pulsarretik aldendu eta nebulosaren gorputz nagusian barneratu ahala.

 Guraso-izarra 
ezkerrera|thumb|Hubbleren irudien sekuentzia honek karramarroaren nebulosaren barnealdeko ezaugarriak erakusten ditu, lau hilabetez aldatzen direnak.
Supernoba bezala lehertu zen izarra supernobaren ama izar deitzen da. Supernoba bezala lehertzen diren bi izar mota daude: nano zuriak eta izar masiboak. Ia motako supernoba deiturikoetan, hildako nano zuri baten gainera erortzen diren gasek bere masa handitzen dute maila kritiko batera hurbildu arte, Chandrasekharren mugara, honek, izarra suntsitzen duen fusio nuklearreko leherketa bat eragiten duelarik, Ib/c eta II motako supernobetan, izar gurasoa izar masibo bat da, bere nukleoa, fusio nuklearreko bere erreakzioak elikatzeko erregairik gabe geratzen dena, energia potentzial grabitatorioa askatuz, izarraren kanpoko geruzak hegan eginarazten dituen forma batean. Ia motako supernobek ez dute pulsarrik sortzen, eta, beraz, karramarroaren nebulosaren pulsarrak, nukleoaren kolapso supernoba batean eratu behar zela frogatzen du.

Supernoba leherketen eredu teorikoek, karramarroaren nebulosa sortzeko lehertu zen izarrak, 9 eta 11 M☉ arteko masa izan behar zuela iradokitzen dute. Uste denez, 8 M☉-tik beherako masa duten izarrak, txikiegiak dira supernoba leherketak sortzeko, eta euren bizitza, euren tokian nebulosa planetario bat sortuz amaitzen dute, 12 M☉-tako izar astunago batek, karramarroaren nebulosan ikusitakoaz bestelako konposizio kimiko bat duen nebulosa bat sortuko zukeen bitartean. Hala ere, duela gutxiko ikerketen arabera, gurasoa 8 eta 10 M☉ arteko izar erraldoi superasintotiko bat izan zitekeen, elektroiak harrapatzeko supernoba batean lehertu zena.

Karramarroaren nebulosaren azterketen arazo garrantzitsu bat, nebulosaren eta pulsarraren masa konbinatuak, aurreikusitako izar gurasoaren masa baino nabarmen gutxiago batzen duela da, eta "masa galdua" non dagoen oraindik konpondu gabe dagoen kontua da. Nebulosaren masaren estimazioak isuritako argi kopuru osoa neurtuz eta beharrezko masa kalkulatuz egiten dira, nebulosaren tenperatura eta dentsitate neurtua kontuan hartuta. Zenbatespenak 1 eta 5 M☉ artekoak dira, eta 2-3 M☉ da oro har onartutako balioa. Neutroi izarraren masa 1,4 eta 2 M☉ artean estimatzen da.

Karramarroaren nebulosan falta den masa azaltzeko teoria nagusia, gurasoaren masaren funtsezko proportzio bat supernobaren leherketaren aurretik izar haize azkar batean eramana izan zela da, Wolf-Rayet izarretan eskuarki ikusten den fenomeno bat. Hala ere, honek oskol bat sortuko zuen nebulosaren inguruan. Hainbat uhin-luzeratan oskol bat ikusten saiatu diren arren, oraindik ez da bat bera ere aurkitu.

 Eguzki-sistemako gorputzen trantsituak 
Karramarroaren nebulosa ekliptikatik 1,5 gradu ingurura dago, Lurraren orbitaren planoa Eguzkiaren inguruan. Honek esan nahi du Ilargiak -eta batzuetan planetak- nebulosa iragatu edo ezkuta dezakeela. Eguzkia nebulosatik igarotzen ez den arren, bere koroa nebulosaren aurretik igarotzen da. Igarotze eta ezkutatze hauek nebulosa zein nebulosaren aurretik igarotzen den objektua aztertzeko erabil daitezke, iragaitzazko gorputzak nebulosaren erradiazioa nola aldatzen duen behatuz.

 Ilargia 
Ilargi-igarobideak nebulosaren x izpien igorpenak kartografiatzeko erabili dira. X izpiak behatzeko sateliteak, X Izpiko Chandra Behatokia kasu, jaurti aurretik, x izpien behaketek, nahiko erresoluzio angeluar baxua izaten zuten, baina Ilargia nebulosaren aurretik igarotzen denean, bere posizioa oso zehatz ezagutzen da, eta, beraz, nebulosaren dizdira aldaketak, x izpien igorpenaren mapak sortzeko erabil daitezke. Karramarroaren nebulosaren x izpiak lehen aldiz ikusi zirenean, ilargiaren ezkutaketa bat erabili zen bere iturriaren kokapen zehatza zehazteko.

 Eguzkia 
Eguzkiaren koroa karramarroaren nebulosaren aurretik igarotzen da ekainero. Karramarroaren nebulosatik une horretan jasotako irrati-uhinen aldaketak erabil daitezke koroaren dentsitateari eta egiturari buruzko xehetasunak ondorioztatzeko. Lehen behaketek, koroa, uste zena baino distantzia handiagoetara hedatzen zela ezarri zuten, eta, ondorengo behaketek, koroak, dentsitate aldaketa nabarmenak zituela aurkitu zuten.

 Beste objektu batzuk 
Oso gutxitan igarotzen da Saturno Karramarroaren Nebulosatik. Bere igarotzea 2003ko urtarrilaren 4an (UTC) izan zen lehena 1295eko abenduaren 31tik; ez da besterik gertatuko 2267ko abuztuaren 5era arte. Ikertzaileek X Izpiko Chandra Behatokia erabili zuten Saturnoren ilargia Titan ikusteko nebulosa zeharkatzen zuen bitartean, eta Titanen x izpien "itzala" bere azalera solidoa baino handiagoa zela ikusi zuten, bere atmosferan x izpien xurgatzearen ondorioz. Behaketa hauek, Titanen atmosferaren lodiera 880 kilometrokoa zela erakutsi zuten. Saturnoren igarotzea ezin izan zen ikusi, Chandra, une horretan, Van Allenen gerrikoak zeharkatzen ari baitzen.

 Irudiak 
erdian|thumb|500x500px|Karramarroaren nebulosa erradioan, infragorrian, argi ikusgarrian, ultramorean, x izpietan eta gamma izpietan (2015eko martxoaren 8a)
erdian|thumb|600x600px|Karramarroaren Nebulosa - Bost behatoki (2017ko maiatzaren 10a)
erdian|thumb|500x500px|Karramarroaren Nebulosa - Bost behatoki (Animazioa:2017ko maiatzaren 10a)

 Erreferentziak 

 Kanpo estekak 

Kategoria:Nebulosak
Kategoria:Messier objektuak