Nebuloasa Crabului

Rămășiță de supernovă
Date din Nebuloasa Crab
Nebuloasa Crab, imagine de la telescopul spațial Hubble
Nebuloasa Crab, imagine de la telescopul spațial Hubble
Constelaţie Taur
Poziția
echinocțiului : J2000.0
Ascensiunea dreaptă 05h 34m 32.0s
declinaţie + 22 ° 00 ′ 52 ″
Alte date
Luminozitate  (vizuală)

8,4 mag

Expansiunea unghiulară

6 ′ × 4 ′

distanţă

6300 ly

diametru 6 × 4 ani
istorie
descoperire

John Bevis

Data descoperirii

1731

Numele catalogului
M  1 • NGC  1952 • IRAS  05314 + 2200 • Sh 2–244
Previzualizare Aladin

Crab Nebula (rar Crab Nebula , fostă asemenea Crab Nebula din engleză Crab Nebula , catalogat ca M 1 și NGC 1952 ) , în constelația Taurul este rămășiță a supernova observată în 1054 , în care a fost nebuloasă pulsar vânt format. Acesta este situat în brațul Perseu al Calea Lactee și este de aproximativ 2000 de parseci de pe Pământ.

Nebuloasa, care se extinde la aproape 1.500 de kilometri pe secundă, are o formă ovală cu o lungime de 6 minute de arc și o lățime de 4 minute de arc. În centrul său se află steaua de neutroni care a ieșit din steaua originală explodată , care se rotește în jurul axei sale de aproximativ 30 de ori pe secundă (perioadă de 33 ms) și poate fi detectată în intervalul de frecvență radio, precum și în optică, cu raze X și gama de frecvențe gamma ca pulsar (așa-numitul pulsar al cancerului sau al crabului ) este. Nebuloasa care o înconjoară este străbătută de filamente care au apărut din cochiliile exterioare ale stelei originale și constau în principal din hidrogen ionizat și heliu . În plus, există proporții mai mici de carbon , oxigen , azot , fier , neon și sulf , uneori și sub formă de praf.

Datorită strălucirii sale aparente reduse , Nebuloasa Crabului poate fi observată doar prin telescoape și a fost descoperită doar cu utilizarea lor sistematică în secolul al XVIII-lea. Datorită apropierii sale și ca una dintre cele mai tinere nebuloase galactice de vânt pulsar, de atunci a fost unul dintre cele mai intens cercetate obiecte din astronomie .

explorare

Descoperirea și aspectul nebuloasei

Aspectul asemănător unei nebuloase a fost descoperit în 1731 de John Bevis în timp ce realiza hărți stelare și, în mod independent, de Charles Messier în căutarea cometelor în august 1758. În timp ce descoperirea lui Bevis a rămas nepublicată pentru o lungă perioadă de timp, a fost declanșatorul pentru Messier de a-și compila catalogul de nebuloase și grupuri de stele în care Nebuloasa Crabului este clasificată ca primul obiect. Forma sa este descrisă în ea asemănătoare cu o flacără de lumânare .

Schița Nebuloasei Crabului, Lord Rosse , 1844
Imaginea despre nebuloasa Crab a lui Isaac Roberts , 1895

John Herschel a publicat o ilustrare a nebuloasei în 1833, care arăta nebuloasa ca un grup oval de stele - o structură pe care o suspecta din greșeală din cauza unei pete pe care a recunoscut-o. Lord Rosse a fost ceața cu telescopul său reflectorizant mare care a observat în detaliu și a publicat un desen în 1844. El este, de asemenea, denumirea ca Nebuloasa Crabului adesea atribuită, dar asemănarea a fost filamentele cu extremitățile unui cancer, care este deosebit de pronunțată în acest desen. , al lui Thomas Romney Robinson indicat anterior. Spre sfârșitul secolului al XIX-lea, Isaac Roberts , un pionier al astrofotografiei , a publicat primele imagini ale Nebuloasei Crabului și a constatat că nebuloasa din imaginile sale nu seamănă cu desenele cunoscute anterior.

Investigațiile spectroscopice efectuate de Vesto Slipher în anii 1910 au arătat, pe baza liniilor spectrale caracteristice , că nebuloasa este formată din hidrogen și heliu . El a observat că aceste linii spectrale au fost împărțite și a bănuit că efectul Stark este cauza. La scurt timp după aceea, Roscoe Frank Sanford a considerat că Doppler opus se deplasează cu viteze de -600 la -1000 km / s și 1620 la 1750 km / s explică, de asemenea, divizarea. În timpul investigațiilor sale, el a recunoscut, de asemenea, că cea mai strălucitoare zonă strălucește în albastru și are un spectru continuu. Aceste rezultate au fost ulterior confirmate de Walter Baade prin înregistrări cu filtre cu bandă îngustă, care au arătat, de asemenea, că zona albăstruie deschisă se află în centru și a reprezentat aproximativ 80% din luminozitatea nebuloasei, în timp ce spectrele de linie provin din filamente.

În 1921, Carl Otto Lampland a descoperit pe baza imaginilor din timpuri diferite din trecut că structura, în special în centrul Nebuloasei Crabului, se schimbă în timp - o proprietate care, cu trei excepții diferite, nu a fost găsită în niciun alt nebuloasă .

Supernova

Inspirat de descoperirea Lamplandului, John Charles Duncan a confirmat schimbarea în Nebuloasa Crabului la scurt timp după aceea, pe baza unor imagini suplimentare și a recunoscut, de asemenea, că schimbarea în zona exterioară a fost o extindere. În același timp, Knut Lundmark a observat că Nebuloasa Crabului este aproape de Nova din anul 1054 înregistrată în scripturi chinezești . Șapte ani mai târziu, în 1928, Edwin l-a închis pe Hubble prin calcularea expansiunii înapoi la această nova acum aproximativ 900 de ani.

