Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску

Крабовидная туманность (Каталог обозначения M 1, NGC 1952, Телец А) представляет собой остаток сверхновой и плерион в созвездии из Тельца . Общее название происходит от Уильяма Парсонса, 3-го графа Росс , который наблюдал объект в 1840 году с помощью 36-дюймового телескопа и нарисовал рисунок, который чем-то напоминал краба. Туманность была открыта английским астрономом Джоном Bevis в 1731 году, и она соответствует яркой сверхновой , зарегистрированной китайскими астрономами в 1054 году. Туманность была первым идентифицированным астрономическим объектом, который соответствует историческому взрыву сверхновой.

При видимой величине 8,4, сравнимой с величиной спутника Сатурна Титана , он не виден невооруженным глазом, но может быть различим в бинокль при благоприятных условиях. Туманность находится в Персее Arm из Млечного Пути Галактики, на расстоянии около 2,0 кпсов (6500  LY ) от Земли. Его диаметр составляет 3,4 парсека (11 световых лет), что соответствует видимому диаметру около 7  угловых минут , и он 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 энергиях рентгеновского и гамма-излучения выше 30 кэВ Крабовидная туманность, как правило, является самым ярким постоянным источником гамма-излучения в небе с измеренным потоком, превышающим 10 ТэВ . Излучение туманности позволяет детальное изучение небесных тел , которые оккультных его. В 1950-х и 1960-х годах корона Солнца была нанесена на карту на основе наблюдений за проходящими через нее радиоволнами Крабовидной туманности, а в 2003 году была измерена толщина атмосферы спутника Сатурна Титана, поскольку он блокировал рентгеновские лучи от туманности.

История наблюдений [ править ]

Снимок Крабовидной туманности в формате HaRGB, полученный Ливерпульским телескопом , общая экспозиция составляет 1,4 часа.

Современное понимание того, что Крабовидная туманность была создана сверхновой, восходит к 1921 году, когда Карл Отто Лэмпленд объявил, что он заметил изменения в структуре туманности. [d] [5] Это в конечном итоге привело к выводу, что создание Крабовидной туманности соответствует яркой сверхновой сверхновой SN 1054, зарегистрированной древними астрономами в 1054 году нашей эры. [6]

Первая идентификация [ править ]

Крабовидная туманность была впервые обнаружена в 1731 году Джоном Бевисом . [7] Туманность была независимо повторно открыта в 1758 году Шарлем Мессье, когда он наблюдал за яркой кометой . [7] Мессье внес его в каталог как первую запись в своем каталоге кометоподобных объектов; [7] 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 на ее орбите, вызванных планетами Солнечной системы, такими как Юпитер. , который Клеро и двое его коллегЖером Лаланд и Лепот осуществляются более точно , чем Галлей, обнаружив , что комета должна появиться в созвездии в Тельце . В тщетных поисках кометы Шарль Мессье нашел Крабовидную туманность, которую он сначала принял за комету Галлея. [8] После некоторых наблюдений, заметив, что объект, который он наблюдал, не двигался по небу, Мессье пришел к выводу, что объект не был кометой. Затем Мессье понял полезность составления каталога небесных объектов облачной природы, но зафиксированных в небе, чтобы избежать неправильного каталогизации их как комет. Осознание этого привело его к созданию « каталога Мессье ».[8]

Репродукция первого изображения туманности лордом Россом (1844 г.) (цвет перевернут, чтобы появиться белое на черном)

Уильям Гершель наблюдал Крабовидную туманность много раз 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 он состоит из группы звезд. [9] Уильям Парсонс, 3-й граф Росс, наблюдал туманность в замке Бирр в 1844 году с помощью 36-дюймового (0,9 м) телескопа и назвал объект «Крабовидной туманностью», потому что нарисованный им рисунок выглядел как краб . Он снова наблюдал его позже, в 1848 году, с помощью 72-дюймового (1,8 м) телескопа и не смог подтвердить предполагаемое сходство, но, тем не менее, название прижилось. [10] [11] [12]

Подключение к SN 1054 [ править ]

Туманность видна в видимой области спектра при 550 нм (зеленый свет).

Крабовидная туманность была первым астрономическим объектом, который был признан связанным со взрывом сверхновой. [9] В начале двадцатого века анализ ранних фотографий туманности, сделанных с интервалом в несколько лет, показал, что она расширяется. Отслеживание расширения показало, что туманность, должно быть, стала видимой на Земле около 900 лет назад. Исторические записи показали, что новая звезда, достаточно яркая, чтобы ее можно было увидеть днем, была зарегистрирована в той же части неба китайскими астрономами 4 июля 1054 года, а также, вероятно, японскими наблюдателями. [13] [9] [14]

В 1913 году, когда Весто Слайфер зарегистрировал свое спектроскопическое исследование неба, Крабовидная туманность снова стала одним из первых объектов, которые подлежали изучению. Изменения в облаке, предполагающие его небольшую протяженность, были обнаружены Карлом Лэмплендом в 1921 году. [5] В том же году Джон Чарльз Дункан продемонстрировал, что остаток расширяется, [15] в то время как Кнут Лундмарк отметил его близость к гостевой звезде 1054 года. . [14] [16]

В 1928 году Эдвин Хаббл предложил связать облако с звездой 1054, идея , которая остается спорным , пока природа сверхновых не понимали, и это был Николай Mayall , который показал , что звезда 1054 была , несомненно , сверхновая , чей взрыв произвел Крабовидной туманности . В этот момент начались поиски исторических сверхновых: семь других исторических наблюдений были обнаружены путем сравнения современных наблюдений остатков сверхновых с астрономическими документами прошлых веков.

