WikiDer > Крабовидная туманность

Crab Nebula
«Тау А» перенаправляется сюда. Для статистика, см. тау-а.

Крабовидная туманность
Остаток сверхновой
Крабовидная туманность.jpg
Космический телескоп Хаббла мозаичное изображение собрано из 24 отдельных Широкоугольная и планетарная камера 2 снимки, сделанные в октябре 1999 г., январе 2000 г. и декабре 2000 г.
Данные наблюдений: J2000.0 эпоха
Прямое восхождение05час 34м 31.94s[1]
Склонение+22° 00′ 52.2″[1]
Расстояние6500±1600 лы   (2000±500[2] ПК)
Видимая величина (V)+8.4
Видимые размеры (V)420″ × 290″[3][а]
СозвездиеТелец
Физические характеристики
Радиус~ 5,5 св. Лет (~ 1,7[4] ПК)
Абсолютная величина (V)−3.1±0.5[b]
Примечательные особенностиОптический пульсар
ОбозначенияМессье 1, NGC 1952, Телец A, Ш2-244[1]
Смотрите также: Списки туманностей

В Крабовидная туманность (обозначения в каталоге M1, NGC 1952, Телец А) - остаток сверхновой и пульсарная туманность ветра в созвездие из Телец. Общее название происходит от Уильям Парсонс, третий граф Росс, который наблюдал объект в 1840 году с помощью 36-дюймового телескоп и произвел рисунок, похожий на краба. В туманность был открыт английским астрономом Джон Бевис в 1731 г., что соответствует яркая сверхновая звезда записан Китайские астрономы в 1054 году. Туманность была первым идентифицированным астрономическим объектом, который соответствует историческому взрыву сверхновой.

Загар кажущаяся величина 8,4, сравнимо с Спутник Сатурна Титан, это не видно невооруженным глазом, но может быть различимо с помощью бинокль на выгодных условиях. Туманность лежит в Рука Персея из Млечный Путь галактика, на расстоянии около 2.0 килопарсек (6,500 лы) с Земли. Его диаметр составляет 3,4 парсека (11 св. Лет), что соответствует видимому диаметру около 7угловые минуты, и расширяется со скоростью около 1500 километров в секунду (930 миль / с), или 0,5% от скорость света.

В центре туманности находится Крабовый пульсар, а нейтронная звезда 28–30 километров (17–19 миль) в поперечнике со скоростью вращения 30,2 раза в секунду, что излучает импульсы радиация из гамма излучение к радиоволны. В рентгеновский снимок и гамма-лучи энергии 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 детально изучать небесные тела, которые оккультизм Это. В 1950-х и 1960-х годах Солнце корона 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

HaRGB изображение Крабовидной туманности из Ливерпульский телескоп, выдержки в сумме 1,4 часа.
Дальнейшая информация: SN 1054

Современное понимание того, что Крабовидная туманность была создана сверхновой, восходит к 1921 году, когда Карл Отто Лэмпланд объявил, что видел изменения в структуре туманности.[d][5] В конечном итоге это привело к выводу, что создание Крабовидной туманности соответствует яркому свету. SN 1054 сверхновая, зарегистрированная древними астрономами в 1054 году нашей эры.[6]

Первая идентификация

Крабовидная туманность была впервые идентифицирована в 1731 г. Джон Бевис.[7] Туманность была независимо открыта заново в 1758 г. Шарль Мессье поскольку он наблюдал яркий комета.[7] Мессье каталогизировал это как первую запись в своем каталог кометоподобных объектов;[7] в 1757 г., Алексис Клеро пересмотрел расчеты Эдмунд Галлей и предсказал возвращение Комета Галлея в конце 1758 года. Точное время возвращения кометы потребовало учета возмущений ее орбиты, вызванных планетами Солнечной системы, такими как Юпитер, которые Клеро и два его коллеги Жером Лаланд и Николь-Рейн Лепот провел более точно, чем Галлей, обнаружив, что комета должна появиться в созвездие из Телец. В тщетных поисках кометы Шарль Мессье обнаружил Крабовидную туманность, которую он сначала принял за комету Галлея.[8] После некоторого наблюдения, заметив, что объект, который он наблюдал, не движется 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. Это осознание привело его к созданию "Каталог Мессье."[8]