Aproximativ zece ani mai târziu, Nicholas Ulrich Mayall a determinat viteza reală de expansiune de 1300 km / s folosind divizarea Doppler a liniilor spectrale și a determinat distanța de 1500 parsec (4900 ani lumină ) prin comparație cu expansiunea aparentă . Walter Baade și Knut Lundmark au recunoscut atunci că, datorită distanței mari, împreună cu luminozitatea ridicată observată în 1054, trebuie să fie o așa-numită supernovă, Nebuloasa Crabului a ieșit dintr-o stea: doar cu câțiva ani mai devreme Walter Baade a avut împreună cu Fritz Zwicky postulează că, pe lângă o nova, poate exista o „super nova” mult mai luminoasă, dar mai rară. Aici o stea masivă explodează, formând o nebuloasă în expansiune din straturile sale exterioare, în timp ce nucleul său se prăbușește într-o stea de neutroni .

Steaua neutronică suspectată în centrul nebuloasei a fost confirmată de studiile spectroscopice efectuate de Rudolph Minkowski la începutul anilor 1940. Spectroscopia a indicat o masă solară cu un diametru de cel mult 2% din soare și astfel de cel puțin 180.000 de ori densitatea și - ceea ce o deosebește de o pitică albă - o temperatură de 500.000 Kelvin și 30.000 de ori luminozitatea soarelui . Această luminozitate rezultă din luminozitatea observată a întregii nebuloase, presupunând că steaua de neutroni din afara spectrului vizibil o alimentează cu energie; în spectrul vizibil steaua neutronică atinge doar 16  mag .

Minkowski a atribuit supernova tipului I în conformitate cu un sistem fenomenologic de clasificare pe care el la conceput cu puțin timp înainte. Cu toate acestea, odată cu rafinarea treptată a sistemului de clasificare suplimentat de modele fizice, tipul II-P a devenit din ce în ce mai plauzibil.

Radiații sincrotrone

În 1948, John Gatenby Bolton și alți oameni de știință au găsit sursa radio Taur A în poziția nebuloasei și au realizat că intensitatea ridicată nu este probabil cauzată de procesele termice. La scurt timp după aceea, Hannes Alfvén și Nicolai Herlofson au sugerat radiația sincrotronului ca explicație, care este cauzată de electronii dintr-un câmp magnetic puternic , care sunt aproape la fel de rapide ca lumina . În 1953, Iosef Shklovsky a suspectat că strălucirea albastră a centrului este cauzată și de radiația sincrotronă și că aceasta este polarizată din cauza câmpului magnetic. Această polarizare a fost detectată în anul următor, însă sursa electronilor și câmpul magnetic au rămas mult timp subiect de controversă.

Radiații gamma din sfera cerească : în centrul imaginii centrul galactic ; extrema dreaptă, strălucitoare, Nebuloasa Crabului

Primele observații astronomice cu raze X , care sunt posibile doar în afara atmosferei , au fost efectuate cu rachete Aerobee din 1963 . Inițial, doar două surse de raze X foarte luminoase au fost descoperite în intervalul de energie cuprins între 1,5 keV și 8 keV, iar nebuloasa cancerului a fost identificată cu una dintre ele, Taurul X-1. Acest lucru a dovedit, de asemenea, că steaua neutronică este cauza câmpului magnetic. În 1967, instrumentele de pe un balon de altitudine au recunoscut că este una dintre cele mai puternice surse de radiații gamma în intervalul de până la 560 keV. În acest moment s-a început și studierea radiației gamma până la gama de energie teraelectronvoltă cu ajutorul telescoapelor Cherenkov și acest lucru a fost demonstrat din ce în ce mai clar în cursul anilor 1970. Observațiile cu telescopul spațial cu raze gamma Fermi au arătat, de asemenea , o intensă intensificare a activității care a durat câteva zile. În 2019, radiația gamma cu peste 100 TeV a fost detectată din Nebuloasa Crabului, făcându-l prima sursă cunoscută de astfel de radiații.

pulsar

Curbă de lumină și imagine cu mișcare lentă a pulsarului în centrul Nebuloasei Crabului. Înregistrând cu o singură cameră cuantică la telescopul de 80 cm al Observatorului Wendelstein, Dr. F. Fleischmann, 1998

La mijlocul anilor 1960, Lodewijk Woltjer a considerat că o stea de neutroni ar putea concentra fluxul magnetic al stelei anterioare într-un câmp magnetic extrem de puternic. Puțin mai târziu, Franco Pacini a concluzionat că, dacă această stea păstrează și impulsul unghiular al stelei anterioare și se rotește rapid datorită contracției , eliberează cantități uriașe de energie în nebuloasa înconjurătoare ca o dinamă .

Secvența înregistrărilor pulsarului Nebuloasei Crabului (chiar în imagine): mișcare lentă a impulsului principal și secundar, care se repetă la fiecare 33 ms

Motivați de raportul din 1968 despre primul pulsar  - o astfel de stea de neutroni care pare să pulseze - David H. Staelin și Edward C. Reifenstein au scanat cerul și au descoperit două surse radio care pulsează în zona Nebuloasei Crabului - și posibil aparținând acesteia. Descoperirea a fost făcută cu radiotelescopul de 90 de metri din Green Bank . Au numit sursele radio NP 0527 și NP 0532. NP 0527 s-a dovedit în cele din urmă a fi mult mai vechi decât supernova din anul 1054, dar NP 0532 ar putea fi identificat ca aparținând Nebuloasei Crabului. Perioada pulsului de 33,09 ms și creșterea lentă a acestuia ar putea fi determinate la scurt timp după descoperire cu ajutorul radiotelescopului de trei ori mai mare de la Observatorul Arecibo . O comparație a arătat că steaua de neutroni care se rotește în funcție de pulsația observată cu un câmp magnetic de 100.000.000 Tesla emite o ieșire care corespunde energiei de rotație eliberată prin încetinirea rotației și, în același timp, la aproximativ întreaga radiație sincrotronă, presupunând un pulsar diametrul de 24 km depinde; Nebuloasa Crab își extrage astfel energia din steaua neutronică, care se rotește treptat mai încet, ca o volantă .

