Krabbetåken -Crab Nebula
| Supernova-rest | |
|---|---|
Hubble Space Telescope- mosaikkbilde satt sammen fra 24 individuelle Wide Field- og Planetary Camera 2- eksponeringer tatt i oktober 1999, januar 2000 og desember 2000
| |
| Observasjonsdata: J2000.0 epoke | |
| Høyre oppstigning | 05 t 34 m 31,94 s |
| Deklinasjon | +22° 00′ 52,2" |
| Avstand | 6500 ± 1600 ly (2000 ± 500 stk .) |
| Tilsynelatende størrelse (V) | 8.4 |
| Tilsynelatende dimensjoner (V) | 420" × 290" |
| Konstellasjon | Tyren |
| Fysiske egenskaper | |
| Radius | ~5,5 ly (~1,7 pc) |
| Absolutt størrelse (V) | −3,1 ± 0,5 |
| Bemerkelsesverdige funksjoner | Optisk pulsar |
| Betegnelser | Messier 1, NGC 1952, Taurus A, Sh 2-244 |
Krabbetåken ( katalogbetegnelser M 1, NGC 1952, Taurus A) er en supernovarest og en pulsarvindtåke i stjernebildet Tyren . Det vanlige navnet kommer fra William Parsons, 3. jarl av Rosse , som observerte objektet i 1842 ved hjelp av et 36-tommers (91 cm) teleskop og laget en tegning som lignet litt på en krabbe. Tåken ble oppdaget av den engelske astronomen John Bevis i 1731, og den samsvarer med en lyssterk supernova registrert av kinesiske astronomer i 1054. Tåken var det første astronomiske objektet som ble identifisert som korresponderer med en historisk supernovaeksplosjon.
Med en tilsynelatende styrke på 8,4, sammenlignbar med Saturns måne Titan , er den ikke synlig for det blotte øye, men kan ses ved hjelp av en kikkert under gunstige forhold. Tåken ligger i Perseus-armen til Melkeveien , i en avstand på omtrent 2,0 kiloparsec (6500 ly ) fra Jorden. Den har en diameter på 3,4 parsecs (11 ly), som tilsvarer en tilsynelatende diameter på rundt 7 bueminutter , og ekspanderer med en hastighet på omtrent 1500 kilometer per sekund (930 mi/s), eller 0,5% av lysets hastighet .
I sentrum av tåken ligger Crab Pulsar , en nøytronstjerne 28–30 kilometer (17–19 mi) på tvers med en spinnhastighet på 30,2 ganger per sekund, som sender ut pulser med stråling fra gammastråler til radiobølger . Ved røntgen- og gammastråleenergier over 30 keV er Krabbetåken generelt den lyseste vedvarende gammastrålekilden på himmelen, med målt fluks som strekker seg til over 10 TeV . Tåkens stråling tillater detaljerte studier av himmellegemer som okkulterer den. På 1950- og 1960-tallet ble solens korona kartlagt fra observasjoner av krabbetåkens radiobølger som passerte gjennom den, og i 2003 ble tykkelsen på atmosfæren til Saturns måne Titan målt da den blokkerte røntgenstråler fra tåken.
Observasjonshistorie
Moderne forståelse av at krabbetåken ble skapt av en supernova går tilbake til 1921, da Carl Otto Lampland kunngjorde at han hadde sett endringer i tåkens struktur. Dette førte til slutt til konklusjonen at opprettelsen av krabbetåken tilsvarer den lyssterke SN 1054 - supernovaen registrert av middelalderastronomer i 1054 e.Kr.
Første identifikasjon
Krabbetåken ble først identifisert i 1731 av John Bevis . Tåken ble uavhengig gjenoppdaget i 1758 av Charles Messier mens han observerte en lyssterk komet . Messier katalogiserte den som den første oppføringen i sin katalog over kometlignende objekter; i 1757 undersøkte Alexis Clairaut beregningene til Edmund Halley på nytt og forutså at Halleys komet skulle komme tilbake på slutten av 1758. Det nøyaktige tidspunktet for kometens tilbakekomst krevde en vurdering av forstyrrelser i dens bane forårsaket av planeter i solsystemet som Jupiter, som Clairaut og hans to kolleger Jérôme Lalande og Nicole-Reine Lepaute utførte mer presist enn Halley, og fant ut at kometen skulle dukke opp i stjernebildet Taurus . Det var i forgjeves leting etter kometen Charles Messier fant krabbetåken, som han først trodde var Halleys komet. Etter noen observasjoner, og la merke til at objektet han observerte ikke beveget seg over himmelen, konkluderte Messier med at objektet ikke var en komet. Messier innså da nytten av å sette sammen en katalog over himmelobjekter av overskyet natur, men festet på himmelen, for å unngå feil katalogisering av dem som kometer. Denne erkjennelsen førte til at han kompilerte " Messier-katalogen ".