Воспроизведение первого изображения туманности. Лорд Росс (1844) (цвет перевернут, чтобы казаться белым 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 он открыл ее независимо от Мессье и Бевиса. После нескольких наблюдений он пришел к выводу, что он состоит из группы звезд.[9] Уильям Парсонс, третий граф Росс наблюдал туманность в Замок Бирр в 1844 году с помощью 36-дюймового (0,9 м) телескопа и назвал этот объект "Крабовидной туманностью", потому что рисунок, который он сделал, 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

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 ХХ века анализ раннего фотографии туманности, взятой 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 его спектроскопия Изучая небо, Крабовидная туманность снова стала одним из первых объектов исследования. Изменения в облаке, предполагающие его небольшую протяженность, были обнаружены Карл Лэмпленд в 1921 г.[5] В том же году Джон Чарльз Дункан продемонстрировал, что остаток расширяется,[15] пока Кнут Лундмарк отметил его близость к гостевой звезде 1054 года.[14][16]

В 1928 г. Эдвин Хаббл предложил связать облако с звездой 1054, идея, которая остается спорной, пока природа сверхнового не была понята, и это было Николас Мэйолл который указал, что звезда 1054 года, несомненно, была сверхновой, взрыв которой произвел 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 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 китайской ссылки.[17][18][19] Это событие долгое время считалось незарегистрированным в исламской астрономии.[20] но в 1978 году ссылка была найдена на копии XIII века, сделанной Ибн Аби Усайбия работы Ибн Бутлан, а Несторианский Христианский врач, работавший в Багдаде во время взрыва сверхновой.[21][22]

Учитывая большое расстояние, дневное время "приглашенная звезда"наблюдаемый китайцами мог быть только сверхновая звезда- массивная взрывающаяся звезда, исчерпавшая запас энергии из термоядерная реакция и рухнула сама на себя.[23][24] Недавний анализ исторических данных показал, что сверхновая, создавшая Крабовидную туманность, вероятно, появилась в апреле или начале мая, достигнув максимальной яркости между кажущаяся величина −7 и −4,5 (ярче даже, чем −4,2 Венеры, и все в ночном небе, кроме Луна) к июлю. Сверхновая была видна невооруженным глазом около двух лет после первого наблюдения.[25]

Крабовый пульсар

Основная статья: Крабовый пульсар
Изображение, объединяющее оптические данные из Хаббл (красным) и рентгеновский снимок изображения из Рентгеновская обсерватория Чандра (в синем).

В 1960-х годах из-за предсказания и открытия пульсарыКрабовидная туманность снова стала центром внимания. Именно тогда Франко Пачини предсказал существование Крабовый пульсар впервые, что объяснило бы яркость облака. Вскоре после этого в 1968 году звезду наблюдали.[26] Открытие пульсара в Крабовидном теле и знание его точного возраста (почти с точностью до дня) позволяет проверить основные физические свойства этих объектов, такие как характерный возраст и светимость при замедлении вращения, включая соответствующие порядки величины (в частности, сила магнитное поле), 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. Единственное возможное исключение из этого правила: SN 1181 чей предполагаемый остаток, 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, окутывающая пульсар. Некоторые источники считают Крабовидную туманность примером как туманности пульсарного ветра, так и остатка сверхновой звезды,[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

В 2019 году Крабовидная туманность испускала более 100 гамма-лучей.ТэВ, что делает его первым идентифицированным источником сверх 100 ТэВ.[31]

Физические параметры

Хаббл изображение небольшой области Крабовидной туманности, показывающее Неустойчивости Рэлея – Тейлора в его сложной нитевидной структуре.