Pulsatia ar putea fi detectată și în alte domenii spectrale. Încă din 1969, pulsarul PSR B0531 + 21 a fost identificat cu steaua centrală a Nebuloasei Crabului în zona optică și, la scurt timp, în același an, în zona cu raze X. Impulsurile au un impuls principal și un impuls secundar, forma impulsului și înălțimea impulsului în funcție de intervalul spectral; în cazul radiației gamma, pulsul secundar poate fi mai mare decât pulsul principal. Există diferite modele de pulsar care descriu această radiație cu aceste forme de impuls; într-una, de exemplu, câmpul magnetic este înclinat cu 45 ° față de axa de rotație și acesta este înclinat cu 67 ° față de direcția de observare. Cu toate acestea, intensitatea acestor impulsuri se poate dovedi ocazional a fi mai mare decât s-a observat cu foarte puține alte pulsare. Aceste impulsuri de intensitate mai mare sunt numite impulsuri uriașe și apar cu zece ori mai mult decât energia în medie la fiecare zece minute, dar pot apărea și cu 2000 de ori mai mult decât energia. Investigațiile ulterioare au arătat că unele dintre ele conțin subimpulsuri de numai 2 nanosecunde, astfel încât gama de emisii trebuie să fie mai mică de 1 metru. Mecanismul formării sale nu a fost încă clarificat pe deplin.

Raze X din Nebuloasa Crab în intervalul de energie 0,5-7,0 keV, Telescopul Spațial Chandra

Pe baza observațiilor, Wallace Hampton Tucker bănuia deja în 1969 că așa-numitul vânt pulsar din particulele încărcate, care sunt aproape cu viteza luminii, va începe să strălucească atunci când lovește nebuloasa înconjurătoare, iar cinci ani mai târziu, Martin John Rees și James Edward Gunn au specificat că electronii relativisti și pozitronii apar în câmpul magnetic toroidal din jurul pulsarului și radiația sincrotronului începe imediat ce se ciocnesc cu nebuloasa. În plus, jeturile formate de câmpul magnetic din particule încărcate relativiste se formează de-a lungul axei de rotație , așa cum a fost calculat în 1984. Aproximativ 10 ani mai târziu, a fost posibil să se detecteze aceste jeturi în raze X și câmpuri optice folosind telescoapele de înaltă rezoluție ROSAT , Telescopul spațial Hubble și Telescopul spațial Chandra .

Centrul Nebuloasei Crabului , suprapunerea imaginilor în zonele de lumină vizibilă (roșie) și raze X (albastru). Puteți vedea pulsarul încorporat .

Conform studiilor recente, se presupune că pulsarul din Nebuloasa Crabului are un diametru de 28 până la 30 km. Acest lucru are ca rezultat o producție de energie de puțin mai mult de 100.000 de ori mai mare decât cea a soarelui. Cantitatea mare de energie radiată generează regiunea extrem de dinamică din centrul Nebuloasei Crabului, descoperită de Lampland, care poate fi observată în detaliu cu Telescopul Spațial Hubble de înaltă rezoluție și Telescopul Spațial Chandra: În timp ce se întâmplă cele mai multe modificări ale obiectelor astronomice atât de încet încât nu pot fi văzuți decât după ce pot percepe mulți ani, interiorul Nebuloasei Crabului se schimbă în câteva zile. Zonele cu cea mai mare schimbare din partea interioară a nebuloasei sunt în punctul în care jeturile pulsarului se ciocnesc cu materialul înconjurător și formează o undă de șoc . Împreună cu vântul ecuatorial, ele apar ca o serie de structuri asemănătoare cu smocurile care cresc abrupt, se aprind și apoi se estompează pe măsură ce se îndepărtează de pulsar și în nebuloasă.

Filamente

Încă din 1942, Walter Baade a raportat înregistrările filamentelor cu filtre cu bandă îngustă, cu care a demonstrat ionizarea lor prin intermediul unor linii spectrale caracteristice de hidrogen . În 1957 , Donald Edward Osterbrock a reușit să determine temperatura de aproximativ 15.000 Kelvin și o densitate de 550 până la 3700 de particule ionizate pe centimetru cub, prin investigații mai detaliate ale liniilor spectrale existente, de asemenea, de oxigen și heliu , ceea ce investigațiile ulterioare au confirmat. La scurt timp după aceea, s-a presupus că forma complexă a filamentelor a fost cauzată de o instabilitate Rayleigh-Taylor la interfața dintre steaua de neutroni și rămășița de supernovă expulzată.

Cercetări recente arată că Nebuloasa Crabului se extinde în prezent cu o viteză de 1500 km / s. Dacă se calculează expansiunea înapoi, se obține o dată pentru formarea nebuloasei, care indică câteva decenii după 1054. Se pare că ceața se extinde într-un ritm accelerat. Se crede că energia necesară pentru accelerație vine de la pulsar, care a intensificat câmpul magnetic și că acest lucru a îndepărtat filamentele de centru mai repede. Diferențele în expansiunea calculată a filamentelor și nebuloasa vântului polar susțin, de asemenea, instabilitatea Rayleigh-Taylor ca explicație a morfologiei filamentului.

Masa totală

În infraroșul îndepărtat ( telescopul spațial Herschel ), roșu, distribuția prafului de-a lungul filamentelor devine clară.

