✖


Jump to content

Крабовидная туманность

Координаты : Карта неба 5 час 34 м 31.97 с , +22° 00′ 52.1″
«Тау А» перенаправляется сюда. Для статистику см. tau-a .

Крабовидная туманность
Остаток сверхновой
Мозаичное изображение космического телескопа Хаббл, составленное из 24 отдельных снимков широкоугольной и планетарной камеры 2, сделанных в октябре 1999 г., январе 2000 г. и декабре 2000 г.
Данные наблюдений: J2000.0. эпоха
Прямое восхождение 05 час 34 м 31.94 с [1]
Склонение +22° 00′ 52.2″ [1]
Расстояние 6500 ± 1600  ly    ( 2000 ± 500 [2]  ПК )
Apparent magnitude (V) 8.4 [3]
Видимые размеры (В) 420″ × 290″ [4] [а]
Созвездие Телец
Физические характеристики
Радиус ~5,5 св. лет (~1,7 [5] ПК)
Абсолютная магнитуда (В) −3.1 ± 0.5 [б]
Примечательные особенности Оптический пульсар
Обозначения Мессье 1, NGC 1952, Телец А, Ш 2-244 [1]
См. Также: Списки туманностей.

Крабовидная туманность (каталогические обозначения M1 , NGC 1952 , Телец А — остаток сверхновой и пульсарная ветровая туманность в созвездии Тельца ) . Общее название происходит от рисунка, который чем-то напоминал краба с руками, сделанного Уильямом Парсонсом, 3-м графом Россом , в 1842 или 1843 годах с использованием 36-дюймового (91 см) телескопа . [6] Туманность в 1731 году . была открыта английским астрономом Джоном Бевисом Она соответствует яркой сверхновой, зарегистрированной китайскими астрономами в 1054 году в качестве приглашенной звезды . Туманность была первым идентифицированным астрономическим объектом, который соответствует исторически наблюдаемому взрыву сверхновой. [7]

При видимой звездной величине 8,4, сравнимой с звездной величиной спутника Сатурна Титана можно разглядеть в бинокль , она не видна невооруженным глазом, но при благоприятных условиях ее . Туманность находится в рукаве Персея галактики Млечный Путь , на расстоянии около 2,0 килопарсека (6500 световых лет ) от Земли. Он имеет диаметр 3,4 парсека (11 световых лет), что соответствует видимому диаметру около 7 угловых минут , и расширяется со скоростью около 1500 километров в секунду (930 миль/с), или 0,5% скорости света .

В центре туманности находится Крабовидный Пульсар , нейтронная звезда диаметром 28–30 километров (17–19 миль) со скоростью вращения 30,2 раза в секунду, которая испускает импульсы излучения от гамма-лучей до радиоволн . При рентгеновского и гамма-излучения энергиях выше 30 кэВ Крабовидная туманность обычно является самым ярким постоянным источником гамма-излучения на небе, с измеренным потоком, превышающим 10 ТэВ . Излучение туманности позволяет детально изучать затмевающие ее небесные тела. В 1950-х и 1960-х годах солнечная корона была нанесена на карту на основе наблюдений проходящих через нее радиоволн Крабовидной туманности, а в 2003 году была измерена толщина атмосферы спутника Сатурна Титана, поскольку она блокировала рентгеновские лучи, исходящие от туманности.

История наблюдений

[ редактировать ]
Дополнительная информация: SN 1054.

Самая ранняя зарегистрированная документация о наблюдении астрономического объекта SN 1054 датируется 1054 годом китайскими астрономами и японскими наблюдателями, отсюда и его численная идентификация. Современное понимание того, что Крабовидная туманность была создана сверхновой, восходит к 1921 году, когда Карл Отто Лэмпланд объявил, что видел изменения в структуре туманности. [д] [8] Этот в конечном итоге привели к выводу, что создание Крабовидной туманности соответствует яркой сверхновой SN 1054, зарегистрированной средневековыми астрономами в 1054 году нашей эры. [9]

Первая идентификация

[ редактировать ]
Репродукция первого изображения туманности, сделанного лордом Россом (1844 г.) (цвет инвертирован и выглядит белым на черном)
в формате HaRGB, Изображение Крабовидной туманности полученное Ливерпульским телескопом , общая выдержка 1,4 часа.
Крабовидная туманность М1

Крабовидная туманность была впервые обнаружена в 1731 году Джоном Бевисом . [10] Туманность была независимо вновь открыта в 1758 году Шарлем Мессье , когда он наблюдал яркую комету . [10] Мессье каталогизировал ее как первую запись в своем каталоге кометоподобных объектов; [10] в 1757 году Алексис Клеро пересмотрел расчеты Эдмунда Галлея и предсказал возвращение кометы Галлея в конце 1758 года. Точное время возвращения кометы потребовало учета возмущений ее орбиты, вызванных планетами Солнечной системы, такими как Юпитер, которые Клеро и двое его коллег Жером Лаланд и Николь-Рейн Лепот что комета должна появиться в созвездии Тельца выполнили задачу точнее, чем Галлей, обнаружив , . В тщетных поисках кометы Шарль Мессье нашел Крабовидную туманность, которую он сначала принял за комету Галлея. [11] После некоторого наблюдения, заметив, что объект, который он наблюдал, не движется по небу, Мессье пришел к выводу, что объект не является кометой. Тогда Мессье осознал полезность составления каталога небесных объектов облачной природы, но фиксированных на небе, чтобы избежать ошибочной каталогизации их как комет. Осознание этого привело его к составлению « Каталога Мессье ». [11]

Уильям Гершель неоднократно наблюдал Крабовидную туманность между 1783 и 1809 годами, но неизвестно, знал ли он о ее существовании в 1783 году или открыл ее независимо от Мессье и Бевиса. После нескольких наблюдений он пришел к выводу, что она состоит из группы звезд. [12] Уильям Парсонс, 3-й граф Росс, наблюдал туманность в замке Бирр в начале 1840-х годов с помощью 36-дюймового (0,9 м) телескопа и сделал ее рисунок, на котором она изображена с руками, похожими на руки краба. [6] Он наблюдал его снова позже, в 1848 году, используя 72-дюймовый (1,8 м) телескоп, но не смог подтвердить предполагаемое сходство, но название, тем не менее, прижилось. [13] [14]

Подключение к серийному номеру 1054

[ редактировать ]
Туманность видна в видимом спектре на длине волны 550 нм (зеленый свет).

