Der Krabbe-Nebelfleck (Katalogbenennungen M1, NGC 1952, Stier A) ist ein Supernova-Rest und Pulsar-Windnebelfleck in der Konstellation des Stiers. Der Nebelfleck wurde von John Bevis 1731 beobachtet; es entspricht einer hellen Supernova, die von arabischen, chinesischen und japanischen Astronomen in 1054 registriert ist.

Am Röntgenstrahl und den Gammastrahl-Energien über 30 keV ist die Krabbe allgemein die stärkste beharrliche Quelle im Himmel mit dem gemessenen Fluss, der sich bis zu obengenannte 10 eV ausstreckt.

Gelegen in einer Entfernung von ungefähr 6,500 Lichtjahren (2 kpc) von der Erde hat der Nebelfleck ein Diameter von 11 ly (3.4 pc) und breitet sich an einer Rate von ungefähr 1,500 Kilometern pro Sekunde aus. Es ist ein Teil des Arms von Perseus der Milchstraße-Milchstraße.

Am Zentrum des Nebelflecks liegt der Krabbe-Pulsar, ein Neutronenstern (oder spinnender Ball von Neutronen), 28-30 km darüber, der Pulse der Radiation von der Gammastrahlung bis Funkwellen mit einer Drehungsrate von 30.2mal pro Sekunde ausstrahlt. Der Nebelfleck war der erste astronomische mit einer historischen Supernova-Explosion identifizierte Gegenstand.

Der Nebelfleck handelt als eine Quelle der Radiation, um Himmelskörper dass okkult es zu studieren. In den 1950er Jahren und 1960er Jahren wurde die Korona der Sonne von Beobachtungen der Funkwellen der Krabbe kartografisch dargestellt, die es, und 2003 durchführen, die Dicke der Atmosphäre des Mondkolosses des Saturns wurde gemessen, weil es Röntgenstrahlen vom Nebelfleck entworfen hat.

Die bewölkten Reste von SN 1054 sind jetzt als der Krabbe-Nebelfleck bekannt. Der Nebelfleck wird auch Unordentlicheren 1 oder M1 genannt, der erste Unordentlichere 1758 katalogisierte Gegenstand seiend.

Ursprünge

Die Entwicklung des Krabbe-Nebelflecks entspricht dem hellen SN 1054 Supernova, die von japanischen und chinesischen, arabischen, Indianerastronomen in 1054 n.Chr. unabhängig registriert wurde. Der Krabbe-Nebelfleck selbst wurde zuerst 1731 von John Bevis beobachtet. Der Nebelfleck wurde 1758 von Charles Messier unabhängig wieder entdeckt, weil er einen hellen Kometen beobachtete. Messier hat es als der erste Zugang in seinem Katalog von einem Kometen ähnlichen Gegenständen katalogisiert. Der Graf von Rosse hat den Nebelfleck am Schloss Birr 1848 beobachtet, und hat den Gegenstand als der Krabbe-Nebelfleck gekennzeichnet, weil eine Zeichnung, die er seiner gemacht hat, wie eine Krabbe ausgesehen hat.

Am Anfang des 20. Jahrhunderts hat die Analyse von frühen Fotographien des Nebelflecks genommen mehrere Jahre entfernt offenbart, dass es sich ausbreitete. Die Nachforschung der Vergrößerung hat zurück offenbart, dass der Nebelfleck sichtbar auf der Erde vor ungefähr 900 Jahren geworden sein muss. Historische Aufzeichnungen haben offenbart, dass ein neuer Stern, der hell genug ist, um am Tage gesehen zu werden, in demselben Teil des Himmels von chinesischen Astronomen in 1054 registriert worden war. In Anbetracht seiner großen Entfernung könnte der "Tagesgast-Stern, der" von den Chinesen beobachtet ist, nur eine Supernova — ein massiver, explodierender Stern gewesen sein, seine Versorgung der Energie von der Kernfusion erschöpft, und in auf sich zusammengebrochen sein.