Estimările masei Nebuloasei Crabului au fost inițial inconsistente. În 1942, Minkowski a numit alte 15 mase solare pentru nebuloasa din jur, în plus față de aproximativ 1 masă solară pentru steaua de neutroni. Osterbrock a încercat să determine masa totală a filamentelor în 1957. Cu toate acestea, valoarea rezultată a câtorva procente din masa solară nu a fost confirmată de studii ulterioare, care indică faptul că soarele este de una până la cinci ori mai mare decât masa soarelui. Din modelele teoretice ale exploziilor de supernova s-a ajuns la concluzia că steaua trebuie să fi avut anterior o masă cuprinsă între opt și doisprezece mase solare . S-a suspectat multă vreme că masa suplimentară necesară pentru o supernovă ar putea sta într-o cochilie în jurul Nebuloasei Crabului, care, totuși, nu a fost găsită în ciuda căutărilor efectuate pe diferite lungimi de undă. Luând în considerare praful care a putut fi observat în infraroșul îndepărtat cu telescopul spațial Herschel , în 2015 s-a încheiat o masă de gaz de șapte mase solare și o masă de praf de puțin mai mică decât o masă solară. Împreună cu pulsarul, care are puțin mai mult de o masă solară, rezultă un total de aproximativ nouă mase solare. Cu toate acestea, analize mai recente ajung la o ordine de mărime a masei de praf mai mici sau a unei mase totale puțin mai mari de 9,5-10 mase solare.

distanţă

O determinare exactă a îndepărtării Nebuloasei Crabului sa dovedit dificilă. Metoda de determinare a distanței descrisă de Mayall în 1937 a fost reprodusă de multe ori și, în funcție de procedura aleasă, a livrat valori de la 1030 parsec la 2860 parsec. Pe baza ipotezelor despre mediul interstelar și a absorbțiilor cauzate de acesta în diferite intervale spectrale, s-a obținut o gamă foarte similară de valori; motive fizice, cum ar fi comparația cu alte superne sau raportul de intensitate al liniilor de emisie, vorbesc pentru distanțe de 1800-2000 parsec. Deoarece o serie de alte metode stabilite pentru determinarea distanței eșuează din cauza caracteristicilor Nebuloasei Crabului, a fost adesea utilizată valoarea de 2000 ± 500 parsec mediată de Virginia Trimble din măsurătorile menționate în jurul anului 1970.

În 2018, s-a făcut o determinare a paralaxei optice cu ajutorul sondei spațiale Gaia , care indică o distanță mai mare de 3000 parsec și a făcut ca distanțele mai mici de 2400 parsec să pară improbabile. Observațiile mai lungi cu Gaia au redus apoi erorile statistice, rezultând o distanță de 2000 parsec în 2020 cu un interval de încredere de 95% de 1620-2560 parsec.

Tranzitul corpurilor sistemului solar

Animație codificată prin culori a diferitelor game spectrale:
roșu: gama radio (VLA) ; galben: IR (Telescop spațial Spitzer) ; verde: spectru vizibil (HST) ; albastru: UV (XMM-Newton) ; violet: radiații gamma (Observatorul cu raze X Chandra)

Deoarece Nebuloasa Crabului se află la numai 1,5 ° față de ecliptică , luna și uneori planetele pot părea sau pășesc această nebuloasă pe cer atunci când sunt privite de pe Pământ. Soarele în sine nu traversează ceața, dar coroana sa . Astfel de evenimente ajută la explorarea mai bună a nebuloasei și a obiectelor din fața nebuloasei, studiind modul în care se schimbă radiația nebuloasei.

Tranzitul lunar a fost folosit pentru a găsi sursele razelor X din nebuloasă. Înainte de a avea sateliți precum Observatorul de raze X Chandra care puteau observa razele X, observațiile cu raze X erau în mare parte cu rezoluție mică. Cu toate acestea, pe măsură ce luna se mișcă în fața nebuloasei, schimbările de luminozitate ale nebuloasei pot fi folosite pentru a mapa emisia de raze X a nebuloasei. Când raze X au fost observate pentru prima dată în nebuloasa Crab, luna, pe măsură ce pășunea nebuloasă pe cer, a fost folosită pentru a identifica locația exactă a razelor X.

Coroana solară ascunde Nebuloasa Crabului în fiecare iunie. Modificările undelor radio ale nebuloasei Crab dezvăluie densitatea și structura coroanei solare. Primele observații au arătat că coroana solară este mult mai extinsă decât se presupunea anterior; observațiile ulterioare au arătat că prezintă fluctuații considerabile de densitate.

Saturn rătăcește foarte rar în fața nebuloasei. Tranzitul lui pe 4/5 Ianuarie 2003 a fost primul din 31 decembrie  1295 iul. ; următorul va avea loc pe 5 august 2267. Cu ajutorul Observatorului de raze X Chandra, luna Saturn Titan a fost examinată mai atent. S-a dovedit că raze X au fost emise și în jurul titanului. Motivul constă în absorbția razelor X în atmosfera sa. Aceasta a dat o valoare de 880 km pentru grosimea atmosferei lui Titan. Tranzitul lui Saturn nu a putut fi observat în timp ce Chandra traversa centura Van Allen în acel moment .

Observabilitate

Nebuloasa Crab este cel mai bine observată din Europa cu telescoape în lunile de iarnă, deoarece este apoi mult deasupra orizontului: punctul culminant pentru 10 ° est este pe 4 ianuarie la ora 23:00. La telescoapele cu o deschidere de 50-75 mm , apare ca o pată ovală; alte structuri pot fi văzute de la 130 mm. Filamentele apar doar într-un telescop cu o deschidere de 400 mm, cu o bună vizualizare de mai bine de 2 secunde de arc . Filtrele spectrale pentru structura de evidențiere a liniei O-III și filtrele de polarizare dezvăluie efectele de polarizare complexe, variabile spațial.

Au fost raportate observarea pulsației pulsarului.

literatură

  • R. Bühler, R. Blandford : Surprinsul pulsar Crab și nebuloasa sa: O recenzie . În: Rapoarte privind progresul în fizică . bandă 77 , nr. 6 , 2014, cod bib : 2014RPPh ... 77f6901B .
  • Minas C. Kafatos, Richard BC Henry: Nebuloasa Crabului și resturi de supernova înrudite. Cambridge University Press, Cambridge și colab. 1985, ISBN 0-521-30530-6 .
  • Simon Mitton: Nebuloasa Crabului. Faber și Faber, Londra 1979, ISBN 0-684-16077-3 .
  • Rodney Deane Davies, Francis Graham-Smith (Eds.): Nebuloasa Crab. Reidel, Dordrecht 1971, ISBN 978-94-010-3087-8 .