Крабовидная туманность была первым астрономическим объектом, связанным со взрывом сверхновой. [12] В начале двадцатого века анализ ранних фотографий туманности, сделанных с разницей в несколько лет, показал, что она расширяется. Прослеживание расширения показало, что туманность, должно быть, стала видимой на Земле около 900 лет назад. Исторические записи показали, что 4 июля 1054 года китайскими астрономами и, вероятно, японскими наблюдателями в той же части неба была зафиксирована новая звезда, достаточно яркая, чтобы ее можно было увидеть днем. [12] [15] [16]

В 1913 году, когда Весто Слайфер зарегистрировал свое спектроскопическое исследование неба, Крабовидная туманность снова стала одним из первых объектов, подлежащих изучению. Изменения в облаке, предполагающие его небольшую протяженность, были обнаружены Карлом Лэмпландом в 1921 году. [8] В том же году Джон Чарльз Дункан продемонстрировал, что остаток расширяется. [17] а Кнут Лундмарк отметил его близость к приглашенной звезде 1054 года. [16] [18]

В 1928 году Эдвин Хаббл предложил связать облако со звездой 1054 года. Эта идея оставалась спорной до тех пор, пока не была понята природа сверхновых, и именно Николас Мэйолл указал, что звезда 1054 года, несомненно, была сверхновой, взрыв которой породил Крабовидную туманность. . В этот момент начались поиски исторических сверхновых: семь других исторических наблюдений были обнаружены путем сравнения современных наблюдений остатков сверхновых с астрономическими документами прошлых столетий. [ нужна ссылка ]

После первоначальной связи с китайскими наблюдениями в 1934 году были установлены связи с японским упоминанием в XIII веке « гостевой звезды » в Мэйгэцуки, за несколько недель до китайского упоминания. [19] [20] [21] Это событие долгое время считалось незарегистрированным в исламской астрономии. [22] но в 1978 году ссылка была найдена в копии 13-го века, сделанной Ибн Аби Усайбией, на работу Ибн Бутлана , несторианского христианского врача, действовавшего в Багдаде во время вспышки сверхновой. [23] [24]

Учитывая большое расстояние, дневная «гостевая звезда», наблюдаемая китайцами, могла быть только сверхновой — массивной взорвавшейся звездой, исчерпавшей запасы энергии ядерного синтеза и коллапсировавшей в себя. [25] [26] Недавний анализ исторических данных показал, что сверхновая, создавшая Крабовидную туманность, вероятно, появилась в апреле или начале мая, достигнув максимальной яркости между видимой звездной величиной от -7 до -4,5 (ярче даже, чем у Венеры -4,2 и всего, что происходит ночью). небо, кроме Луны ) к июлю. Сверхновая была видна невооруженным глазом около двух лет после первого наблюдения. [27]

Краб Пульсар

[ редактировать ]
Основная статья: Краб Пульсар
Изображение, объединяющее оптические данные Хаббла (красным цветом) и рентгеновские изображения рентгеновской обсерватории Чандра (синим цветом).

В 1960-х годах из-за предсказания и открытия пульсаров Крабовидная туманность снова стала основным центром внимания. Именно тогда Франко Пачини предсказал существование Крабовидного Пульсара впервые , что могло бы объяснить яркость облака. В конце 1968 года Дэвид Х. Стейлин и Эдвард К. Райфенштейн III сообщили об открытии двух быстропеременных радиоисточников в районе Крабовидной туманности с помощью телескопа Грин-Бэнк . [28] [29] Они назвали их NP 0527 и NP 0532. Период 33 миллисекунды и точное местоположение пульсара NP 0532 в Крабовидной туманности были обнаружены Ричардом В. Э. Лавлейсом и его сотрудниками 10 ноября 1968 года в Радиообсерватории Аресибо . [30] [31] Это открытие также доказало, что пульсары — это вращающиеся нейтронные звезды (а не пульсирующие белые карлики, как предполагали многие ученые). Вскоре после открытия Крабовидного Пульсара Дэвид Ричардс обнаружил (с помощью обсерватории Аресибо), что Крабовидный Пульсар вращается вниз и, следовательно, пульсар теряет свою вращательную энергию. Томас Голд показал, что мощности пульсара, направленной вниз, достаточно, чтобы питать Крабовидную туманность.

Открытие Крабовидного Пульсара и знание его точного возраста (почти с точностью до дня) позволяют проверить основные физические свойства этих объектов, такие как характерный возраст и светимость со спином вниз, соответствующие порядки величин (в частности, силу магнитного поля ), а также различные аспекты, связанные с динамикой остатка. Роль этой сверхновой в научном понимании остатков сверхновой была решающей, поскольку ни одна другая историческая сверхновая не создала пульсара, точный возраст которого известен наверняка. Единственным возможным исключением из этого правила может быть SN 1181 , предполагаемый остаток которой 3C   58 является домом для пульсара, но его идентификация с использованием китайских наблюдений 1181 года оспаривается. [32]

Во внутренней части Крабовидной туманности преобладает пульсарная ветровая туманность, окружающая пульсар. Некоторые источники считают Крабовидную туманность примером как пульсарной ветровой туманности, так и остатка сверхновой. [33] [34] [35] в то время как другие разделяют эти два явления на основе разных источников производства энергии и поведения. [5]

Источник высокоэнергетических гамма-лучей

[ редактировать ]

Крабовидная туманность была первым астрофизическим объектом, который, как было подтверждено, излучает гамма-лучи в диапазоне очень высоких энергий (VHE) с энергией выше 100 ГэВ. Обнаружение VHE было осуществлено в 1989 году 10-метровым гамма-телескопом обсерватории Уиппл. [36] [37] что открыло окно гамма-излучения VHE и с тех пор привело к обнаружению многочисленных источников VHE.