William Herschel observerte krabbetåken flere ganger mellom 1783 og 1809, men det er ikke kjent om han var klar over dens eksistens i 1783, eller om han oppdaget den uavhengig av Messier og Bevis. Etter flere observasjoner konkluderte han med at den var sammensatt av en gruppe stjerner. William Parsons, 3. jarl av Rosse observerte tåken ved Birr Castle i 1844 ved hjelp av et 36-tommers (0,9 m) teleskop, og refererte til objektet som "Krabbetåken" fordi en tegning han laget av den så ut som en krabbe . Han observerte det igjen senere, i 1848, ved å bruke et 72-tommers (1,8 m) teleskop, men kunne ikke bekrefte den antatte likheten, men navnet festet seg likevel.
Tilkobling til SN 1054
Krabbetåken var det første astronomiske objektet som ble gjenkjent som koblet til en supernovaeksplosjon. På begynnelsen av det tjuende århundre avslørte analysen av tidlige fotografier av tåken tatt med flere års mellomrom at den utvidet seg. Å spore ekspansjonen tilbake avslørte at tåken må ha blitt synlig på jorden rundt 900 år før. Historiske opptegnelser avslørte at en ny stjerne som er lys nok til å bli sett på dagtid, hadde blitt registrert på samme del av himmelen av kinesiske astronomer 4. juli 1054, og sannsynligvis også av japanske observatører.
I 1913, da Vesto Slipher registrerte sin spektroskopistudie av himmelen, var Krabbetåken igjen et av de første objektene som ble studert. Endringer i skyen, som antyder dens lille utstrekning, ble oppdaget av Carl Lampland i 1921. Samme år demonstrerte John Charles Duncan at restene utvider seg, mens Knut Lundmark bemerket dens nærhet til gjestestjernen fra 1054.
I 1928 foreslo Edwin Hubble å assosiere skyen med stjernen fra 1054, en idé som forble kontroversiell inntil supernovaens natur ble forstått, og det var Nicholas Mayall som indikerte at stjernen i 1054 utvilsomt var supernovaen hvis eksplosjon produserte krabbetåken. . Jakten etter historiske supernovaer startet i det øyeblikket: syv andre historiske observasjoner er funnet ved å sammenligne moderne observasjoner av supernovarester med astronomiske dokumenter fra tidligere århundrer.
Etter den opprinnelige forbindelsen til kinesiske observasjoner, ble det i 1934 koblet til en japansk referanse fra 1200-tallet til en " gjestestjerne " i Meigetsuki noen uker før den kinesiske referansen. Hendelsen ble lenge ansett som uregistrert i islamsk astronomi, men i 1978 ble det funnet en referanse i en kopi fra 1200-tallet laget av Ibn Abi Usaibia av et verk av Ibn Butlan , en nestoriansk kristen lege som var aktiv i Bagdad på tidspunktet for supernovaen.
Gitt sin store avstand, kunne "gjestestjernen" som ble observert av kineserne bare ha vært en supernova - en massiv, eksploderende stjerne, etter å ha brukt opp energiforsyningen fra kjernefysisk fusjon og kollapset i seg selv. Nyere analyser av historiske opptegnelser har funnet ut at supernovaen som skapte krabbetåken sannsynligvis dukket opp i april eller begynnelsen av mai, og steg til sin maksimale lysstyrke på mellom tilsynelatende styrke −7 og −4,5 (lysere til og med enn Venus' −4,2 og alt om natten) himmelen unntatt månen ) innen juli. Supernovaen var synlig for det blotte øye i omtrent to år etter den første observasjonen.
Krabbe Pulsar
På 1960-tallet, på grunn av spådommen og oppdagelsen av pulsarer , ble krabbetåken igjen et stort interessesenter. Det var da Franco Pacini spådde eksistensen av Crab Pulsar for første gang, noe som ville forklare lysstyrken til skyen. Stjernen ble observert kort tid etterpå i 1968. Oppdagelsen av krabbepulsaren, og kunnskapen om dens eksakte alder (nesten til i dag) gjør det mulig å verifisere grunnleggende fysiske egenskaper til disse objektene, som karakteristisk alder og spin-down lysstyrke , størrelsesordenene involvert (spesielt styrken til magnetfeltet ), sammen med ulike aspekter knyttet til dynamikken til restene. Rollen til denne supernovaen for den vitenskapelige forståelsen av supernova-rester var avgjørende, siden ingen annen historisk supernova skapte en pulsar hvis nøyaktige alder er kjent med sikkerhet. Det eneste mulige unntaket fra denne regelen ville være SN 1181 , hvis antatte rest 3C 58 er hjemsted for en pulsar, men identifiseringen av den ved hjelp av kinesiske observasjoner fra 1181 er omstridt.