После первоначальной связи с китайскими наблюдениями в 1934 году была сделана связь с упоминанием японцами 13-го века о «приглашенной звезде» в Мейгецуки за несколько недель до китайского упоминания. [17] [18] [19] Это событие долгое время считалось незарегистрированным в исламской астрономии, [20] но в 1978 году ссылка была найдена в копии 13-го века, сделанной Ибн Аби Усайбиа работы Ибн Бутлана , несторианского христианина. врач работал в Багдаде во время сверхновой. [21] [22]

Учитывая большое расстояние, дневная « гостевая звезда », наблюдаемая китайцами, могла быть только сверхновой - массивной взрывающейся звездой, исчерпавшей запас энергии от ядерного синтеза и схлопнувшейся сама по себе. [23] [24] Недавний анализ исторических данных показал, что сверхновая, создавшая Крабовидную туманность, вероятно, появилась в апреле или начале мая, достигнув максимальной яркости между видимой величиной от -7 до -4,5 (ярче даже, чем у Венеры - 4.2 и все в ночном небе, кроме Луны ) к июлю. Сверхновая была видна невооруженным глазом примерно через два года после первого наблюдения. [25]

Крабовый пульсар [ править ]

Изображение, объединяющее оптические данные от телескопа Хаббла (красным) и рентгеновские снимки из рентгеновской обсерватории Чандра (синим цветом).

В 1960-х годах из-за предсказания и открытия пульсаров Крабовидная туманность снова стала центром внимания. Именно тогда Франко Пачини впервые предсказал существование Крабовидного пульсара , который объяснил бы яркость облака. Вскоре после этого, в 1968 году, звезду наблюдали. [26] Открытие пульсара в Крабовидном крае и знание его точного возраста (почти с точностью до дня) позволяет проверить основные физические свойства этих объектов, такие как характерный возраст и спин. -светимость, включенные порядки величины (особенно сила магнитного поля), наряду с различными аспектами, связанными с динамикой остатка. Роль этой сверхновой для научного понимания остатков сверхновой была решающей, поскольку никакая другая историческая сверхновая звезда не создала пульсар, точный возраст которого известен наверняка. Единственным возможным исключением из этого правила будет SN 1181 , предполагаемый остаток которой, 3C 58 , является домом для пульсара, но его идентификация с использованием китайских наблюдений 1181 года оспаривается. [27]

Во внутренней части Крабовидной туманности преобладает туманность пульсарного ветра, окружающая пульсар. Некоторые источники считают Крабовидную туманность примером как туманности пульсарного ветра, так и остатка сверхновой [28] [29] [30], в то время как другие разделяют эти два явления на основе различных источников производства энергии и поведения. [4]

Источник космических лучей сверхвысокой энергии [ править ]

В 2019 году Крабовидная туманность испускала гамма-лучи с энергией более 100  ТэВ , что сделало ее первым идентифицированным источником с энергией более 100 ТэВ. [31]

Физические параметры [ править ]

Хаббловское изображение небольшой области Крабовидной туманности, демонстрирующее неустойчивость Рэлея – Тейлора в ее сложной нитевидной структуре.

В видимом свете Крабовидная туманность состоит из широко овальной массы волокон, около 6  угловых минут в длину и 4 угловых минуты в ширину (для сравнения, полная луна имеет 30 угловых минут в поперечнике), окружающих диффузную синюю центральную область. Считается, что в трех измерениях туманность имеет форму сплющенного сфероида (по оценкам, на расстоянии 1380 пк / 4500 св. Лет) или вытянутого сфероида (по оценкам, на расстоянии 2020 пк / 6600 св. Лет). [3] Волокна являются остатками атмосферы звезды-прародителя и состоят в основном из ионизированного гелия и водорода , а также углерода ,кислород , азот , железо , неон и сера . Температура волокон обычно составляет от 11000 до 18000  К , а их плотность составляет около 1300 частиц на см 3 . [32]

В 1953 году Иосиф Шкловский предположил, что диффузная синяя область в основном создается синхротронным излучением , которое излучается искривленным движением электронов в магнитном поле. Излучение соответствовало движению электронов со скоростью до половины скорости света . [33] Три года спустя теория была подтверждена наблюдениями. В 1960-х годах было обнаружено, что источником искривленных траекторий электронов было сильное магнитное поле, создаваемое нейтронной звездой в центре туманности. [34]