В 2019 году было замечено, что Крабовидная туманность излучает гамма-лучи с энергией более 100 ТэВ , что сделало ее первым обнаруженным источником с энергией выше 100 ТэВ. [38]

Физические параметры

[ редактировать ]
Изображение Хаббла небольшой области Крабовидной туманности, демонстрирующее нестабильность Рэлея-Тейлора в ее сложной нитевидной структуре.

В видимом свете Крабовидная туманность состоит из широкоовальной массы нитей формы длиной около 6 угловых минут и шириной 4 угловых минуты (для сравнения, диаметр полной Луны составляет 30 угловых минут), окружающих рассеянную синюю центральную область. Считается, что в трех измерениях туманность имеет форму сплюснутого сфероида (по оценкам, на расстоянии 1380 пк/4500 св. лет) или вытянутого сфероида (по оценкам, на расстоянии 2020 пк/6600 св. [4] Нити являются остатками атмосферы звезды-прародительницы и состоят в основном из ионизированного гелия и водорода , а также углерода , кислорода , азота , железа , неона и серы . Температура нитей обычно составляет от 11 000 до 18 000 К , а их плотность составляет около 1300 частиц на см 2 . 3 . [39]

В 1953 году Иосиф Шкловский предположил, что диффузная синяя область преимущественно создается синхротронным излучением , которое представляет собой излучение, испускаемое искривленным движением электронов в магнитном поле. Излучение соответствовало электронам, движущимся со скоростью до половины скорости света . [40] Спустя три года гипотеза была подтверждена наблюдениями. В 1960-е годы было обнаружено, что источником искривленных траекторий электронов является сильное магнитное поле, создаваемое нейтронной звездой в центре туманности. [41]

Расстояние

[ редактировать ]

Несмотря на то, что Крабовидная туманность находится в центре внимания астрономов, расстояние до нее остается открытым вопросом из-за неопределенности каждого метода, используемого для оценки ее расстояния. В 2008 году было решено, что расстояние до Земли составляет 2,0 ± 0,5 кпк (6500 ± 1600 св. лет). [2] Таким образом, в самом длинном видимом измерении его поперечник составляет около 4,1 ± 1 пк (13 ± 3 св. лет). [с]

В настоящее время Крабовидная туманность расширяется со скоростью около 1500 км/с (930 миль/с). [42] Изображения, сделанные с разницей в несколько лет, показывают медленное расширение туманности. [43] и сравнивая это угловое расширение со скоростью расширения, определенной спектроскопически , можно оценить расстояние до туманности. В 1973 году анализ многих методов, использованных для расчета расстояния до туманности, пришел к выводу, что оно составляет около 1,9 кпк (6300 св. лет), что соответствует ныне цитируемому значению. [4]

Прослеживание ее расширения (при условии постоянного уменьшения скорости расширения из-за массы туманности) позволило определить дату создания туманности через несколько десятилетий после 1054 года, подразумевая, что ее внешняя скорость замедлилась меньше, чем предполагалось, после взрыва сверхновой. [44] Считается, что это уменьшенное замедление вызвано энергией пульсара, которая питается магнитным полем туманности, которое расширяется и выталкивает волокна туманности наружу. [45] [46]

Масса

[ редактировать ]

Оценки общей массы туманности важны для оценки массы звезды-прародителя сверхновой. Количество вещества, содержащегося в нитях Крабовидной туманности (масса выброса ионизированного и нейтрального газа; в основном гелий [47] ) оценивается в 4,6 ± 1,8 M ☉ . [48]

Богатый гелием тор

[ редактировать ]

Одним из многих небулярных компонентов (или аномалий) Крабовидной туманности является богатый гелием тор , который виден как полоса с востока на запад, пересекающая область пульсара. Тор составляет около 25% видимого выброса. Однако расчеты показывают, что около 95% тора состоит из гелия. До сих пор не было предложено правдоподобного объяснения структуры тора. [49]

Центральная звезда

[ редактировать ]
Основная статья: Краб Пульсар
Замедленное видео Краба-Пульсара, снятое однофотонной камерой OES.
Данные орбитальных обсерваторий показывают неожиданные изменения в излучении рентгеновского излучения Крабовидной туманности, вероятно, связанные с окружающей средой вокруг ее центральной нейтронной звезды.
НАСА Ферми обнаружил «супервспышки» в Крабовидной туманности.

В центре Крабовидной туманности расположены две слабые звезды, одна из которых является звездой, ответственной за существование туманности. Он был идентифицирован как таковой в 1942 году, когда Рудольф Минковский обнаружил, что его оптический спектр чрезвычайно необычен. [50] В 1949 году было обнаружено, что область вокруг звезды является сильным источником радиоволн. [51] и рентген в 1963 году, [52] и был идентифицирован как один из самых ярких объектов на небе в гамма-лучах в 1967 году. [53] Затем, в 1968 году, было обнаружено, что звезда излучает быстрые импульсы, став одним из первых пульсаров . открытых [24]

Пульсары — источники мощного электромагнитного излучения , испускаемого короткими и чрезвычайно регулярными импульсами много раз в секунду. Когда они были обнаружены в 1967 году, они были великой загадкой, и команда, определившая первое из них, рассматривала возможность того, что это может быть сигнал развитой цивилизации. [54] Однако открытие пульсирующего радиоисточника в центре Крабовидной туманности стало убедительным доказательством того, что пульсары образовались в результате взрывов сверхновых. [55] Сейчас считается, что это быстро вращающиеся нейтронные звезды , чьи мощные магнитные поля концентрируют излучение в узкие лучи. [56]