В видимый свет, Крабовидная туманность состоит из овал-образная масса волокон, около 6угловые минуты в длину и 4 угловых минуты в ширину (для сравнения, полнолуние 30 угловых минут в поперечнике), окружающие диффузную синюю центральную область. Считается, что в трех измерениях туманность имеет форму либо сплюснутый сфероид (примерно 1380 ПК / 4500 св. лет) или вытянутый сфероид (по оценкам, 2020 ПК / 6600 св. лет).[3] Волокна являются остатками атмосферы звезды-прародителя и состоят в основном из ионизированный гелий и водород, вместе с углерод, кислород, азот, утюг, неон и сера. Температура волокон обычно составляет от 11000 до 18000.K, а их плотность составляет около 1300 частиц на см3.[32]

В 1953 г. Иосиф Шкловский предположил, что диффузная синяя область в основном создается синхротронное излучение, которое представляет собой излучение, испускаемое искривленным движением электроны в магнитном поле. Излучение соответствовало движению электронов со скоростью до половины скорость света.[33] Спустя три года теория подтвердилась наблюдениями. В 1960-х годах было обнаружено, что источником искривленных траекторий электронов является сильная магнитное поле произведена нейтронной звездой в центре туманности.[34]

Расстояние

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, в самом длинном видимом измерении его диаметр составляет около 4,1 ± 1 пк (13 ± 3 св. Лет).[c]

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

В Крабовый пульсар сама была открыта в 1968 году. Отслеживание ее расширения (при условии постоянного уменьшения скорости расширения из-за массы туманности) дало дату создания туманности через несколько десятилетий после 1054 года, подразумевая, что ее скорость наружу замедлилась меньше, чем предполагалось с момента взрыв 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

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 как 4.6±1.8 M☉.[41]

Богатый гелием тор

Один из многих компонентов туманности (или аномалий) Крабовидной туманности - это богатая гелием тор которая видна 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

Основная статья: Крабовый пульсар
Замедленное видео крабового пульсара, снятое с помощью однофотонной камеры OES.
Данные орбитальных обсерваторий показывают неожиданные изменения в выходе рентгеновского излучения Крабовидной туманности, вероятно, связанные с окружающей средой вокруг ее центральной нейтронной звезды.
НАСА Ферми 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 Минковски обнаружили, что его оптический спектр был чрезвычайно необычным.[43] В 1949 году было обнаружено, что область вокруг звезды является сильным источником радиоволн.[44] и рентгеновские лучи в 1963 г.,[45] и был определен как один из самых ярких объектов в небе в гамма излучение в 1967 г.[46] Затем, в 1968 году, было обнаружено, что звезда испускает излучение быстрыми импульсами, став одной из первых пульсары быть обнаруженным.[22]

Пульсары - источники мощных электромагнитное излучение, излучаемый 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 стало убедительным доказательством того, что пульсары образовались в результате взрыва сверхновых.[48] Теперь они понимают, что они быстро вращаются. нейтронные звезды, чей мощный магнитное поле концентрирует их излучение в узких пучках.[49]

Считается, что Крабовидный пульсар имеет диаметр около 28–30 км (17–19 миль);[50] он испускает импульсы излучения каждые 33миллисекунды.[51] Импульсы излучаются на длины волн через электромагнитный спектр, 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. В энергия высвобождается, когда пульсар замедляется, огромен, и он обеспечивает излучение синхротронного излучения Крабовидной туманности, которое имеет общую яркость примерно 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]

Прародитель звезды

Эта последовательность Хаббл На изображениях показаны особенности внутренней Крабовидной туманности, меняющиеся в течение четырех месяцев.

Звезда, которая взорвалась как сверхновая, называется сверхновой. звезда-прародитель. Два типа звезд взрываются как сверхновые: белые карлики и массивные звезды. В так называемом Сверхновые типа Iaгазы, падающие на «мертвого» белого карлика, увеличивают его массу до критического уровня. Предел Чандрасекара, в результате чего убегающий ядерный взрыв что стирает звезду; в Тип Ib / c и Тип II сверхновых, звезда-прародитель - это массивная звезда, в ядре которой заканчивается топливо для ее питания. термоядерная реакция реакции и схлопывается в себе, высвобождая гравитационно потенциальная энергия в форме, которая сдувает внешние слои звезды. Сверхновые типа Ia не производят пульсаров.[54] Итак, пульсар в Крабовидной туманности показывает, что он должен был образоваться в результате сверхновой звезды с коллапсом ядра.[55]