Link-uri web

Wikționar: Nebuloasa Crab  - explicații ale semnificațiilor, originea cuvintelor, sinonime, traduceri

Dovezi individuale

  1. ↑ NASA / IPAC EXTRAGALACTIC DATABASE
  2. ↑ a b Messier 1. În: messier.seds.org. 22 august 2007, accesat la 28 septembrie 2019 .
  3. ^ A b c Virginia Trimble : Distanța față de nebuloasa Crab și NP 0532 . În: Publicații ale Societății Astronomice din Pacific . bandă 85 , 1973, pp. 579-585 , cod bib : 1973PASP ... 85..579T .
  4. ↑ Nebuloasa Crab . În: Meyer lexicon de conversație mare . bandă 4 , 1903, pp. 329 ( arhivă.org ).
  5. ↑ ROSAT # active_time
  6. ↑ a b Michael F. Bietenholz, Richard L. Nugent: noi măsurători ale ratei de expansiune a Nebuloasei Crabului în radio și optică . În: Notificări lunare ale Royal Astronomical Society . bandă 454 , nr. 3 , 2015, p. 2416–2422 , cod bib : 2015MNRAS.454.2416B .
  7. ↑ Stephen P. Reynolds, Kazimierz J. Borkowski, Peter H. Gwynne: Modificări de expansiune și luminozitate în nebuloasa vântului pulsarului în rămășița supernovă compusă Kes 75 . În: Astrophysical Journal . bandă 856 , nr. 2 , p. 1-12 , cod bib : 2018ApJ ... 856..133R .
  8. ↑ John Herschel : Observații ale nebuloaselor și grupurilor de stele, realizate la Slough, cu un reflector de douăzeci de picioare, între anii 1825 și 1833 . În: Philosophical Transactions of the Royal Society of London . Volumul II, 1833, pp. 359-505 , doi : 10.1098 / rstl.1833.0021 ( digitalizat, vezi Fig. 81 ).
  9. ↑ Michael Hoskin: Rosse, Robinson și Rezoluția Nebuloaselor . În: Jurnal pentru istoria astronomiei . bandă 21 , nr. 4 , 1990, pp. 331-344 , cod bib : 1990JHA .... 21..331H .
  10. ^ Isaac Roberts : Fotografii ale regiunii nebuloasei „Crab”, 1 M. Tauri . În: Notificări lunare ale Royal Astronomical Society . bandă 52 , 1892, p. 502 , cod bib : 1892MNRAS..52..502R .
  11. ^ Isaac Roberts: A Selection of Photographs of Stars, Star-clusters and Nebulae . Volumul II. The Universal Press, Londra 1899, pp. 164 ( digitalizat ).
  12. ^ Vesto Melvin Slipher : Observații spectrografice ale Nebuloaselor și clusterelor de stele . În: Publicații ale Societății Astronomice din Pacific . bandă 28 , 1916, pp. 191-192 . Digitalizat ( Memento din 13 martie 2016 în Arhiva Internet )
  13. ^ Roscoe Frank Sanford : Spectrul Nebuloasei Crabului . În: Publicații ale Societății Astronomice din Pacific . bandă 31 , nr. 180 , 1919, pp. 108-109 , cod bib : 1919PASP ... 31..108S .
  14. ^ A b Walter Baade : Nebuloasa Crab . În: Astrophysical Journal . bandă 96 , 1942, pp. 188-198 , cod bib : 1942ApJ .... 96..188B .
  15. ^ A b Carl Otto Lampland : modificări observate în structura nebuloasei „Crab” (NGC 1952) . În: Publicații ale Societății Astronomice din Pacific . bandă 33 , nr. 192 , 1921, pp. 79-84 , cod bib : 1921PASP ... 33 ... 79L .
  16. ^ John Charles Duncan : Schimbări observate în Nebuloasa Crabului în Taur . În: Proceedings of the National Academy of Sciences . bandă 7 , nr. 6 , 1921, pp. 179-180.1 , cod bib : 1921PNAS .... 7..179D .
  17. ↑ Knut Lundmark : suspecte noi stele înregistrate în vechile cronici și printre observațiile recente ale meridianelor . În: Publicații ale Societății Astronomice din Pacific . bandă 33 , nr. 195 , 1921, pp. 225-238 , cod bib : 1921PASP ... 33..225L . , aici p. 234
  18. ^ Edwin Hubble : Novae sau stele temporare . În: Astronomical Society of the Pacific Leaflet . bandă 1 , nr. 14 , 1928, pp. 55–58 , cod bib : 1928ASPL .... 1 ... 55H .
  19. ^ Nicholas Ulrich Mayall : Spectrul Nebuloasei Crabului în Taur . În: Publicații ale Societății Astronomice din Pacific . bandă 49 , nr. 288 , 1937, pp. 101-105 , bibcode : 1937PASP ... 49..101M .
  20. ^ Walter Baade: Magnitudinea fotografică absolută a supernovelor . În: Astrophysical Journal . bandă 88 , 1938, pp. 285-304 , cod bib : 1938ApJ .... 88..285B .
  21. ^ Walter Baade, Fritz Zwicky : On Super-novae . În: Contribuții de la Observatorul Mount Wilson . bandă 3 , 1934, pp. 73-78 , bibcode : 1934CoMtW ... 3 ... 73B .
  22. ^ Walter Baade, Fritz Zwicky: Cosmic Rays from Super-novae . În: Contribuții de la Observatorul Mount Wilson . bandă 3 , 1934, pp. 79–83 , cod bib : 1934CoMtW ... 3 ... 79B .
  23. ↑ a b c Rudolph Minkowski : Nebuloasa Crabului . În: Astrophysical Journal . bandă 96 , 1942, pp. 199-213 , cod bib : 1942ApJ .... 96..199M .
  24. ↑ Rudolph Minkowski: Spectrele supernovelor în IC 4182 și în NGC 1003 . În: Astrophysical Journal . bandă 89 , 1939, pp. 156-217 , cod bib : 1939ApJ .... 89..156M .