Считается, что Крабовый Пульсар имеет диаметр около 28–30 км (17–19 миль); [57] он излучает импульсы радиации каждые 33 миллисекунды . [58] Импульсы излучаются на длинах волн всего электромагнитного спектра , от радиоволн до рентгеновских лучей. Как и у всех изолированных пульсаров, его период замедляется очень постепенно. Время от времени в периоде ее вращения наблюдаются резкие изменения, известные как «сбои», которые, как полагают, вызваны внезапным изменением ориентации внутри нейтронной звезды. Энергия , выделяющаяся при замедлении пульсара, огромна и обеспечивает излучение синхротронного излучения Крабовидной туманности, общая светимость которой примерно в 75 000 раз превышает светимость Солнца. [59]

Экстремальный выход энергии пульсара создает необычно динамичную область в центре Крабовидной туманности. В то время как большинство астрономических объектов развиваются настолько медленно, что изменения заметны только в течение многих лет, внутренние части Крабовидной туманности демонстрируют изменения в течение всего лишь нескольких дней. [60] Наиболее динамичной особенностью внутренней части туманности является точка, где экваториальный ветер пульсара врезается в основную часть туманности, образуя ударный фронт . Форма и положение этой особенности быстро меняются: экваториальный ветер проявляется в виде серии полосообразных деталей, которые становятся круче, ярче, а затем исчезают по мере удаления от пульсара и проникают в основную часть туманности. [60]

Звезда-прародительница

[ редактировать ]
На этой последовательности изображений Хаббла показаны особенности внутренней Крабовидной туманности, меняющиеся за период в четыре месяца.

Звезду, взорвавшуюся как сверхновая, называют звездой-прародительницей сверхновой . Два типа звезд взрываются как сверхновые: белые карлики и массивные звезды . В так называемых сверхновых типа Ia газы, падающие на «мертвого» белого карлика, увеличивают его массу до тех пор, пока она не приближается к критическому уровню, пределу Чандрасекара , что приводит к безудержному термоядерному взрыву , который уничтожает звезду; в сверхновых типа Ib / c и типе II звезда-прародитель представляет собой массивную звезду, в ядре которой заканчивается топливо для питания реакций ядерного синтеза , и она коллапсирует сама по себе, высвобождая гравитационную потенциальную энергию в форме, которая сдувает внешние слои звезды. Сверхновые типа Ia не производят пульсаров. [61] поэтому пульсар в Крабовидной туманности показывает, что он, должно быть, образовался в результате коллапса ядра сверхновой. [62]

Теоретические модели взрывов сверхновых предполагают, что звезда, взорвавшаяся и образовавшая Крабовидную туманность, должна была иметь массу от 9 до 11 M ☉ . [49] [63] Звезды с массой менее 8 M ☉ считаются слишком маленькими, чтобы производить взрывы сверхновых, и вместо этого заканчивают свою жизнь, создавая планетарную туманность , в то время как звезда тяжелее 12 M ☉ произвела бы туманность с другим химическим составом, чем эта. наблюдался в Крабовидной туманности. [64] Однако недавние исследования показывают, что прародителем могла быть суперасимптотическая звезда гигантской ветви в диапазоне от 8 до 10 M ☉ , которая взорвалась бы в сверхновую с захватом электронов . [65] В июне 2021 года статья в журнале Nature Astronomy сообщила, что сверхновая SN 2018zd 2018 года (в галактике NGC 2146 , примерно в 31 миллионе световых лет от Земли) оказалась первым наблюдением сверхновой, захватывающей электроны. [66] [67] [68] Взрыв сверхновой 1054 года, создавший Крабовидную туманность, считался лучшим кандидатом на роль сверхновой с захватом электронов, и статья 2021 года повышает вероятность того, что это было правильно. [67] [68]

Серьезной проблемой в исследованиях Крабовидной туманности является то, что совокупная масса туманности и пульсара в сумме значительно меньше предсказанной массы звезды-прародительницы, и вопрос о том, где находится «недостающая масса», остается нерешенным. [48] Оценки массы туманности производятся путем измерения общего количества излучаемого света и расчета необходимой массы с учетом измеренных температуры и плотности туманности. Оценки варьируются в пределах 1–5 M ☉ , причем 2–3 M ☉ . общепринятым значением является [64] Масса нейтронной звезды оценивается от 1,4 до 2 M ☉ .

Преобладающая теория, объясняющая недостающую массу Крабовидной туманности, заключается в том, что значительная часть массы прародительницы была унесена перед взрывом сверхновой быстрым звездным ветром - явление, обычно наблюдаемое у звезд Вольфа-Райе . Однако это создало бы оболочку вокруг туманности. Хотя были предприняты попытки наблюдать оболочку на нескольких длинах волн, ни одна из них пока не обнаружена. [69]

Транзиты тел Солнечной системы

[ редактировать ]
Изображение Чандры , показывающее спутник Сатурна Титан, проходящий транзитом через туманность.

Крабовидная туманность находится примерно в 1,5 градусах от эклиптики — плоскости орбиты Земли вокруг Солнца. Это означает, что Луна, а иногда и планеты, могут проходить через туманность или закрывать ее. Хотя Солнце не проходит транзитом через туманность, его корона проходит перед ним. Эти транзиты и затмения можно использовать для анализа как туманности, так и объекта, проходящего перед ней, путем наблюдения за тем, как излучение туманности изменяется проходящим телом.