Расстояние [ править ]

Несмотря на то, что Крабовидная туманность является объектом пристального внимания астрономов, расстояние до нее остается открытым вопросом из-за неточностей в каждом методе, используемом для оценки ее расстояния. В 2008 году был достигнут консенсус о том, что его расстояние от Земли составляет 2,0 ± 0,5 кпк (6500 ± 1600 св. Лет). [2] Таким образом, его размер составляет около 4,1 ± 1 пк (13 ± 3 св. Лет) в поперечнике. [c]

Крабовидная туманность в настоящее время расширяется наружу со скоростью около 1500 км / с (930 миль / с). [35] Изображения, сделанные с разницей в несколько лет, показывают медленное расширение туманности [36], и сравнивая это угловое расширение с ее спектроскопически определенной скоростью расширения, можно оценить расстояние до туманности. В 1973 году анализ многих методов, используемых для вычисления расстояния до туманности, пришел к выводу, что оно составляет около 1,9 кпк (6300 св. Лет), что согласуется с цитируемым в настоящее время значением. [3]

Сам Крабовидный пульсар был обнаружен в 1968 году. Отслеживание его расширения (при условии постоянного уменьшения скорости расширения из-за массы туманности) позволило установить дату создания туманности через несколько десятилетий после 1054 года, что означает, что ее скорость наружу замедлилась менее чем предполагалось после взрыва сверхновой. [37] Считается, что это уменьшенное замедление вызвано энергией пульсара, которая попадает в магнитное поле туманности, которое расширяется и выталкивает волокна туманности наружу. [38] [39]

Масса [ править ]

Оценки общей массы туманности важны для оценки массы звезды-прародителя сверхновой. Количество вещества, содержащегося в волокнах Крабовидной туманности (выбрасываемая масса ионизированного и нейтрального газа; в основном гелий [40] ), оценивается как4.6 ± 1.8  М ☉ . [41]

Богатый гелием тор [ править ]

Одним из многих компонентов туманности (или аномалий) Крабовидной туманности является богатый гелием тор, который виден как полоса восток-запад, пересекающая область пульсара. Тор составляет около 25% видимого выброса. Однако расчет предполагает, что около 95% тора составляет гелий. До сих пор не было предложено убедительного объяснения структуры тора. [42]

Центральная звезда [ править ]

Замедленное видео крабового пульсара, снятое с помощью однофотонной камеры OES.
Воспроизвести медиа
Данные орбитальных обсерваторий показывают неожиданные изменения в выходе рентгеновского излучения Крабовидной туманности, вероятно, связанные с окружающей средой вокруг ее центральной нейтронной звезды.
Воспроизвести медиа
Ферми НАСА замечает «супервспышки» в Крабовидной туманности.

В центре Крабовидной туманности находятся две тусклые 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 был чрезвычайно необычным. [43] Было обнаружено, что область вокруг звезды является сильным источником радиоволн в 1949 году [44] и рентгеновских лучей в 1963 году, [45] и была идентифицирована как один из самых ярких объектов в небе в гамма-лучах в 1967 году. . [46] Тогда, в 1968 году, звезда была установлена, что его испускать излучение в быстрых импульсах, став одним из первых пульсаров быть обнаружено. [22]

Пульсары - это источники мощного электромагнитного излучения , излучаемого короткими и очень регулярными импульсами много раз в секунду. Когда они были обнаружены в 1967 году, они были большой загадкой, и команда, которая идентифицировала первую из них, рассмотрела возможность того, что это может быть сигнал от развитой цивилизации. [47] Однако открытие пульсирующего радиоисточника в центре Крабовидной туманности было убедительным доказательством того, что пульсары образовались в результате взрыва сверхновой. [48] Теперь они понимаются как быстро вращающиеся нейтронные звезды , мощное магнитное поле которых концентрирует их излучение в узкие пучки. [49]

Считается, что Крабовидный пульсар имеет диаметр около 28–30 км (17–19 миль); [50] он испускает импульсы излучения каждые 33  миллисекунды . [51] Импульсы излучаются на длинах волн всего электромагнитного спектра , от радиоволн до рентгеновских лучей. Как и у всех изолированных пульсаров, его период очень постепенно замедляется. Иногда период ее вращения показывает резкие изменения, известные как «сбои», которые, как полагают, вызваны внезапной перестройкой внутри нейтронной звезды. Энергия выпущен пульсар замедляется огромна, и она питает излучение синхротронного излучения Крабовидной туманности, которая имеет общую светимостьпримерно в 75 000 раз больше, чем у Солнца. [52]

Чрезвычайно высокая энергия пульсара создает необычно динамичную область в центре Крабовидной туманности. В то время как большинство астрономических объектов эволюционирует так медленно, что изменения видны только в течение многих лет, внутренние части Крабовидной туманности показывают изменения в течение всего нескольких дней. [53] Самая динамичная особенность внутренней части туманности - это точка, где экваториальный ветер пульсара врезается в основную часть туманности, образуя ударный фронт . Форма и положение этой детали быстро меняются, при этом экваториальный ветер проявляется в виде серии пучков, которые становятся круче, ярче, а затем блекнут по мере удаления от пульсара, чтобы углубиться в основную часть туманности. [53]

Звезда-прародитель [ править ]

Эта последовательность изображений Хаббла показывает особенности внутренней Крабовидной туманности, изменяющиеся в течение четырех месяцев.