Теоретические модели взрывов сверхновых предполагают, что звезда, взорвавшаяся с образованием Крабовидной туманности, должна была иметь масса от 9 до 11M☉.[42][56] Звезды с массой меньше 8M☉ считаются слишком маленькими, чтобы вызвать взрывы сверхновых, и заканчивают свою жизнь, создавая планетарная туманность вместо этого, а звезда тяжелее 12M☉ образовала бы туманность с химическим составом, отличным от наблюдаемого в Крабовидной туманности.[57] Однако недавние исследования предполагают, что прародитель мог быть суперасимптотическая ветвь гигантов звезда в 8-10M☉ диапазон, который взорвался бы в сверхновая с захватом электронов.[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] Оценки массы туманности производятся путем измерения общего количества излучаемого света и вычисления необходимой массы с учетом измеренных температуры и плотности туманности. Оценки варьируются от 1 до 5M☉, с 2–3M☉ является общепринятым значением.[57] Масса нейтронной звезды оценивается от 1,4 до 2M☉.

Преобладающая теория, объясняющая недостающую массу Крабовидной туманности, состоит в том, что значительная часть массы прародителя была унесена до взрыва сверхновой в быстром звездный ветер, явление, обычно наблюдаемое в Звезды 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

Чандра изображение, показывающее, как спутник Сатурна Титан проходит сквозь туманность.

Крабовидная туманность находится примерно в 1,5 градусе от эклиптика- плоскость орбиты Земли вокруг Солнца. Это означает, что Луна, а иногда и планеты могут транзит или же оккультизм туманность. Хотя Солнце не проходит сквозь туманность, ее корона проходит перед ним. Эти транзиты и затенения можно использовать для анализа как туманности, так и объекта, проходящего перед ней, наблюдая, как излучение туманности изменяется проходящим телом.

Лунный

Лунные транзиты использовались для картирования рентгеновского излучения туманности. Перед запуском спутников для рентгеновских наблюдений, таких как Рентгеновская обсерватория Чандра, Рентгеновские наблюдения в целом были довольно низкими. угловое разрешение, но когда Луна проходит перед туманностью, ее положение очень точно известно, и поэтому изменения яркости туманности можно использовать для создания карт рентгеновского излучения.[60] Когда рентгеновские лучи впервые были замечены из Крабовидной туманности, лунное затмение использовалось для определения точного местоположения их источника.[45]

Солнечная

Солнце корона 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 вариации плотности.[61]

Другие объекты

Очень редко, Сатурн проходит через Крабовидную туманность. Его транзит 4 января 2003 г. (универсальное глобальное время) был первым с 31 декабря 1295 г. (ОПЕРАЦИОННЫЕ СИСТЕМЫ.); другой не произойдет до 5 августа 2267 года. Исследователи использовали рентгеновскую обсерваторию Чандра для наблюдения за спутником Сатурна. Титан когда он пересек туманность, и обнаружил, что рентгеновская «тень» Титана была больше его твердой поверхности из-за поглощения рентгеновских лучей 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 Ремни Van Allen в то время.

Галерея

Крабовидная туманность на снимке радио, инфракрасный, видимый свет, ультрафиолетовый, Рентгеновские лучи, и гамма излучение (8 марта 2015 г.)
Крабовидная туманность - пять обсерваторий (10 мая 2017 г.)
Крабовидная туманность - пять обсерваторий (анимация; 10 мая 2017 г.)

Смотрите также

Примечания

  1. ^ Размер измерен на очень глубокой пластине, сделанной Сиднеем ван ден Бергом в конце 1969 года.[3][63]
  2. ^ Видимая величина 8,4 - модуль расстояния из 11.5±0.5 = −3.1±0.5
  3. ^ расстояние × загар (диаметр_угол = 420 ″) = 4.1±1.0 диаметр ПК = 13±3 диаметр светового года
  4. ^ Природа туманности в то время была неизвестна