Лунный

[ редактировать ]

Лунные транзиты использовались для картирования рентгеновского излучения туманности. До запуска спутников рентгеновских наблюдений, таких как рентгеновская обсерватория «Чандра» , рентгеновские наблюдения обычно имели довольно низкое угловое разрешение , но когда Луна проходит перед туманностью, ее положение известно очень точно, и поэтому изменения яркости туманности можно использовать для создания карт рентгеновского излучения. [70] Когда рентгеновские лучи впервые наблюдались из Крабовидной туманности, лунное затмение использовалось для определения точного местоположения их источника. [52]

Солнечная

[ редактировать ]

Солнечная корона проходит перед Крабовидной туманностью каждый июнь. Вариации радиоволн, принимаемых от Крабовидной туманности в это время, можно использовать для получения подробной информации о плотности и структуре короны. Ранние наблюдения установили, что корона простиралась на гораздо большие расстояния, чем считалось ранее; более поздние наблюдения показали, что плотность короны существенно варьируется. [71]

Другие объекты

[ редактировать ]

Очень редко Сатурн проходит через Крабовидную туманность. Его транзит 4 января 2003 г. ( UTC ) был первым с 31 декабря 1295 г. ( OS ); другое не произойдет до 5 августа 2267 года. Исследователи использовали рентгеновскую обсерваторию Чандра для наблюдения за спутником Сатурна Титаном , когда он пересекал туманность, и обнаружили, что рентгеновская «тень» Титана была больше, чем его твердая поверхность, из-за поглощения X -лучи в его атмосфере. Эти наблюдения показали, что толщина атмосферы Титана составляет 880 км (550 миль). [72] Сам транзит Сатурна наблюдать не удалось, поскольку Чандра проходила через пояса Ван Аллена в это время .

[ редактировать ]
Крабовидная туманность видна в радио , инфракрасном , видимом свете , ультрафиолете , рентгеновских и гамма-лучах (8 марта 2015 г.)
Крабовидная туманность - пять обсерваторий (10 мая 2017 г.)
Крабовидная туманность — пять обсерваторий (анимация; 10 мая 2017 г.)
Крабовидная туманность получена с помощью космического телескопа Джеймса Уэбба в инфракрасном диапазоне с помощью камеры NIRCam (камера ближнего инфракрасного диапазона) и MIRI (прибор среднего инфракрасного диапазона). (30 октября 2023 г.)

См. также

[ редактировать ]

Примечания

[ редактировать ]
  1. ^ Размер измерен на очень глубокой тарелке, сделанной Сидни ван ден Бергом в конце 1969 года. [4] [73]
  2. ^ Видимая магнитуда 8,4 — расстояния модуль 11,5 ± 0,5 = −3,1 ± 0,5.
  3. ^ расстояние × tan (диаметр_угол = 420 дюймов) = 4,1 ± 1,0 шт. диаметр = 13 ± 3 -диаметр светового года
  4. ^ Природа туманности в то время была неизвестна.