Die neue Analyse von historischen Aufzeichnungen hat gefunden, dass die Supernova, die den Krabbe-Nebelfleck wahrscheinlich geschaffen hat, im April oder Anfang Mai erschienen ist, sich zu seiner maximalen Helligkeit zwischen dem offenbaren Umfang 7 und 4.5 (heller erhebend, als alles im Nachthimmel außer dem Mond) vor dem Juli. Die Supernova war zum nackten Auge seit ungefähr zwei Jahren nach seiner ersten Beobachtung sichtbar. Dank der registrierten Beobachtungen von Weiten Östlichen und mittelöstlichen Astronomen 1054 ist Krabbe-Nebelfleck der erste astronomische Gegenstand anerkannt geworden, als mit einer Supernova-Explosion verbunden werden.

Physische Bedingungen

Instabilitäten von Rayleigh-Taylor in seiner komplizierten filamentary Struktur. Kredit: NASA/ESA.]]

Im sichtbaren Licht besteht der Krabbe-Nebelfleck aus einer weit gehend Masse in der ovalen Form von Glühfäden, ungefähr 6 arcminutes lange und 4 arcminutes breite (vergleichsweise, der Vollmond ist 30 arcminutes über) Umgebung eines weitschweifigen blauen Hauptgebiets. In drei Dimensionen, wie man denkt, wird der Nebelfleck wie ein pro-spätes Sphäroid gestaltet. Die Glühfäden sind die Reste der Ahn-Sternatmosphäre, und bestehen größtenteils aus ionisiertem Helium und Wasserstoff, zusammen mit Kohlenstoff, Sauerstoff, Stickstoff, Eisen, Neon und Schwefel. Die Temperaturen der Glühfäden sind normalerweise zwischen 11,000 und 18,000 K, und ihre Dichten sind ungefähr 1,300 Partikeln pro Cm.

1953 hat Iosif Shklovsky vorgeschlagen, dass das weitschweifige blaue Gebiet durch die Synchrotron-Radiation vorherrschend erzeugt wird, die Radiation ist, die durch die sich biegende Bewegung von Elektronen in einem magnetischen Feld abgegeben ist. Die Radiation hat Elektronen entsprochen, die sich mit Geschwindigkeiten bis zu Hälfte der Geschwindigkeit des Lichtes bewegen. Drei Jahre später wurde die Theorie durch Beobachtungen bestätigt. In den 1960er Jahren wurde es gefunden, dass die Quelle der gekrümmten Pfade der Elektronen das starke magnetische Feld war, das durch einen Neutronenstern am Zentrum des Nebelflecks erzeugt ist.

Entfernung

Wenn auch der Krabbe-Nebelfleck der Fokus von viel Aufmerksamkeit unter Astronomen ist, bleibt seine Entfernung eine geöffnete Frage wegen Unklarheiten in jeder Methode hat gepflegt, seine Entfernung zu schätzen. 2008 besteht die Einigkeit darin, dass seine Entfernung von der Erde 2.0 ± 0.5 kpc (6.5 ± 1.6 kly) ist. Der Krabbe-Nebelfleck breitet sich zurzeit nach außen an ungefähr 1,500 km/s aus. Images genommen mehrere Jahre entfernt offenbaren die langsame Vergrößerung des Nebelflecks, und durch das Vergleichen dieser winkeligen Vergrößerung mit seiner spektroskopisch entschlossenen Vergrößerungsgeschwindigkeit, die Entfernung des Nebelflecks kann geschätzt werden. 1973 hat eine Analyse von vielen verschiedenen Methoden gepflegt zu rechnen die Entfernung zum Nebelfleck ist zu einem Schluss von ungefähr 6,300 ly gelangen. Entlang seiner längsten sichtbaren Dimension misst es ungefähr 13 ± 3 ly darüber.

Die Nachforschung zurück seiner Vergrößerung gibt durchweg ein Datum für die Entwicklung des Nebelflecks mehrere Jahrzehnte danach 1054 nach, andeutend, dass sich seine äußere Geschwindigkeit seit der Supernova-Explosion beschleunigt hat. Wie man glaubt, wird diese Beschleunigung durch die Energie vom Pulsar verursacht, der ins magnetische Feld des Nebelflecks frisst, das ausbreitet und die Glühfäden des Nebelflecks nach außen zwingt.