Звезда, взорвавшаяся как сверхновая, называется звездой-прародительницей сверхновой . Два типа звезд взрываются как сверхновые: белые карлики и массивные звезды . В так называемых сверхновых типа Ia газы, падающие на «мертвый» белый карлик, увеличивают его массу, пока она не приближается к критическому уровню, пределу Чандрасекара , что приводит к безудержному взрыву ядерного синтеза, который уничтожает звезду; в сверхновых типа Ib / c и типа II звезда-прародитель представляет собой массивную звезду, в ядре которой заканчивается топливо, необходимое для реакции ядерного синтеза, и она схлопывается сама по себе, высвобождая гравитационную потенциальную энергию.в форме, которая сдувает внешние слои звезды. Сверхновые типа Ia не производят пульсаров. [54] пульсар в Крабовидной туманности показывает, что он должен был образоваться в результате сверхновой с коллапсом ядра. [55]

Теоретические модели взрывов сверхновых предполагают, что звезда, взорвавшаяся с образованием Крабовидной туманности, должна была иметь массу от 9 до 11  M ☉ . [42] [56] звезды с массами ниже 8  М , как полагает, слишком малы , чтобы взрывы производят сверхновые, и заканчивают свою жизнь, производя планетарную туманность вместо этого, в то время как звезда тяжелее , чем 12  М произвел бы туманность с отличается по химическому составу от наблюдаемого в Крабовидной туманности. [57] Недавние исследования, однако, предполагают, что прародителем могла быть суперасимптотическая гигантская ветвь звезды в диапазоне 8-10  M диапазон , который бы взорвалась в сверхновую электронного захвата . [58]

Существенная проблема в исследованиях Крабовидной туманности заключается в том, что совокупная масса туманности и пульсара в сумме значительно меньше предсказанной массы звезды-прародителя, и вопрос о том, где находится «недостающая масса», остается нерешенным. [41] Оценка массы туманности производится путем измерения общего количества излучаемого света и вычисления необходимой массы с учетом измеренной температуры и плотности туманности. Оценки в диапазоне от около 1-5  М , с 2-3  М является общепринятым значением. [57] Масса нейтронной звезды оценивается от 1,4 до 2  M .

Преобладающая теория, объясняющая недостающую массу Крабовидной туманности, состоит в том, что значительная часть массы прародителя была унесена до взрыва сверхновой в быстром звездном ветре , явление, обычно наблюдаемое у звезд Вольфа – Райе . Однако это создало бы оболочку вокруг туманности. Хотя были предприняты попытки наблюдать оболочку на нескольких длинах волн, до сих пор ничего не найдено. [59]

Транзиты тел Солнечной системы [ править ]

Изображение с Чандры, показывающее спутник Сатурна Титан, проходящий через туманность.

Крабовидная туманность находится примерно на 1,5 градуса от эклиптики - плоскости орбиты Земли вокруг Солнца. Это означает, что Луна, а иногда и планеты, могут проходить или закрывать туманность. Хотя Солнце не проходит сквозь туманность, его корона проходит перед ней. Эти транзиты и затенения можно использовать для анализа как туманности, так и объекта, проходящего перед ней, наблюдая, как излучение туманности изменяется проходящим телом.

Лунный [ править ]

Лунные транзиты использовались для картирования рентгеновского излучения туманности. До запуска спутников для наблюдения рентгеновских лучей, таких как рентгеновская обсерватория Чандра , рентгеновские наблюдения обычно имели довольно низкое угловое разрешение , но когда Луна проходит перед туманностью, ее положение очень точно известно, и поэтому вариации яркости туманности можно использовать для создания карт рентгеновского излучения. [60] Когда рентгеновские лучи были впервые обнаружены из Крабовидной туманности, лунное покрытие использовалось для определения точного местоположения их источника. [45]

Солнечная [ править ]

Корона Солнца проходит перед Крабовидной туманностью каждый июнь. Вариации радиоволн, получаемых от Крабовидной туманности в это время, можно использовать для получения подробных сведений о плотности и структуре короны. Ранние наблюдения установили, что корона простирается на гораздо большие расстояния, чем считалось ранее; более поздние наблюдения показали, что корона содержала значительные изменения плотности. [61]

Другие объекты [ править ]

Очень редко Сатурн проходит через Крабовидную туманность. Его транзит 4 января 2003 г. ( UTC ) был первым с 31 декабря 1295 г. ( OS ); другой 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 -лучает в его атмосфере. Эти наблюдения показали, что толщина атмосферы Титана составляет 880 км (550 миль). [62] Прохождение самого Сатурна невозможно было наблюдать, потому что Чандра проходила через пояса Ван Аллена в то время.