Ссылки

[ редактировать ]
  1. ^ Jump up to: а б с «М1» . СИМБАД . Страсбургский центр астрономических данных . Проверено 12 февраля 2012 г.
  2. ^ Jump up to: а б Каплан, Дэвид Л.; и др. (2008). «Точное правильное движение краба-пульсара и сложность проверки выравнивания спин-удара молодых нейтронных звезд». Астрофизический журнал . 677 (2): 1201–1215. arXiv : 0801.1142 . Бибкод : 2008ApJ...677.1201K . дои : 10.1086/529026 . S2CID   17840947 .
  3. ^ «Мессье 1» . Каталог SEDS Мессье . Проверено 21 июля 2024 г.
  4. ^ Jump up to: а б с д Тримбл, Вирджиния Луиза (1973). «Расстояние до Крабовидной туманности и NP 0532». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 85 (507): 579–585. Бибкод : 1973PASP...85..579T . дои : 10.1086/129507 . JSTOR   40675440 . S2CID   122277030 .
  5. ^ Jump up to: а б Хестер, Джей-Джей (2008). «Крабовидная туманность: астрофизическая химера». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 46 : 127–155. Бибкод : 2008ARA&A..46..127H . дои : 10.1146/annurev.astro.45.051806.110608 .
  6. ^ Jump up to: а б Ридпат, Ян. «Лорд Росс и Крабовидная туманность» . Звездные сказки . Проверено 6 сентября 2023 г.
  7. ^ Гарнер, Роб (6 октября 2017 г.). «Мессье 1 (Крабовидная туманность)» . НАСА . Проверено 27 апреля 2022 г.
  8. ^ Jump up to: а б Лэмпланд, Колорадо (1921). «Наблюдаемые изменения в структуре туманности «Крабовидная» (NGC 1952)». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 33 (192): 79–84. Бибкод : 1921ПАСП...33...79Л . дои : 10.1086/123039 . JSTOR   40710638 . S2CID   122115955 .
  9. ^ Катгерт-Меркелин Дж. и Дамен Дж. (2000). «Краткая биография Яна Хендрика Оорта: 7. Крабовидная туманность» . Библиотека Лейденского университета. Архивировано из оригинала 4 сентября 2014 года . Проверено 9 марта 2015 г.
  10. ^ Jump up to: а б с Барроу, Джон Д. (2008). Космические снимки: ключевые образы в истории науки . Случайный дом. п. 45. ИСБН  978-0-224-07523-7 .
  11. ^ Jump up to: а б Пью, Филип (ноябрь 2011 г.). Наблюдение объектов Мессье в небольшой телескоп: по следам великого наблюдателя . Спрингер Наука. стр. 8–10. ISBN  978-0-387-85357-4 .
  12. ^ Jump up to: а б с Мэйолл, Николас Ульрих (1939). «Крабовидная туманность, вероятная сверхновая». Листовки Астрономического общества Тихоокеанского общества . 3 (119): 145. Бибкод : 1939ASPL....3..145M .
  13. ^ Парсонс, Уильям (1844). «Наблюдения за некоторыми туманностями» . Философские труды Лондонского королевского общества . 134 . инжир. 81, фото xviii, с. 321. дои : 10.1098/rstl.1844.0012 . JSTOR   108366 . S2CID   186212669 .
  14. ^ Джонс, Кеннет Глин (1975). Поиски туманностей . Альфа Академик. ISBN  978-0-905193-01-4 .
  15. ^ Дэвид Леверингтон (2012). История астрономии: с 1890 года по настоящее время . Springer Science & Business Media. п. 197. ИСБН  978-1-4471-2124-4 .
  16. ^ Jump up to: а б Лундмарк, Кнут (1921). «Предполагаемые новые звезды, зафиксированные в старых хрониках и среди недавних меридианных наблюдений» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 33 (195): 225–238. Бибкод : 1921PASP...33..225L . дои : 10.1086/123101 . JSTOR   40668518 . S2CID   120275870 .
  17. ^ Дункан, Джон Чарльз (1921). «Изменения, наблюдаемые в Крабовидной туманности в Тельце» . Труды Национальной академии наук . 7 (6): 179–181. Бибкод : 1921PNAS....7..179D . дои : 10.1073/pnas.7.6.179 . ПМЦ   1084821 . ПМИД   16586833 .
  18. ^ Шринивасан, Г. (1997). «Нейтронные звезды» . Звездные остатки . Конспект лекций 1995 г., Швейцарское общество астрофизики и астрономии. Спрингер Наука. п. 108. ИСБН  978-3-540-61520-0 .
  19. ^ Усуи, Тадаши (11 января 2007 г.). «Почему и как японский поэт записал сверхновую в 1054 году нашей эры?» . Архивировано из оригинала 3 марта 2016 года . Проверено 4 марта 2015 г.
  20. ^ Фудзивара-но Садайе (ок. 1200 г.). Мэйгецуки [ Запись ясной луны ].
  21. ^ Стивенсон, Ф. Ричард; Грин, Дэвид А. (2003). «2003JAHH....6...46S Страница 46». Журнал астрономической истории и наследия . 6 (1): 46. Бибкод : 2003JAHH....6...46S . дои : 10.3724/SP.J.1440-2807.2003.01.05 . S2CID   128868531 .
  22. ^ Джинджерич, Оуэн (апрель 1986 г.). «Исламская астрономия» (PDF) . Научный американец . 254 (10): 74. Бибкод : 1986SciAm.254d..74G . doi : 10.1038/scientificamerican0486-74 .
  23. ^ Ибн Аби Усайбия (1971) [1245–1246]. «Глава 10: О классах врачей Ирака, аль-Джазиры и Дияра Бекра» . Жизнь врачей . Копф, Лотар (пер.).
  24. ^ Jump up to: а б Грин, Дэвид А. и Стивенсон, Ф. Ричард (2003). «Исторические сверхновые». В Вейлере, К.В. (ред.). Сверхновые и гамма-всплески . Конспект лекций по физике. Том. 598. Берлин: Шпрингер. стр. 7–19. arXiv : astro-ph/0301603 . Бибкод : 2003ЛНП...598....7Г . дои : 10.1007/3-540-45863-8_2 . ISBN  978-3-540-44053-6 . S2CID   17099919 .
  25. ^ Тао, Ли (2004). Сюй Цзычжи Тунцзянь Чанбянь (на китайском языке, том 176. Пекин: Zhonghua Book Company, стр. 4263). Цзи Чоу, приглашенную звезду, можно найти в нескольких дюймах к юго-востоку от Тяньгуаня. Он умер в марте первого года правления Цзяю.
  26. ^ Сун Хуйяо (на китайском языке). В марте первого года правления Цзяю Си Тяньцзянь сказал: «Исчезновение приглашенной звезды - знак того, что гость ушел». В начале месяца, в пятом месяце первого года Чжихэ, он утром вышел на восток и охранял Тяньгуань. День белый, как небо, с торчащими во все стороны рогами тента, а цвет красно-белый. Его видно двадцать три дня.