Masse

Schätzungen der Gesamtmasse des Nebelflecks sind wichtig, für die Masse des Ahn-Sterns der Supernova zu schätzen. Der Betrag der Sache, die in den Krabbe-Nebelfleck-Glühfäden (ejecta Masse von ionisiertem und neutralem Benzin enthalten ist; größtenteils Helium) wird geschätzt, 4.6 ± 1.8 M zu sein.

Am Helium reicher Ring

Einer der vielen nebular Bestandteile (oder Anomalien) der Krabbe ist ein am Helium reicher Ring, der als ein Ostwestband sichtbar ist, das das Pulsar-Gebiet durchquert. Der Ring setzt ungefähr 25 % des sichtbaren ejecta zusammen. Jedoch wird es durch die Berechnung darauf hingewiesen, dass ungefähr 95 % des Rings Helium sind. Bezüglich noch hat es keine plausible Erklärung gestellt hervor für die Struktur des Rings gegeben.

Hauptstern

Am Zentrum der Krabbe ist der Nebelfleck zwei schwache Sterne, von denen einer der für die Existenz des Nebelflecks verantwortliche Stern ist. Es wurde als solcher 1942 identifiziert, als Rudolf Minkowski gefunden hat, dass sein optisches Spektrum äußerst ungewöhnlich war. Wie man fand, war das Gebiet um den Stern eine starke Quelle von Funkwellen 1949 und Röntgenstrahlen 1963, und wurde als einer der hellsten Gegenstände im Himmel in der Gammastrahlung 1967 identifiziert. Dann, 1968, wie man fand, strahlte der Stern seine Radiation in schnellen Pulsen aus, einer der ersten zu entdeckenden Pulsars werdend.

Pulsars sind Quellen der starken elektromagnetischen Radiation, die in kurzen und äußerst regelmäßigen Pulsen oft eine Sekunde ausgestrahlt ist. Sie waren ein großes Mysterium, wenn entdeckt, 1967, und die Mannschaft, die den ersten identifiziert hat, hat die Möglichkeit gedacht, dass es ein Signal von einer fortgeschrittenen Zivilisation sein konnte. Jedoch war die Entdeckung einer pulsierenden Radioquelle im Zentrum des Krabbe-Nebelflecks starke Beweise, dass Pulsars durch Supernova-Explosionen gebildet wurden. Wie man jetzt versteht, lassen sie Neutronensterne schnell rotieren, deren starkes magnetisches Feld ihre Strahlenemissionen in schmale Balken konzentriert.

Wie man

glaubt, ist der Krabbe-Pulsar ungefähr 28-30 km im Durchmesser; es strahlt Pulse der Radiation alle 33 Millisekunden aus. Pulse werden an Wellenlängen über das elektromagnetische Spektrum von Funkwellen bis Röntgenstrahlen ausgestrahlt. Wie alle isolierten Pulsars verlangsamt sich seine Periode sehr allmählich. Gelegentlich zeigt seine Rotationsperiode scharfe Änderungen, die als 'Störschübe' bekannt sind, die, wie man glaubt, durch eine plötzliche Wiederanordnung innerhalb des Neutronensterns verursacht werden. Die als der Pulsar veröffentlichte Energie verlangsamt sich ist enorm, und es treibt die Emission der Synchrotron-Radiation des Krabbe-Nebelflecks an, der eine Gesamtlichtstärke hat, die ungefähr 75,000mal größer ist als diese der Sonne.

Die äußerste Energieproduktion des Pulsars schafft ein ungewöhnlich dynamisches Gebiet am Zentrum des Krabbe-Nebelflecks. Während sich die meisten astronomischen Gegenstände so langsam entwickeln, dass Änderungen nur über Zeitskalen von vielen Jahren sichtbar sind, die inneren Teile der Krabbe-Show stellt Zeitskalen nur ein paar Tage um. Die dynamischste Eigenschaft im inneren Teil des Nebelflecks ist der Punkt, wo der äquatoriale Wind des Pulsars in den Hauptteil des Nebelflecks einschlägt, eine Stoß-Vorderseite bildend. Die Gestalt und Position dieser Eigenschaft bewegen sich schnell, mit dem äquatorialen Wind, der weil erscheint, hellen Sie sich eine Reihe von einer Strähne ähnlichen Eigenschaften, die steiler werden, auf, verwelken Sie dann, als sie vom Pulsar bis gut in den Hauptkörper des Nebelflecks abrücken.