Галерея [ править ]

Крабовидная туманность , видимая в радио , инфракрасном , видимом , ультрафиолетовом , рентгеновском и гамма-лучах (8 марта 2015 г.)
Крабовидная туманность - пять обсерваторий (10 мая 2017 г.)
Крабовидная туманность - пять обсерваторий (анимация; 10 мая 2017 г.)

См. Также [ править ]

  • Крабовидная туманность в художественной литературе
  • Списки туманностей
  • Южная Крабовидная туманность , названная так из-за сходства с Крабовидной туманностью, но видимая из южного полушария.

Примечания [ править ]

  1. Размер измерен на очень глубокой пластине, сделанной Сиднеем ван ден Бергом в конце 1969 года.[3][63]
  2. ^ Видимая звездная величина 8,4 -модуль расстоянияот11,5 ± 0,5 =-3,1 ± 0,5
  3. ^ расстояние × загар (диаметр_угол = 420 ″) =4,1 ± 1,0 шт. Диаметр =13 ± 3 световых года в диаметре
  4. Природа туманности в то время была неизвестна.

Ссылки [ править ]

  1. ^ a b c "M 1" . SIMBAD . Центр астрономических исследований Страсбурга . Проверено 12 февраля 2012 года .
  2. ^ a b Каплан, Дэвид Л .; и другие. (2008). «Точное правильное движение пульсара в Крабовидном теле, и сложность проверки юстировки спин-пика для молодых нейтронных звезд». Астрофизический журнал . 677 (2): 1201–1215. arXiv : 0801.1142 . Bibcode : 2008ApJ ... 677.1201K . DOI : 10.1086 / 529026 . S2CID 17840947 . 
  3. ^ a b c d Тримбл, Вирджиния-Луиза (1973). «Расстояние до Крабовидной туманности и NP 0532». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 85 (507): 579–585. Bibcode : 1973PASP ... 85..579T . DOI : 10.1086 / 129507 . JSTOR 40675440 . 
  4. ^ а б Хестер, JJ (2008). «Крабовидная туманность: астрофизическая химера». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 46 : 127–155. Bibcode : 2008ARA & A..46..127H . DOI : 10.1146 / annurev.astro.45.051806.110608 .
  5. ^ а б Лэмпленд, Колорадо (1921). «Наблюдаемые изменения в структуре туманности« Крабовидная »(NGC 1952)». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 33 (192): 79–84. Bibcode : 1921PASP ... 33 ... 79L . DOI : 10.1086 / 123039 . JSTOR 40710638 . 
  6. ^ Katgert-Merkelijn, J. & Деймн, J. (2000). «Краткая биография Яна Хендрика Оорта: 7. Крабовидная туманность» . Библиотека Лейденского университета. Архивировано из оригинала на 4 сентября 2014 года . Проверено 9 марта 2015 года .
  7. ^ a b c Барроу, Джон Д. (2008). Космические образы: ключевые образы в истории науки . Случайный дом. п. 45. ISBN 978-0-224-07523-7.
  8. ^ a b Пью, Филип (ноябрь 2011 г.). Наблюдение за объектами Мессье в небольшой телескоп: по следам великого наблюдателя . Springer Science. С. 8–10. ISBN 978-0-387-85357-4.
  9. ^ a b c Mayall, Николас Ульрих (1939). "Крабовидная туманность - вероятная сверхновая звезда". Астрономическое общество тихоокеанских листовок . 3 (119): 145. Bibcode : 1939ASPL .... 3..145M .
  10. ^ Парсонс, Уильям (1844). «Наблюдения за некоторыми туманностями» . Философские труды Лондонского королевского общества . 134 . инжир. 81, пластина xviii, стр. 321. DOI : 10.1098 / rstl.1844.0012 . JSTOR 108366 . S2CID 186212669 .  
  11. ^ Джонс, Кеннет Глин (1975). Поиски туманностей . Alpha Academic. ISBN 9780905193014.
  12. ^ Росси, Бруно Бенедетто (1970). «Крабовидная туманность. Древняя история и недавние открытия» . В Конверси, М. (ред.). Эволюция физики элементарных частиц . Академическая пресса. п. 237.
  13. ^ Дэвид Леверингтон (2012). История астрономии: с 1890 г. по настоящее время . Springer Science & Business Media. п. 197. ISBN 9781447121244.
  14. ^ a b Лундмарк, Кнут (1921). «Предполагаемые новые звезды, зафиксированные в старых хрониках и среди недавних наблюдений за меридианами» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 33 (195): 225–238. Bibcode : 1921PASP ... 33..225L . DOI : 10.1086 / 123101 . JSTOR 40668518 . 