Рекомендации

  1. ^ а б c «М 1». SIMBAD. Центр астрономических исследований Страсбурга. Получено 12 февраля 2012.
  2. ^ а б 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. Дои:10.1086/529026. S2CID 17840947.
  3. ^ а б 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. Дои:10.1086/129507. JSTOR 40675440.
  4. ^ а б Хестер, Дж. Дж. (2008). «Крабовидная туманность: астрофизическая химера». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 46: 127–155. Bibcode:2008ARA & A..46..127H. Дои:10.1146 / annurev.astro.45.051806.110608.
  5. ^ а б Lampland, C.O. (1921). «Наблюдаемые изменения в структуре туманности« Крабовидная »(N. G. C. 1952)». Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 33 (192): 79–84. Bibcode:1921PASP ... 33 ... 79L. Дои:10.1086/123039. JSTOR 40710638.
  6. ^ Катгерт-Меркелийн, Дж. И Дамен, Дж. (2000). "Краткая биография Яна Хендрика Оорта: 7. Крабовидная туманность". Библиотека Лейденского университета. Архивировано из оригинал 4 сентября 2014 г.. Получено 9 марта 2015.
  7. ^ а б c Барроу, Джон Д. (2008). Космические образы: ключевые образы в истории науки. Случайный дом. п. 45. ISBN 978-0-224-07523-7.
  8. ^ а б Пью, Филип (ноябрь 2011 г.). Наблюдение за объектами Мессье с помощью небольшого телескопа: по следам великого наблюдателя. Springer Science. С. 8–10. ISBN 978-0-387-85357-4.
  9. ^ а б c Mayall, Николас Ульрих (1939). "Крабовидная туманность - вероятная сверхновая звезда". Астрономическое общество тихоокеанских листовок. 3 (119): 145. Bibcode:1939АСПЛ .... 3..145М.
  10. ^ Парсонс, Уильям (1844). "Наблюдения за некоторыми туманностями". Философские труды Лондонского королевского общества. 134. инжир. 81, пластина xviii, стр. 321. Дои:10.1098 / рстл.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. ^ а б 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. Дои: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:1921ПНАС .... 7..179Д. Дои:10.1073 / pnas.7.6.179. ЧВК 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 оригинал 3 марта 2016 г.. Получено 4 марта 2015.
  18. ^ Fujiwara no Sadaie (ок. 1200). Мейгецуки [Запись Ясной Луны].
  19. ^ Стивенсон, Ф. Ричард; Грин, Дэвид А. (2003). «2003ДЖАХХ .... 6 ... 46С Стр. 46». Журнал астрономической истории и наследия. 6 (1): 46. Bibcode:2003ДЖАХХ .... 6 ... 46С.
  20. ^ Джинджерич, Оуэн (Апрель 1986). «Исламская астрономия» (PDF). Scientific American. 254 (10): 74. Bibcode:1986SciAm.254d..74G. Дои:10.1038 / scientificamerican0486-74.
  21. ^ Ибн Аби Усайбия (1971) [1245–1246]. "Глава 10: О занятиях врачей Ирака, аль-Джазира и Дияр Бекр". Жизни врачей. Копф, Лотар (пер.).
  22. ^ а б Грин, Дэвид А. и Стивенсон, Ф. Ричард (2003). Weiler, K. W. (ред.). Исторические сверхновые. Сверхновые и гамма-излучатели. Конспект лекций по физике. 598. Берлин: Springer. С. 7–19. arXiv:Astro-ph / 0301603. Bibcode:2003ЛНП ... 598 .... 7Г. Дои: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 嘉祐 元年 三月 乃 没。
  24. ^ Сун Хуйяо (на китайском языке). 嘉佑 元年 三月 ， 司天监 言 ： '客 星 没 客 去 之 兆 也'。 初 ， 和 元年 五月 ， 晨 出 东方 ， 天 关。 昼 如 太白 ， 芒角 四出 ，色 赤白 ， 凡 见 二十 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. Дои:10.1086/316401. S2CID 14452581.
  26. ^ Сетти, Джанкарло (2012). «Франко Пачини (1939–2012)». Бюллетень Американского астрономического общества. 44: 011. Дои:10.3847 / BAASOBIT2012011 (неактивно с 1 сентября 2020 г.).CS1 maint: DOI неактивен по состоянию на сентябрь 2020 г. (связь)