Image:Chandra-crab.jpg|The Krabbe-Pulsar. Dieses Image verbindet optische Daten von Hubble (im Rot) und Röntgenstrahl-Images von der Chandra Röntgenstrahl-Sternwarte (im Blau).

Image:The Krabbe-Nebelfleck - Eine Flackernde Röntgenstrahl-Kerze ogv|Data davon, Sternwarten zu umkreisen, zeigt unerwartete Schwankungen in der Krabbe-Nebelfleck-Röntgenstrahl-Produktion, die wahrscheinlich an die Umgebung um seinen Hauptneutronenstern gebunden ist.

Image:NASA's Fermi Punkte 'Superaufflackern' im Krabbe-Nebelfleck ogv|NASA's Fermi entdecken 'Superaufflackern' im Krabbe-Nebelfleck.

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Ahn-Stern

Der Stern, der als eine Supernova explodiert hat, wird den Ahn-Stern der Supernova genannt. Zwei Typen von Sternen explodieren als supernovae: Weiß ragt über und massive Sterne. Im so genannten Typ Ia supernovae erhebt Benzin, das auf einen weißen Zwerg fällt, seine Masse, bis es sich einem kritischen Niveau, der Grenze von Chandrasekhar nähert, auf eine Explosion hinauslaufend; im Typ Ib/c und Typ II supernovae ist der Ahn-Stern ein massiver Stern, der an Brennstoff knapp wird, um seine Kernfusionsreaktionen und Zusammenbrüche in auf sich anzutreiben, solche phänomenalen Temperaturen erreichend, die es sprengt. Die Anwesenheit eines Pulsars in der Krabbe bedeutet, dass es sich in einer Kernzusammenbruch-Supernova geformt haben muss; Typ Ia supernovae erzeugt Pulsars nicht.

Theoretische Modelle von Supernova-Explosionen weisen darauf hin, dass der Stern, der explodiert hat, um den Krabbe-Nebelfleck zu erzeugen, eine Masse zwischen 9 und 11 M Sterne mit Massen tiefer gehabt haben muss, als, wie man denkt, 8 Sonnenmassen zu klein sind, um Supernova-Explosionen zu erzeugen, und ihre Leben durch das Produzieren eines planetarischen Nebelflecks statt dessen zu beenden, während ein Stern, der schwerer ist als 12 Sonnenmassen, einen Nebelfleck mit einer verschiedenen chemischen Zusammensetzung dazu erzeugt hätte, das in der Krabbe beobachtet ist.

Ein bedeutendes Problem in Studien des Krabbe-Nebelflecks besteht darin, dass sich die vereinigte Masse des Nebelflecks und des Pulsars beträchtlich weniger beläuft als die vorausgesagte Masse des Ahn-Sterns und die Frage dessen, wo die 'fehlende Masse' ist, bleibt ungelöst. Schätzungen der Masse des Nebelflecks werden durch das Messen der Summe des Lichtes ausgestrahlt und das Rechnen der Masse erforderlich, in Anbetracht der gemessenen Temperatur und Dichte des Nebelflecks gemacht. Schätzungen erstrecken sich von ungefähr 1-5 Sonnenmassen mit 2-3 Sonnenmassen, die der allgemein akzeptierte Wert sind. Wie man schätzt, ist die Neutronenstern-Masse zwischen 1.4 und 2 Sonnenmassen.

Die vorherrschende Theorie, für die fehlende Masse der Krabbe verantwortlich zu sein, besteht darin, dass ein wesentliches Verhältnis der Masse des Ahnen vor der Supernova-Explosion in einem schnellen Sternwind, ein in Sternen von Wolf-Rayet allgemein gesehenes Phänomen weggetragen wurde. Jedoch hätte das eine Schale um den Nebelfleck geschaffen. Obwohl Versuche an mehreren verschiedenen Wellenlängen gemacht worden sind, eine Schale zu beobachten, ist niemand noch gefunden worden.