  25. ↑ Roger A. Chevalier : Ce SN 1054 A Supernova de tip II? 1977, p. 53-61 , cod bib : 1977ASSL ... 66 ... 53C .
  26. ↑ FS Kitaura, H.-Th. Janka, W. Hillebrandt: Explozii ale nucleelor ​​O-Ne-Mg, supernova de crab și supernova de tip II-P subluminos . În: Astronomie și astrofizică . bandă 450 , nr. 1 , 2006, p. 345-350 , cod bib : 2006A & A ... 450..345K .
  27. ^ Nathan Smith: Nebuloasa Crab și clasa supernovelor de tip IIn-P cauzate de explozii sub-energetice de captare a electronilor . În: Notificări lunare ale Royal Astronomical Society . bandă 434 , nr. 1 , 2013, p. 102–113 , cod bib : 2013MNRAS.434..102S .
  28. ↑ Takashi J. Moriya, Nozomu Tominaga, Norbert Langer, Ken'ichi Nomoto, Sergei I. Blinnikov, Elena I. Sorokina: Supernove cu captură de electroni explodând în vântul lor progenitor . În: Astronomie și astrofizică . bandă 569 , 2014, p. 1-8 , cod bib : 2014A & A ... 569A..57M .
  29. ^ John G. Bolton , GJ Stanley, OB Slee: Poziții a trei surse discrete de radiații de frecvență radio galactică . În: Natura . bandă 164 , nr. 4159 , 1949, pp. 101-102 , doi : 10.1038 / 164101b0 , cod bib : 1949Natur.164..101B .
  30. ^ JG Bolton, GJ Stanley: Poziția și identificarea probabilă a sursei Taurus-A de radiație radio-frecvență galactică . In: Australian Journal of Cercetare Științifică A . bandă 2 , 1949, pp. 139–148 , cod bib : 1949AuSRA ... 2..139B .
  31. ^ Hannes Alfvén , Nicolai Herlofson : Radiații cosmice și stele radio . În: Physical Review . bandă 78 , nr. 5 , 1950, pp. 616 , cod bib : 1950PhRv ... 78..616A .
  32. ^ Iosef Shklovsky : Despre natura emisiei optice a Nebuloasei Crabului . În: Doklady Akademii Nauk SSSR . bandă 90 , 1953, pp. 983 . Tradus în limba engleză în Lang, KR și Gingerich, O. 1979, O carte sursă în astronomie și astrofizică, 1979
  33. ^ Jan Hendrik Oort , Theodore Walraven : Polarizarea și compoziția nebuloasei Crab . În: Buletinul Institutelor Astronomice din Olanda . bandă 12 , p. 285–308 , cod bib : 1956BAN .... 12..285O .
  34. ^ JH Piddington: Nebuloasa Crabului și originea câmpurilor magnetice interstelare . În: Australian Journal of Physics . bandă 10 , 1957, pp. 530-546 , cod bib : 1957AuJPh..10..530P .
  35. ^ A b S. Bowyer , ET Byram, TA Chubb, H. Friedman : Surse de raze X în galaxie . În: Natura . bandă 201 , nr. 4926 , 1964, pp. 1307-1308 , cod bib : 1964Natur.201.1307B .
  36. ↑ a b Lodewijk Woltjer : X-Rays și de tip I Supernova Vestigii . În: Astrophysical Journal . bandă 140 , 1964, pp. 1309-1313 , cod bib : 1964ApJ ... 140.1309W .
  37. ^ RC Haymes, DV Ellis, GJ Fishman, JD Kurfess, WH Tucker : Observation of Gamma Radiation from the Crab Nebula . În: Astrophysical Journal Letters . bandă 151 , 1968, pp. L9-L14 , doi : 10.1086 / 180129 , cod bib : 1968ApJ ... 151L ... 9H .
  38. ^ JE Grindlay: astronomie cu raze gamma foarte puternice . În: NASA. Goddard Space Flight Center Structura și conținutul galaxiei și al razelor gamma galactice . 1977, p. 81-98 , cod bib : 1977NASCP ... 2 ... 81G .
  39. ↑ astronews.com: Radiații surprinzătoare din Nebuloasa Crabului , 7 octombrie 2011
  40. ↑ astronews.com: Radiații de mare energie din Nebuloasa Crabului 14 ianuarie 2016
  41. ↑ astronews.com: O scânteie în vântul pulsar 22 noiembrie 2017
  42. ↑ Fermi Spots NASA, „Superflares”, în Nebuloasa Crab
  43. ↑ M. Amenomori: Prima detectare a fotonilor cu energie dincolo de 100 TeV dintr-o sursă astrofizică . În: Scrisori de revizuire fizică . bandă 123 , nr. 5 , 2019, p. 051101 , arxiv : 1906.05521 , cod bib : 2019PhRvL.123e1101A .
  44. ^ A b Franco Pacini : Emisia de energie de la o stea de neutroni . În: Natura . bandă 216 , nr. 5115 , 1967, pp. 567-568 , doi : 10.1038 / 216567a0 , cod bib : 1967Natur.216..567P .
  45. ↑ Thomas Gold : Stelele rotative de neutroni ca origine a surselor radio pulsante . În: Natura . bandă 218 , nr. 5143 , 1968, pp. 731-732 , doi : 10.1038 / 218731a0 , cod bib : 1968Natur.218..731G .
  46. ↑ David H. Staelin, Edward C. Reifenstein, III: Surse radio pulsante lângă Nebuloasa Crabului . În: Circularele Uniunii Internaționale Astronomice . Nu. 2110 , 1968 ( archive.org ).
  47. ↑ David H. Staelin, Edward C. Reifenstein, III: Surse radio pulsante lângă Nebuloasa Crabului . În: Știință . bandă 162 , nr. 3861 , 1968, p. 1481–1483 , doi : 10.1126 / science.162.3861.1481 , PMID 17739779 , cod bib : 1968Sci ... 162.1481S , JSTOR : 1725616 .