  15. ^ Дункан, Джон Чарльз (1921). «Изменения, наблюдаемые в Крабовидной туманности в Тельце» . Труды Национальной академии наук . 7 (6): 179–181. Bibcode : 1921PNAS .... 7..179D . DOI : 10.1073 / pnas.7.6.179 . PMC 1084821 . PMID 16586833 .  
  16. ^ Сринивасан, Г. (1997). «Нейтронные звезды» . Звездные остатки . Конспект лекций, 1995 г., Швейцарское общество астрофизики и астрономии. Springer Science. п. 108. ISBN 978-3-540-61520-0.
  17. 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 года .
  18. ^ Фудзивара не Sadaie (с. 1200). Мейгецуки [ Запись ясной луны ].
  19. ^ Стивенсон, Ф. Ричард; Грин, Дэвид А. (2003). «2003JAHH .... 6 ... 46S Страница 46». Журнал астрономической истории и наследия . 6 (1): 46. Bibcode : 2003JAHH .... 6 ... 46S .
  20. ^ Gingerich, Оуэн (апрель 1986). «Исламская астрономия» (PDF) . Scientific American . 254 (10): 74. Bibcode : 1986SciAm.254d..74G . DOI : 10.1038 / Scientificamerican0486-74 .
  21. ^ Ибн Аби Ьюзейбия (1971) [1245-1246]. «Глава 10: О классах врачей Ирака, Аль-Джазира и Дияр Бекр» . Жизни врачей . Копф, Лотар (пер.).
  22. ^ a b Грин, Дэвид А. и Стивенсон, Ф. Ричард (2003). Weiler, KW (ред.). Исторические сверхновые . Сверхновые и гамма-излучатели . Конспект лекций по физике. 598 . Берлин: Springer. С. 7–19. arXiv : astro-ph / 0301603 . Bibcode : 2003LNP ... 598 .... 7G . DOI : 10.1007 / 3-540-45863-8_2 . ISBN 978-3-540-44053-6. S2CID  17099919 .
  23. ^ Тао, Ли (2004). Сюй Цзыжи Тунцзянь Чанбянь (на китайском языке). 176 . Пекин: Книжная компания Чжунхуа. п. 4263.己丑,客星出天关之东南可数寸.嘉祐元年三月乃没.
  24. ^ Сун Хуйяо (на китайском языке).嘉佑 元年 三月 , 司天司 言 : '客 星 没 , 客 去 也'。 初 , 至 和 元年 五月 , 东方 , 守 天 关。 昼如 太白 , 芒角 四出 , 色 赤白 , 凡 见 三 日。
  25. ^ Коллинз, Джордж У., II; и другие. (1999). «Переосмысление исторических ссылок на сверхновую в 1054 году нашей эры». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 111 (761): 871–880. arXiv : astro-ph / 9904285 . Bibcode : 1999PASP..111..871C . DOI : 10.1086 / 316401 . S2CID 14452581 . 
  26. ^ Сетти, Джанкарло (2012). «Франко Пачини (1939–2012)» . Бюллетень Американского астрономического общества . 44 : 011. doi : 10.3847 / BAASOBIT2012011 (неактивен 10 января 2021 г.).CS1 maint: DOI неактивен с января 2021 г. ( ссылка )
  27. ^ Bietenholz, MF (июль 2006). "Радиоизображения 3C 58: Расширение и движение его пучка". Астрофизический журнал . 645 (2): 1180–1187. arXiv : astro-ph / 0603197 . Bibcode : 2006ApJ ... 645.1180B . DOI : 10.1086 / 504584 . S2CID 16820726 . 
  28. ^ Gaensler, Брайан М .; Слейн, Патрик О. (18 августа 2006 г.). «Эволюция и структура пульсарных туманностей ветра» . Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 44 (1): 17–47. arXiv : astro-ph / 0601081 . Bibcode : 2006ARA & A..44 ... 17G . DOI : 10.1146 / annurev.astro.44.051905.092528 . ISSN 0066-4146 . S2CID 10699344 .  
  29. ^ "РЕНТГЕНОВСКАЯ ВСЕЛЕННАЯ :: Сделайте пульсар: Крабовидная туманность в 3D" . chandra.cfa.harvard.edu . Проверено 31 октября 2020 года . [Крабовидная] туманность не является классическим остатком сверхновой, как обычно думали, а то, что систему лучше классифицировать как туманность пульсарного ветра.
  30. ^ "Туманности Pulsar Wind" . Смитсоновская астрофизическая обсерватория. 4 ноября 2016 . Проверено 26 марта 2017 года .
  31. ^ Аменомори, М .; и другие. (Июнь 2019). «Первое обнаружение фотонов с энергией выше 100 ТэВ из астрофизического источника». Письма с физическим обзором . 123 (5): 051101. arXiv : 1906.05521 . Bibcode : 2019PhRvL.123e1101A . DOI : 10.1103 / PhysRevLett.123.051101 . PMID 31491288 . S2CID 189762075 .  
  32. ^ Fesen, RA & Киршнер, RP (1982). «Крабовидная туманность. I - Спектрофотометрия волокон». Астрофизический журнал . 258 (1): 1–10. Bibcode : 1982ApJ ... 258 .... 1F . DOI : 10.1086 / 160043 .