  27. ^ Коллинз, Джордж II; и др. (1999). «Переосмысление исторических ссылок на сверхновую 1054 года нашей эры». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 111 (761): 871–880. arXiv : astro-ph/9904285 . Бибкод : 1999PASP..111..871C . дои : 10.1086/316401 . S2CID   14452581 .
  28. ^ «Пульсирующие радиоисточники возле Крабовидной туманности» Ховард, В.Е., Стейлин, Д.Х., Райфенштейн, ЕС, 1968, Круг МАС, № 2113, №1
  29. ^ «Пульсирующие радиоисточники вблизи крабовидной туманности» Стаелин, Дэвид Х. и Райфенштейн, Эдвард К., III, декабрь 1968 г., Science, Volume 162, Issue 3861, стр. 1481-1483
  30. ^ «Пульсар NP 0532 возле Крабовидной туманности» Лавлейс, RVE, Саттон, Дж. М., Крафт, HD 1968, IAU Circ., № 2113, № 1
  31. ^ «Пульсар Крабовидной туманности NP 0532» 1969, Дж. М. Комелла, HD Craft, RVE Лавлейс, Дж. М. Саттон, Г. Л. Тайлер, Nature 221 (5179), 453-454.
  32. ^ Битенхольц, МФ (июль 2006 г.). «Радиоизображения 3C 58: расширение и движение ее огонька». Астрофизический журнал . 645 (2): 1180–1187. arXiv : astro-ph/0603197 . Бибкод : 2006ApJ...645.1180B . дои : 10.1086/504584 . S2CID   16820726 .
  33. ^ Генслер, Брайан М.; Слейн, Патрик О. (18 августа 2006 г.). «Эволюция и структура туманностей пульсарного ветра». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 44 (1): 17–47. arXiv : astro-ph/0601081 . Бибкод : 2006ARA&A..44...17G . doi : 10.1146/annurev.astro.44.051905.092528 . ISSN   0066-4146 . S2CID   10699344 .
  34. ^ «РЕНТГЕНОВСКАЯ ВСЕЛЕННАЯ:: Создайте пульсар: Крабовидная туманность в 3D» . chandra.cfa.harvard.edu . Проверено 31 октября 2020 г. Туманность [Крабовидная] не является классическим остатком сверхновой, как когда-то принято думать, но эту систему лучше классифицировать как ветровую туманность пульсара.
  35. ^ «Пульсарные туманности Ветра» . Смитсоновская астрофизическая обсерватория. 4 ноября 2016 г. Проверено 26 марта 2017 г.
  36. ^ Гиббс, Кеннет Джерард (1987). ПРИМЕНЕНИЕ ИЗОБРАЖЕНИЙ К МЕТОДИКЕ ЧЕРЕНКОВА АТМОСФЕРЫ: НАБЛЮДЕНИЯ КРАБОВОЙ ТУМАННОСТИ . Университет Аризоны.
  37. ^ Уикс, ТК (1989). «Наблюдение ТэВ-гамма-лучей из Крабовидной туманности с использованием метода изображения Черенкова атмосферы» (PDF) . Астрофизический журнал . 342 : 379. Бибкод : 1989ApJ...342..379W . дои : 10.1086/167599 . S2CID   119424766 .
  38. ^ Аменомори, М.; и др. (июнь 2019 г.). «Первое обнаружение фотонов с энергией выше 100 ТэВ из астрофизического источника». Письма о физических отзывах . 123 (5): 051101. arXiv : 1906.05521 . Бибкод : 2019PhRvL.123e1101A . doi : 10.1103/PhysRevLett.123.051101 . ПМИД   31491288 . S2CID   189762075 .
  39. ^ Фезен Р.А. и Киршнер Р.П. (1982). «Крабовидная туманность. I – Спектрофотометрия нитей». Астрофизический журнал . 258 (1): 1–10. Бибкод : 1982ApJ...258....1F . дои : 10.1086/160043 .
  40. ^ Shklovskii, Iosif (1953). "On the Nature of the Crab Nebula's Optical Emission". Doklady Akademii Nauk SSSR . 90 : 983. Bibcode : 1957SvA.....1..690S .
  41. ^ Берн, Би Джей (1973). «Синхротронная модель континуального спектра Крабовидной туманности» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 165 (4): 421–429. Бибкод : 1973MNRAS.165..421B . дои : 10.1093/mnras/165.4.421 .
  42. ^ Битенхольц, МФ; и др. (1991). «Расширение Крабовидной туманности». Письма астрофизического журнала . 373 : L59–L62. Бибкод : 1991ApJ...373L..59B . дои : 10.1086/186051 .
  43. ^ Немиров Р.; Боннелл, Дж., ред. (27 декабря 2001 г.). «Анимация, показывающая расширение с 1973 по 2001 год» . Астрономическая картина дня . НАСА . Проверено 10 марта 2010 г.
  44. ^ Тримбл, Вирджиния Луиза (1968). «Движение и структура волокнистой оболочки Крабовидной туманности» (PDF) . Астрономический журнал . 73 : 535. Бибкод : 1968AJ.....73..535T . дои : 10.1086/110658 . S2CID   120669550 .
  45. ^ Бейгер М. и Хэнзель П. (2003). «Ускоренное расширение Крабовидной туманности и оценка параметров ее нейтронной звезды». Астрономия и астрофизика . 405 (2): 747–751. arXiv : astro-ph/0301071 . Бибкод : 2003A&A...405..747B . дои : 10.1051/0004-6361:20030642 . S2CID   10254761 .
  46. ^ «Крабовидная туманность взорвалась в 1054 году» . Астрономия.com . 8 июня 2007 г. Проверено 10 сентября 2014 г.
  47. ^ Грин, округ Колумбия; и др. (2004). «Дальние инфракрасные и субмиллиметровые наблюдения Крабовидной туманности» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 355 (4): 1315–1326. arXiv : astro-ph/0409469 . Бибкод : 2004MNRAS.355.1315G . дои : 10.1111/j.1365-2966.2004.08414.x . S2CID   6914133 .
  48. ^ Jump up to: а б Фезен, Роберт А.; и др. (1997). «Оптическое исследование околозвездной среды вокруг Крабовидной туманности». Астрономический журнал . 113 : 354–363. Бибкод : 1997AJ....113..354F . дои : 10.1086/118258 . hdl : 2060/19970022615 .
  49. ^ Jump up to: а б Макэлпайн, Гордон М.; и др. (2007). «Спектроскопическое исследование ядерной обработки и образования аномально сильных линий в Крабовидной туманности». Астрономический журнал . 133 (1): 81–88. arXiv : astro-ph/0609803 . Бибкод : 2007AJ....133...81M . дои : 10.1086/509504 . S2CID   18599459 .
  50. ^ Минковский, Рудольф (сентябрь 1942 г.). «Крабовидная туманность». Астрофизический журнал . 96 : 199. Бибкод : 1942ApJ....96..199M . дои : 10.1086/144447 .
  51. ^ Болтон, Джон Г .; и др. (1949). «Положения трех дискретных источников галактического радиочастотного излучения». Природа . 164 (4159): 101–102. Бибкод : 1949Natur.164..101B . дои : 10.1038/164101b0 . S2CID   4073162 .