  48. ^ DW Richards, JA Roberts: Timpul Pulsar NP 0527 . În: Tranzacțiile Uniunii Astronomice Internaționale . 1971, p. 211-216 , doi : 10.1017 / S0074180900007464 .
  49. ↑ RVE Lovelace, JM Sutton, HD Craft Jr.: Pulsar NP 0532 lângă nebuloasa Crab . În: Circularele Uniunii Internaționale Astronomice . Nu. 2113 , 1968 ( archive.org , vezi p. 4 [PDF]).
  50. ↑ D. Richards: NP 0532 . În: Circularele Uniunii Internaționale Astronomice . Nu. 2114 , 1968 ( archive.org ).
  51. ↑ Jeremiah P. Ostriker , James E. Gunn : Despre natura pulsarilor. I. Teorie . În: Astrophysical Journal . bandă 157 , septembrie 1969, p. 1395-1417 , cod bib : 1969ApJ ... 157.1395O .
  52. ^ WJ Cocke, MJ Disney, DJ Taylor: Descoperirea semnalelor optice de la Pulsar NP 0532 . În: Natura . bandă 221 , nr. 5180 , 1969, p. 525-527 , cod bib : 1969Natur.221..525C .
  53. ^ G. Fritz, RC Henry , JF Meekins, TA Chubb, H. Friedmann: Pulsar cu raze X în nebuloasa Crab . În: Știință . bandă 164 , nr. 3880 , 1969, p. 709-712 , cod bib : 1969Sci ... 164..709F .
  54. ^ YJ Du, GJ Qiao, W. Wang: Emisie radio-la-TeV rezolvată de fază din pulsul de crab: modelul de gol anular . În: Astrophysical Journal . bandă 748 , nr. 2 , 2012, p. 1-12 , cod bib : 2012ApJ ... 748 ... 84D .
  55. ↑ IR Linscott, TH Hankins: Observații de înaltă frecvență ale impulsurilor uriașe din pulsarul de crab . În: Buletinul Societății Astronomice Americane . bandă 12 , 1980, pp. 820 , cod bib : 1980BAAS ... 12..820L .
  56. ↑ SC Lundgren, JM Cordes, M. Ulmer, SM Matz, S. Lomatch, RS Foster, T. Hankins: Giant Pulses from the Crab Pulsar: A Joint Radio and Gamma-Ray Study . În: Astrophysical Journal . bandă 453 , 1995, pp. 433-445 , cod bib : 1995ApJ ... 453..433L .
  57. ↑ TH Hankins, JS Kern, JC Weatherall, JA Eilek: Radio din nanosecunde izbucnește din cauza turbulenței puternice a plasmei în pulsarul Crabului . În: Natura . 2003, p. 141-143 , cod bib : 2003Natur.422..141H .
  58. ↑ Axel Jessner, Mikhail V. Popov, Vladislav I. Kondratiev, Yuri Y. Kovalev, Dave Graham, Anton Zensus, Vladimir A. Soglasnov, Anna V. Bilous, Olga A. Moshkina: Impulsuri gigant cu rezoluție de timp nanosecundă detectate de la Crab pulsar la 8,5 și 15,1 GHz . În: Astronomie și astrofizică . bandă 524 , 2010, p. 1-13 , cod bib : 2010A & A ... 524A..60J .
  59. ^ Wallace Hampton Tucker: Stele rotative de neutroni, pulsari și surse de raze X cosmice . În: Natura . bandă 223 , nr. 5212 , 1969, p. 1250-1252 , cod bib : 1969Natur.223.1250T .
  60. ↑ Martin John Rees , James Edward Gunn : Originea câmpului magnetic și a particulelor relativiste din Nebuloasa Crabului . În: Notificări lunare ale Royal Astronomical Society . bandă 167 , 1974, pp. 1-12 , cod bib : 1974MNRAS.167 .... 1R .
  61. ^ R. Bühler, R. Blandford: Surprinsul pulsar Crab și nebuloasa sa: o recenzie . În: Rapoarte privind progresul în fizică . bandă 77 , nr. 6 , 2014, cod bib : 2014RPPh ... 77f6901B .
  62. ^ G. Benford: Jeturi comandate magnetic de la pulsari . În: Astrophysical Journal . bandă 282 , 1984, pp. 154-160 , cod bib : 1984ApJ ... 282..154B .
  63. ↑ J. Jeff Hester, Paul A. Scowen, Ravi Sankrit, Christopher J. Burrows, John S. Gallagher, Jon A. Holtzman, Alan Watson, John T. Trauger, Gilda E. Ballester, Stefano Casertano, John T. Clarke, David Crisp, Robin W. Evans, Richard E. Griffiths, John G. Hoessel, John Krist, Roger Lynds, Jeremy R. Mold, J. Earl Jr. O'Neil, Karl R. Stapelfeldt, James A. Westphal : WFPC2 Studies a Nebuloasei Crabului. I. Imagistica HST și ROSAT a Nebuloasei Sincrotronului . În: Astrophysical Journal . bandă 448 , 1995, pp. 240-263 , cod bib : 1995ApJ ... 448..240H .
  64. ↑ a b M. Bejger, P. Haensel: Momente de inerție pentru neutroni și stele ciudate. Limite derivate pentru pulsarul Crab . În: Astronomie și astrofizică . bandă 396 , 2002, pp. 917–921 , cod bib : 2002A & A ... 396..917B .
  65. ↑ JJ Hester, PA Scowen, R. Sankrit, FC Michel, JR Graham, A. Watson, JS Gallagher: Structura extrem de dinamică a Nebuloasei Crabului Interior . În: Buletinul Societății Astronomice Americane . bandă 28 , 1996, pp. 950 , cod bib : 1996AAS ... 188.7502H .
  66. ^ A b Donald E. Osterbrock : Densitățile electronilor în filamentele nebuloasei Crabului . În: Publicații ale Societății Astronomice din Pacific . bandă 69 , nr. 408 , 1957, pp. 227-230 , cod bib : 1957PASP ... 69..227O .
  67. ↑ RA fez, RP Kirshner : Nebuloasa Crabului. I - Spectrofotometria filamentelor . În: Astrophysical Journal . Nu. 258 , 1982, pp. 1-10 , cod bib : 1982ApJ ... 258 .... 1F .