  33. Шкловский, Иосиф (1953). «О природе оптического излучения Крабовидной туманности». Доклады Академии Наук СССР . 90 : 983. Bibcode : 1957SvA ..... 1..690S .
  34. Перейти ↑ Burn, BJ (1973). «Синхротронная модель континуального спектра Крабовидной туманности». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 165 (4): 421–429. Bibcode : 1973MNRAS.165..421B . DOI : 10.1093 / MNRAS / 165.4.421 .
  35. ^ Битенхольц, MF; и другие. (1991). «Расширение Крабовидной туманности». Письма в астрофизический журнал . 373 : L59 – L62. Полномочный код : 1991ApJ ... 373L..59B . DOI : 10.1086 / 186051 .
  36. ^ Nemiroff, R .; Боннелл, Дж., Ред. (27 декабря 2001 г.). «Анимация, показывающая расширение с 1973 по 2001 год» . Астрономическая картина дня . НАСА . Проверено 10 марта 2010 года .
  37. Тримбл, Вирджиния Луиза (1968). "Движение и структура нитевидной оболочки Крабовидной туманности" (PDF) . Астрономический журнал . 73 : 535. Bibcode : 1968AJ ..... 73..535T . DOI : 10.1086 / 110658 .
  38. ^ Bejger, М. & Haensel, P. (2003). «Ускоренное расширение Крабовидной туманности и оценка параметров нейтронной звезды». Астрономия и астрофизика . 405 (2): 747–751. arXiv : astro-ph / 0301071 . Бибкод : 2003A & A ... 405..747B . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20030642 . S2CID 10254761 . 
  39. ^ "Крабовидная туманность взорвалась в 1054 году" . Astronomy.com . 8 июня 2007 . Проверено 10 сентября 2014 года .
  40. ^ Грин, DA; и другие. (2004). «Наблюдения Крабовидной туманности в дальнем инфракрасном и субмиллиметровом диапазонах». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 355 (4): 1315–1326. arXiv : astro-ph / 0409469 . Bibcode : 2004MNRAS.355.1315G . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2004.08414.x . S2CID 6914133 . 
  41. ^ a b Fesen, Роберт А .; и другие. (1997). «Оптическое исследование околозвездной среды вокруг Крабовидной туманности». Астрономический журнал . 113 : 354–363. Bibcode : 1997AJ .... 113..354F . DOI : 10.1086 / 118258 . ЛВП : 2060/19970022615 .
  42. ^ a b MacAlpine, Gordon M .; и другие. (2007). «Спектроскопическое исследование ядерной обработки и образования аномально сильных линий в Крабовидной туманности». Астрономический журнал . 133 (1): 81–88. arXiv : astro-ph / 0609803 . Bibcode : 2007AJ .... 133 ... 81M . DOI : 10.1086 / 509504 . S2CID 18599459 . 
  43. Минковский, Рудольф (сентябрь 1942 г.). «Крабовидная туманность». Астрофизический журнал . 96 : 199. Bibcode : 1942ApJ .... 96..199M . DOI : 10.1086 / 144447 .
  44. ^ Болтон, Джон Г .; и другие. (1949). «Положения трех дискретных источников галактического радиочастотного излучения». Природа . 164 (4159): 101–102. Bibcode : 1949Natur.164..101B . DOI : 10.1038 / 164101b0 . S2CID 4073162 . 
  45. ^ a b Bowyer, S .; и другие. (1964). «Покрытие Луны рентгеновского излучения Крабовидной туманности». Наука . 146 (3646): 912–917. Bibcode : 1964Sci ... 146..912B . DOI : 10.1126 / science.146.3646.912 . PMID 17777056 . S2CID 12749817 .  
  46. ^ Хеймс, RC; и другие. (1968). «Наблюдение гамма-излучения Крабовидной туманности». Письма в астрофизический журнал . 151 : L9. Bibcode : 1968ApJ ... 151L ... 9H . DOI : 10.1086 / 180129 .
  47. Перейти ↑ Del Puerto, C. (2005). «Пульсары в заголовках». Серия публикаций EAS . 16 : 115–119. Bibcode : 2005EAS .... 16..115D . DOI : 10.1051 / EAS: 2005070 .
  48. ^ ЛаВиолетт, Пол А. (апрель 2006). Расшифровка сообщения пульсаров: интеллектуальная связь из Галактики . Bear & Co. стр. 73. ISBN 978-1-59143-062-9.
  49. ^ ЛаВиолетт, Пол А. (апрель 2006). Расшифровка сообщения пульсаров: интеллектуальная связь из Галактики . Bear & Co. стр. 135. ISBN 978-1-59143-062-9.
  50. ^ Bejger, М. & Haensel, P. (2002). «Моменты инерции нейтронных и странных звезд: пределы, полученные для пульсара в Крабовидном теле». Астрономия и астрофизика . 396 (3): 917–921. arXiv : astro-ph / 0209151 . Бибкод : 2002A & A ... 396..917B . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20021241 . S2CID 13946022 . 