  52. ^ Jump up to: а б Бойер, С.; и др. (1964). «Лунное затмение рентгеновского излучения Крабовидной туманности». Наука . 146 (3646): 912–917. Бибкод : 1964Sci...146..912B . дои : 10.1126/science.146.3646.912 . ПМИД   17777056 . S2CID   12749817 .
  53. ^ Хеймс, Р.К.; и др. (1968). «Наблюдение гамма-излучения Крабовидной туманности». Письма астрофизического журнала . 151 : Л9. Бибкод : 1968ApJ...151L...9H . дои : 10.1086/180129 .
  54. ^ Дель Пуэрто, К. (2005). «Пульсары в заголовках». Серия публикаций EAS . 16 : 115–119. Бибкод : 2005EAS....16..115D . дои : 10.1051/eas:2005070 .
  55. ^ ЛаВиолетт, Пол А. (апрель 2006 г.). Расшифровка послания пульсаров: разумная связь из галактики . Медведь и Ко с. 73. ИСБН  978-1-59143-062-9 .
  56. ^ ЛаВиолетт, Пол А. (апрель 2006 г.). Расшифровка послания пульсаров: разумная связь из галактики . Медведь и Ко с. 135. ИСБН  978-1-59143-062-9 .
  57. ^ Бейгер М. и Хэнзель П. (2002). «Моменты инерции нейтронных и странных звезд: пределы, полученные для пульсара в Крабе». Астрономия и астрофизика . 396 (3): 917–921. arXiv : astro-ph/0209151 . Бибкод : 2002A&A...396..917B . дои : 10.1051/0004-6361:20021241 . S2CID   13946022 .
  58. ^ Харнден, Франция, и Сьюард, Флорида (1984). «Эйнштейновские наблюдения пульсара Крабовидной туманности». Астрофизический журнал . 283 : 279–285. Бибкод : 1984ApJ...283..279H . дои : 10.1086/162304 .
  59. ^ Кауфманн, WJ (1996). Вселенная (4-е изд.). У. Х. Фриман . п. 428. ИСБН  978-0-7167-2379-0 .
  60. ^ Jump up to: а б Хестер, Дж. Джефф; и др. (1996). «Чрезвычайно динамичная структура внутренней Крабовидной туманности». Бюллетень Американского астрономического общества . 28 (2): 950. Бибкод : 1996BAAS...28..950H .
  61. ^ Пасачофф, Джей М. и Филиппенко, Алекс (август 2013 г.). Космос: астрономия в новом тысячелетии . Издательство Кембриджского университета. п. 357. ИСБН  978-1-107-27695-6 .
  62. ^ Маоз, Дэн (декабрь 2011 г.). Коротко об астрофизике . Издательство Принстонского университета. п. 90. ИСБН  978-1-4008-3934-6 .
  63. ^ Номото, К. (январь 1985 г.). «Эволюционные модели прародительницы Крабовидной туманности». Крабовидная туманность и связанные с ней остатки сверхновых: материалы семинара, состоявшегося в Университете Джорджа Мейсона, Фэрфакс, Вирджиния, 11–12 октября 1984 г. Крабовидная туманность и связанные с ней остатки сверхновых . Издательство Кембриджского университета . стр. 97–113. Бибкод : 1985cnrs.work...97N . ISBN  0-521-30530-6 .
  64. ^ Jump up to: а б Дэвидсон К. и Фезен Р.А. (1985). «Последние события, касающиеся Крабовидной туманности». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 23 (507): 119–146. Бибкод : 1985ARA&A..23..119D . дои : 10.1146/annurev.aa.23.090185.001003 .
  65. ^ Томинага, Н.; и др. (2013). «Взрывы сверхновых суперасимптотических звезд ветви гигантов: многоцветные кривые блеска сверхновых с захватом электронов». Письма астрофизического журнала . 771 (1): Л12. arXiv : 1305.6813 . Бибкод : 2013ApJ...771L..12T . дои : 10.1088/2041-8205/771/1/L12 . S2CID   118860608 .
  66. ^ Хирамацу Д., Хауэлл Д., Ван С. и др. (28 июня 2021 г.). «Происхождение сверхновой 2018zd в результате электронного захвата» . Нат Астрон . 5 (9): 903–910. arXiv : 2011.02176 . Бибкод : 2021NatAs...5..903H . дои : 10.1038/s41550-021-01384-2 . S2CID   226246044 .
  67. ^ Jump up to: а б «Наблюдается новый, третий тип сверхновой» . Обсерватория В.М.Кека . 28 июня 2021 г.
  68. ^ Jump up to: а б «Астрономы открыли новый тип сверхновой» . Новости РТЕ . ПА . 28 июня 2021 г. Проверено 1 июля 2021 г.
  69. ^ Фрайл, Д.А.; и др. (1995). «Есть ли у краба панцирь?». Письма астрофизического журнала . 454 (2): L129–L132. arXiv : astro-ph/9509135 . Бибкод : 1995ApJ...454L.129F . дои : 10.1086/309794 . S2CID   14787898 .
  70. ^ Пальмиери, ТМ; и др. (1975). «Пространственное распределение рентгеновских лучей в Крабовидной туманности». Астрофизический журнал . 202 : 494–497. Бибкод : 1975ApJ...202..494P . дои : 10.1086/153998 .
  71. ^ Эриксон, WC (1964). «Свойства рассеяния радиоволн солнечной короны». Астрофизический журнал . 139 : 1290. Бибкод : 1964ApJ...139.1290E . дои : 10.1086/147865 .
  72. ^ Мори, К.; и др. (2004). «Рентгеновское измерение протяженности атмосферы Титана по результатам его прохождения через Крабовидную туманность». Астрофизический журнал . 607 (2): 1065–1069. arXiv : astro-ph/0403283 . Бибкод : 2004ApJ...607.1065M . дои : 10.1086/383521 . S2CID   8836905 . Изображения Чандры, использованные Мори и др. можно посмотреть здесь .
  73. ^ ван ден Берг, Сидней (1970). «Струтоподобная структура, связанная с Крабовидной туманностью». Письма астрофизического журнала . 160 : Л27. Бибкод : 1970ApJ...160L..27V . дои : 10.1086/180516 .
[ редактировать ]
Викискладе есть медиафайлы, связанные с Мессье-1 .
Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Crab_Nebula&oldid=1236811367"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: e3276f67941e0daeb40b2877f179e3b2__1722003000
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/e3/b2/e3276f67941e0daeb40b2877f179e3b2.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
Crab Nebula - Wikipedia
Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть. Любые претензии, иски не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, вы не можете использовать данный сайт и информация размещенную на нем (сайте/странице), немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, Денежную единицу (имеющую самостоятельную стоимость) можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)