  68. ↑ Russell Kulsrud , Ira B. Bernstein, Martin Krusdal, Jerome Fanucci, Nathan Ness: Despre explozia unei supernove în câmpul magnetic interstelar. II . În: Astrophysical Journal . bandă 142 , 1965, pp. 491-506 , cod bib : 1965ApJ ... 142..491K .
  69. ^ MF Bietenholz, PP Kronberg, DE Hogg, AS Wilson: Expansiunea Nebuloasei Crabului . În: Astrophysical Journal Letters . bandă 373 , 1991, pp. L59 - L62 , cod bib : 1991ApJ ... 373L..59B .
  70. ^ Virginia Trimble: Mișcări și structura plicului filamentar al nebuloasei Crab . În: Astronomical Journal . bandă 73 , 1968, pp. 535-547 , cod bib : 1968AJ ..... 73..535T .
  71. ↑ M. Bejger, P. Haensel: expansiunea accelerată a nebuloasei Crab și evaluarea parametrilor săi de stele neutronice . În: Astronomie și astrofizică . bandă 405 , 2003, p. 747-751 , cod bib : 2003A & A ... 405..747B .
  72. ↑ a b R. A. fez, JM Shull, AP Hurford: An Optical Study of the Circumstellar Environment Around the Crab Nebula . În: Astronomical Journal . bandă 113 , 1997, pp. 354-363 , cod bib : 1997AJ .... 113..354F .
  73. ↑ K. Davidson, RA Fesen: Dezvoltări recente privind Nebuloasa Crab . În: Revizuirea anuală a astronomiei și astrofizicii . 23, 1985, pp. 119-146. cod bib : 1985ARA & A..23..119D .
  74. ^ DA Frail , NE Kassim, TJ Cornwell, WM Goss: Are Crab Are a Shell? În: Astrophysical Journal . bandă 454 , 1995, pp. L129-L132 , cod bib : 1995ApJ ... 454L.129F .
  75. ^ PJ Owen, MJ Barlow: conținutul de praf și gaze din nebuloasa Crab . În: Astrophysical Journal . bandă 801 , nr. 2 , 2015, p. 1-13 , cod bib : 2015ApJ ... 801..141O .
  76. ^ I. De Looze, MJ Barlow, R. Bandiera, A. Bevan, MF Bietenholz, H. Chawner, HL Gomez, M. Matsuura, F. Priestley, R. Wesson: Conținutul de praf al Nebuloasei Crabului . În: Notificări lunare ale Royal Astronomical Society . bandă 488 , nr. 1 , p. 164–182 , cod bib : 2019MNRAS.488..164D .
  77. ↑ Adam R. Sibley, Andrea M. Katz, Timothy J. Satterfield, Steven J. Vanderveer, Gordon M. MacAlpine: Element Mases in the Crab Nebula . În: Astronomical Journal . bandă 152 , nr. 4 , 2016, p. 1-7 , cod bib : 2016AJ .... 152 ... 93S .
  78. ^ Matthew J. Bester, Matteo J. Pari: Determinarea distanței până la nebuloasa Crab . În: Journal of Undergraduate Sciences . 1996, p. 57-62 ( archive.org [PDF]).
  79. ↑ DL Kaplan, S. Chatterjee, BM Gaensler, J. Anderson: O mișcare corectă precisă pentru pulsarul de crab și dificultatea de a testa alinierea Spin-Kick pentru stelele tinere de neutroni . În: Astrophysical Journal . bandă 677 , nr. 2 , 2008, p. 1201-1215 , cod bib : 2008ApJ ... 677.1201K .
  80. ↑ Morgan Fraser, Douglas Boubert: The Quick and the Dead: Finding the Surviving Binary Companions of Galactic supernovae with Gaia . În: Astrophysical Journal . bandă 871 , nr. 1 , 2019, cod bib : 2019 Apj ... 871 ... 92F .
  81. ^ John Antoniadis: Gaia Pulsars și Unde să-i găsești în EDR3 . În: Note de cercetare ale AAS . bandă 4 , nr. 12 , 2020, cod bib : 2020RNAAS ... 4..223A .
  82. ↑ TM Palmieri, FD Seward, A. Toor, TC van Flandern : Distribuția spațială a razelor X în Nebuloasa Crabului . În: Astrophysical Journal . 202, 1975, pp. 494-497. cod bib : 1975ApJ ... 202..494P .
  83. ^ WC Erickson: Proprietățile de dispersie a undelor radio ale coroanei solare . În: Astrophysical Journal . 139, 1964, pp. 1290-1311. cod bib : 1964ApJ ... 139.1290E .
  84. ↑ K. Mori, H. Tsunemi, H. Katayama, DN Burrows, GP Garmire, AE Metzger: O măsurare cu raze X a extinderii atmosferice a lui Titan din tranzitul său din nebuloasa Crab . În: Astrophysical Journal . 607, 2004, pp. 1065-1069. cod bib : 2004ApJ ... 607.1065M . Imagini asociate de la telescopul spațial Chandra .
  85. ↑ a b Bernd Koch, Stefan Korth: Obiectele Messier: Cele 110 obiective clasice pentru observatorii cerului . Kosmos, Stuttgart 2010, ISBN 978-3-440-11743-9 , pp. 213 ( text complet la p. 12 „Nebuloasa C1 M1” în căutarea de carte Google).
  86. ^ A b Ronald Stoyan , Stefan Binnewies, Susanne Friedrich: Atlasul obiectelor Messier . 2006, ISBN 978-3-938469-07-1 , pp. 368 . Aici pp. 69–73
  87. ↑ Nebuloasă Crab Supernovarest M1 - În lumină polarizată și normală. Adus pe 7 februarie 2020 .
  88. ↑ Brumfiel: Forța aeriană a avertizat devreme despre pulsari . În: Natura . bandă 448 , nr. 7157 , 2007, p. 974-975 , doi : 10.1038 / 448974a , PMID 17728726 , cod bib : 2007Natur.448..974B .
  89. ↑ "Beautiful Minds: Jocelyn Bell Burnell", documentar de televiziune BBC difuzat pe 7 aprilie 2010