  51. ^ Harnden, FR & Seward, FD (1984). "Эйнштейновские наблюдения пульсара Крабовидной туманности". Астрофизический журнал . 283 : 279–285. Bibcode : 1984ApJ ... 283..279H . DOI : 10.1086 / 162304 .
  52. Перейти ↑ Kaufmann, WJ (1996). Вселенная (4-е изд.). WH Freeman . п. 428. ISBN 978-0-7167-2379-0.
  53. ^ а б Хестер, Дж. Джефф; и другие. (1996). «Чрезвычайно динамическая структура внутренней Крабовидной туманности». Бюллетень Американского астрономического общества . 28 (2): 950. Bibcode : 1996BAAS ... 28..950H .
  54. ^ Pasachoff, Jay M. & Филиппенко, Alex (август 2013). Космос: астрономия в новом тысячелетии . Издательство Кембриджского университета. п. 357. ISBN. 978-1-107-27695-6.
  55. ^ Maoz, Dan (декабрь 2011). Астрофизика в двух словах . Издательство Принстонского университета. п. 90. ISBN 978-1-4008-3934-6.
  56. ^ Nomoto, К. (январь 1985). «Эволюционные модели прародителя Крабовидной туманности». Крабовидная туманность и связанные с остатками сверхновых: Материалы семинара , проведенного в Университете Джорджа Мейсона, Фэрфакс, штат Вирджиния, 11-12 октября 1984 года . Крабовидная туманность и связанные с ней остатки сверхновых . Издательство Кембриджского университета . С. 97–113. Bibcode : 1985cnrs.work ... 97N . ISBN 0-521-30530-6.
  57. ^ a b Дэвидсон, К. и Фесен, Р.А. (1985). «Последние события, касающиеся Крабовидной туманности». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 23 (507): 119–146. Bibcode : 1985ARA & A..23..119D . DOI : 10.1146 / annurev.aa.23.090185.001003 .
  58. ^ Томинага, N .; и другие. (2013). "Взрывы сверхновых звезд супер-асимптотической ветви гигантов: многоцветные кривые блеска сверхновых с захватом электронов". Письма в астрофизический журнал . 771 (1): L12. arXiv : 1305,6813 . Bibcode : 2013ApJ ... 771L..12T . DOI : 10.1088 / 2041-8205 / 771/1 / L12 . S2CID 118860608 . 
  59. ^ Хрупкий, DA; и другие. (1995). «Есть ли у краба панцирь?». Письма в астрофизический журнал . 454 (2): L129 – L132. arXiv : astro-ph / 9509135 . Bibcode : 1995ApJ ... 454L.129F . DOI : 10.1086 / 309794 . S2CID 14787898 . 
  60. ^ Palmieri, TM; и другие. (1975). «Пространственное распределение рентгеновских лучей в Крабовидной туманности». Астрофизический журнал . 202 : 494–497. Полномочный код : 1975ApJ ... 202..494P . DOI : 10.1086 / 153998 .
  61. ^ Эриксон, WC (1964). "Радиоволновые свойства солнечной короны". Астрофизический журнал . 139 : 1290. Bibcode : 1964ApJ ... 139.1290E . DOI : 10.1086 / 147865 .
  62. ^ Мори, К .; и другие. (2004). "Рентгеновские измерения атмосферного пространства Титана от его прохождения через Крабовидную туманность". Астрофизический журнал . 607 (2): 1065–1069. arXiv : astro-ph / 0403283 . Bibcode : 2004ApJ ... 607.1065M . DOI : 10.1086 / 383521 . S2CID 8836905 . Изображения Chandra, использованные Mori et al. можно посмотреть здесь .
  63. ^ ван ден Берг, Сидней (1970). «Струйная структура, связанная с Крабовидной туманностью». Письма в астрофизический журнал . 160 : L27. Bibcode : 1970ApJ ... 160L..27V . DOI : 10.1086 / 180516 .

Внешние ссылки [ править ]

  • Крабовидная туманность на WikiSky : DSS2 , SDSS , GALEX , IRAS , Hydrogen α , X-Ray , Astrophoto , Sky Map , статьи и изображения
  • Крабовидная туманность в Каталоге остатков галактических сверхновых Кембриджского университета
  • Крабовидная туманность в индексе Мессье SEDS
  • Крабовидная туманность в серии путеводителей по рентгеновской обсерватории Чандра
  • Снимки Крабовидной туманности , сделанные космическим телескопом Хаббла
  • Анимация расширения с 2008 по 2017 год Детлефа Хартманна

Координаты : Карта неба 5 ч 34 м 31,97 с , + 22 ° 00 ′ 52,1 ″.