  27. ^ Битенхольц, М. Ф. (июль 2006 г.). "Радиоизображения 3C 58: Расширение и движение его пучка". Астрофизический журнал. 645 (2): 1180–1187. arXiv:astro-ph / 0603197. Bibcode:2006ApJ ... 645.1180B. Дои:10.1086/504584. S2CID 16820726.
  28. ^ Gaensler, Bryan M .; Слейн, Патрик О. (18 августа 2006 г.). «Эволюция и структура пульсарных туманностей ветра». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 44 (1): 17–47. Дои:10.1146 / annurev.astro.44.051905.092528. ISSN 0066-4146.
  29. ^ "РЕНТГЕНОВСКАЯ ВСЕЛЕННАЯ :: Сделай пульсар: Крабовидная туманность в 3D". chandra.cfa.harvard.edu. Получено 31 октября 2020. [Крабовидная] туманность не является классическим остатком сверхновой, как обычно думали, а то, что систему лучше классифицировать как туманность пульсарного ветра.
  30. ^ "Пульсарные туманности Ветра". Смитсоновская астрофизическая обсерватория. 4 ноября 2016 г.. Получено 26 марта 2017.
  31. ^ Аменомори, М .; и другие. (Июнь 2019). «Первое обнаружение фотонов с энергией выше 100 ТэВ из астрофизического источника». Письма с физическими проверками. 123 (5): 051101. arXiv:1906.05521. Bibcode:2019PhRvL.123e1101A. Дои:10.1103 / PhysRevLett.123.051101. PMID 31491288. S2CID 189762075.
  32. ^ Фесен, Р. А. и Киршнер, Р. П. (1982). «Крабовидная туманность. I - Спектрофотометрия волокон». Астрофизический журнал. 258 (1): 1–10. Bibcode:1982ApJ ... 258 .... 1F. Дои:10.1086/160043.
  33. ^ Шкловский, Иосиф (1953). «О природе оптического излучения Крабовидной туманности». Доклады Академии Наук СССР. 90: 983. Bibcode:1957Сва ..... 1..690С.
  34. ^ Берн, Б. Дж. (1973). «Синхротронная модель континуального спектра Крабовидной туманности». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 165 (4): 421–429. Bibcode:1973МНРАС.165..421Б. Дои:10.1093 / мнрас / 165.4.421.
  35. ^ Bietenholz, M. F .; и другие. (1991). «Расширение Крабовидной туманности». Письма в астрофизический журнал. 373: L59 – L62. Bibcode:1991ApJ ... 373L..59B. Дои: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. Получено 10 марта 2010.
  37. ^ Тримбл, Вирджиния Луиза (1968). «Движение и структура нитевидной оболочки Крабовидной туманности» (PDF). Астрономический журнал. 73: 535. Bibcode:1968AJ ..... 73..535T. Дои:10.1086/110658.
  38. ^ Бейгер, М. и Хензель, П. (2003). «Ускоренное расширение Крабовидной туманности и оценка параметров нейтронной звезды». Астрономия и астрофизика. 405 (2): 747–751. arXiv:Astro-ph / 0301071. Bibcode:2003A и A ... 405..747B. Дои:10.1051/0004-6361:20030642. S2CID 10254761.
  39. ^ «Крабовидная туманность взорвалась в 1054 году». Astronomy.com. 8 июня 2007 г.. Получено 10 сентября 2014.
  40. ^ Грин, Д. А .; 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:2004МНРАС.355.1315Г. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2004.08414.x. S2CID 6914133.
  41. ^ а б Fesen, Robert A .; и другие. (1997). «Оптическое исследование околозвездной среды вокруг Крабовидной туманности». Астрономический журнал. 113: 354–363. Bibcode:1997AJ .... 113..354F. Дои:10.1086/118258. HDL:2060/19970022615.
  42. ^ а б 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. Дои:10.1086/509504. S2CID 18599459.
  43. ^ Минковский, Рудольф (Сентябрь 1942 г.). «Крабовидная туманность». Астрофизический журнал. 96: 199. Bibcode:1942ApJ .... 96..199M. Дои:10.1086/144447.