Durchfahrten durch Sonnensystemkörper

Der Krabbe-Nebelfleck liegt ungefähr 1½ ° weg vom ekliptischen — das Flugzeug der Bahn der Erde um die Sonne. Das bedeutet, dass der Mond — und gelegentlich, Planeten — durchqueren kann oder okkult der Nebelfleck. Obwohl die Sonne den Nebelfleck, seine Korona-Pässe davor nicht durchquert. Diese Durchfahrten und occultations können verwendet werden, um sowohl den Nebelfleck als auch den Gegenstand zu analysieren, der davor durch das Beobachten geht, wie die Radiation vom Nebelfleck durch den durchquerenden Körper verändert wird.

Monddurchfahrten sind verwendet worden, um Röntgenstrahl-Emissionen vom Nebelfleck kartografisch darzustellen. Vor dem Start von Röntgenstrahl beobachtenden Satelliten, wie die Chandra Röntgenstrahl-Sternwarte, hatten Röntgenstrahl-Beobachtungen allgemein ziemlich niedrige winkelige Entschlossenheit, aber wenn die Mondpässe vor dem Nebelfleck, seine Position sehr genau bekannt ist, und so können die Schwankungen in der Helligkeit des Nebelflecks verwendet werden, um Karten der Röntgenstrahl-Emission zu schaffen. Als Röntgenstrahlen zuerst von der Krabbe beobachtet wurden, wurde ein Mondoccultation verwendet, um die genaue Position ihrer Quelle zu bestimmen.

Die Korona der Sonne geht vor der Krabbe jeden Juni. Schwankungen in den Funkwellen, die von der Krabbe in dieser Zeit erhalten sind, können verwendet werden, um Details über die Dichte und Struktur der Korona abzuleiten. Frühe Beobachtungen haben festgestellt, dass die Korona verlängert zu viel größeren Entfernungen als vorher gedacht worden war; spätere Beobachtungen haben gefunden, dass die Korona wesentliche Dichte-Schwankungen enthalten hat.

Sehr selten quert Saturn den Krabbe-Nebelfleck durch. Seine Durchfahrt 2003 war seit 1296 erst; ein anderer wird bis 2267 nicht vorkommen. Beobachter haben die Chandra Röntgenstrahl-Sternwarte verwendet, um den Mondkoloss des Saturns zu beobachten, weil sie den Nebelfleck durchquert hat und gefunden hat, dass der Röntgenstrahl des Kolosses 'Schatten' größer war als seine feste Oberfläche wegen der Absorption von Röntgenstrahlen in seiner Atmosphäre. Diese Beobachtungen haben gezeigt, dass die Dicke der Atmosphäre des Kolosses ist. Die Durchfahrt des Saturns selbst konnte nicht beobachtet werden, weil Chandra die Riemen von Van Allen zurzeit durchführte.

In der populären Kultur

Im britischen Fernsehprogramm-Arzt, Der Der Master in der Serienkolonie im Raum sagt, dass der Krabbe-Nebelfleck das Ergebnis der Rasse von Uxariean war, die die Weltgericht-Waffe prüft, die dazu fähig ist, Sterne Supernova gehen zu lassen.

Siehe auch

• Liste von Nebelflecken
• Krabbe-Nebelfleck in der Fiktion
• Neuer allgemeiner Katalog

Referenzen

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Links

• Daten auf dem Krabbe-Nebelfleck, auf einem Supernova-Rest-Katalog haben sich an der Universität des Cambridges beholfen
• Der Krabbe-Nebelfleck an ESA/Hubble
• Unordentlicherer 1, SEDS Unordentlichere Seiten
• Images der Krabbe von der Chandra Röntgenstrahl-Sternwarte
• Seite von Chandra über den Nebelfleck
• Images der Krabbe vom Hubble Raumfernrohr
• Die Zeichnungen von Herrn Rosse von M1, dem Krabbe-Nebelfleck von SEDS
• NightSkyInfo.com - M1, der Krabbe-Nebelfleck
• M1 der Krabbe-Nebelfleck
• M1 der Krabbe-Pulsar im Krabbe-Nebelfleck / Video