  44. ^ Болтон, Джон Г.; и другие. (1949). «Положения трех дискретных источников галактического радиочастотного излучения». Природа. 164 (4159): 101–102. Bibcode:1949Натура.164..101Б. Дои:10.1038 / 164101b0. S2CID 4073162.
  45. ^ а б Bowyer, S .; и другие. (1964). «Покрытие Луны рентгеновского излучения Крабовидной туманности». Наука. 146 (3646): 912–917. Bibcode:1964Научный ... 146..912Б. Дои:10.1126 / science.146.3646.912. PMID 17777056. S2CID 12749817.
  46. ^ Haymes, R.C .; и другие. (1968). «Наблюдение гамма-излучения Крабовидной туманности». Письма в астрофизический журнал. 151: L9. Bibcode:1968ApJ ... 151L ... 9H. Дои:10.1086/180129.
  47. ^ Дель Пуэрто, К. (2005). «Пульсары в заголовках». Серия публикаций EAS. 16: 115–119. Bibcode:2005EAS .... 16..115D. Дои:10.1051 / eas: 2005070.
  48. ^ ЛаВиолетт, Пол А. (апрель 2006 г.). Расшифровка послания пульсаров: интеллектуальная связь из Галактики. Bear & Co. стр. 73. ISBN 978-1-59143-062-9.
  49. ^ ЛаВиолетт, Пол А. (апрель 2006 г.). Расшифровка послания пульсаров: интеллектуальная связь из Галактики. Bear & Co. стр. 135. ISBN 978-1-59143-062-9.
  50. ^ Бейгер, М. и Хензель, П. (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. Bibcode:2002A & A ... 396..917B. Дои:10.1051/0004-6361:20021241. S2CID 13946022.
  51. ^ Харден, Ф. Р. и Сьюард, Ф. Д. (1984). "Эйнштейновские наблюдения пульсара Крабовидной туманности". Астрофизический журнал. 283: 279–285. Bibcode:1984ApJ ... 283..279H. Дои:10.1086/162304.
  52. ^ Кауфманн, В. Дж. (1996). Вселенная (4-е изд.). В. Х. Фриман. 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..950 ч.
  54. ^ Пасачофф, Джей М. и Филиппенко, Алекс (август 2013 г.). Космос: астрономия в новом тысячелетии. Издательство Кембриджского университета. п. 357. ISBN 978-1-107-27695-6.
  55. ^ Маоз, Дэн (декабрь 2011 г.). Астрофизика в двух словах. Издательство Принстонского университета. п. 90. ISBN 978-1-4008-3934-6.
  56. ^ Номото, К. (январь 1985 г.). «Эволюционные модели прародителя Крабовидной туманности». Крабовидная туманность и связанные с ней остатки сверхновой: материалы семинара, проведенного в Университете Джорджа Мейсона, Фэрфакс, Вирджиния, 11-12 октября 1984 г.. Крабовидная туманность и связанные с ней остатки сверхновых. Издательство Кембриджского университета. С. 97–113. Bibcode:1985cnrs.work ... 97N. ISBN 0-521-30530-6.
  57. ^ а б 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. Дои:10.1146 / annurev.aa.23.090185.001003.
  58. ^ Томинага, Н .; 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. Дои:10.1088 / 2041-8205 / 771/1 / L12. S2CID 118860608.
  59. ^ Хилый, Д. А .; и другие. (1995). «Есть ли у краба панцирь?». Письма в астрофизический журнал. 454 (2): L129 – L132. arXiv:Astro-ph / 9509135. Bibcode:1995ApJ ... 454L.129F. Дои:10.1086/309794. S2CID 14787898.
  60. ^ Palmieri, T. M .; и другие. (1975). «Пространственное распределение рентгеновских лучей в Крабовидной туманности». Астрофизический журнал. 202: 494–497. Bibcode:1975ApJ ... 202..494P. Дои:10.1086/153998.
  61. ^ Эриксон, В. К. (1964). "Радиоволновые свойства солнечной короны". Астрофизический журнал. 139: 1290. Bibcode:1964ApJ ... 139.1290E. Дои: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. Дои:10.1086/383521. S2CID 8836905. Изображения Чандры, используемые Мори и другие. 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. Дои:10.1086/180516.

внешняя ссылка

Координаты: Карта неба 5час 34м 31.97s, +22° 00′ 52.1″