Den indre delen av krabbetåken er dominert av en pulsarvindtåke som omslutter pulsaren. Noen kilder anser krabbetåken for å være et eksempel på både en pulsarvindtåke så vel som en supernovarest, mens andre skiller de to fenomenene basert på de forskjellige kildene til energiproduksjon og oppførsel.
Kilde til høyenergiske gammastråler
Krabbetåken var det første astrofysiske objektet som ble bekreftet å sende ut gammastråler i båndet med svært høy energi (VHE) over 100 GeV i energi. VHE-deteksjonen ble utført i 1989 av Whipple Observatory 10m Gamma-Ray-teleskopet, som åpnet VHE-gammastrålevinduet og førte til deteksjon av en rekke VHE-kilder siden den gang.
I 2019 ble det observert at krabbetåken sender ut gammastråler i overkant av 100 TeV , noe som gjør den til den første identifiserte kilden over 100 TeV.
Fysiske parametere
I synlig lys består Krabbetåken av en bredt oval -formet masse av filamenter, omtrent 6 bueminutter lange og 4 bueminutter bred (til sammenligning er fullmånen 30 bueminutter på tvers) som omgir et diffust blått sentralområde. I tre dimensjoner antas tåken å være formet enten som en oblat sfæroid (estimert til 1380 pc/4.500 ly unna) eller en prolat sfæroid (estimert til 2.020 pc/6.600 ly unna). Filamentene er restene av stamstjernens atmosfære, og består i stor grad av ionisert helium og hydrogen , sammen med karbon , oksygen , nitrogen , jern , neon og svovel . Filamentenes temperatur er typisk mellom 11 000 og 18 000 K , og deres tetthet er omtrent 1 300 partikler per cm 3 .
I 1953 foreslo Iosif Shklovsky at den diffuse blå regionen hovedsakelig produseres av synkrotronstråling , som er stråling gitt fra den krummede bevegelsen av elektroner i et magnetfelt. Strålingen tilsvarte at elektroner beveget seg med hastigheter opp til halvparten av lysets hastighet . Tre år senere ble teorien bekreftet av observasjoner. På 1960-tallet ble det funnet at kilden til elektronenes buede baner var det sterke magnetfeltet produsert av en nøytronstjerne i sentrum av tåken.
Avstand
Selv om Krabbetåken er i fokus for mye oppmerksomhet blant astronomer, er avstanden fortsatt et åpent spørsmål, på grunn av usikkerhet i hver metode som brukes til å beregne avstanden. I 2008 var konsensus at avstanden fra jorden er 2,0 ± 0,5 kpc (6500 ± 1600 ly). Langs den lengste synlige dimensjonen måler den dermed omtrent 4,1 ± 1 stk (13 ± 3 ly) på tvers.
Krabbetåken ekspanderer for tiden utover med omtrent 1500 km/s (930 mi/s). Bilder tatt med flere års mellomrom avslører den langsomme ekspansjonen av tåken, og ved å sammenligne denne vinkelutvidelsen med dens spektroskopisk bestemte ekspansjonshastighet, kan tåkens avstand estimeres. I 1973 hadde en analyse av mange metoder som ble brukt for å beregne avstanden til tåken nådd en konklusjon på omtrent 1,9 kpc (6300 ly), i samsvar med den gjeldende verdien.
Selve Crab Pulsar ble oppdaget i 1968 av Dr Susan Jocelyn Bell . Å spore ekspansjonen tilbake (forutsatt en konstant nedgang i ekspansjonshastigheten på grunn av tåkens masse) ga en dato for opprettelsen av tåken flere tiår etter 1054, noe som antyder at dens utadgående hastighet har avtatt mindre enn antatt siden supernovaeksplosjonen. Denne reduserte retardasjonen antas å være forårsaket av energi fra pulsaren som strømmer inn i tåkens magnetfelt, som utvider seg og tvinger tåkens filamenter utover.
Masse
Estimater av den totale massen til tåken er viktige for å estimere massen til supernovaens stamstjerne. Mengden stoff som finnes i krabbetåkens filamenter (utkastet masse av ionisert og nøytral gass; hovedsakelig helium ) anslås å være4,6 ± 1,8 M ☉ .
Heliumrik torus
En av de mange tåkekomponentene (eller anomaliene) i krabbetåken er en heliumrik torus som er synlig som et øst-vest-bånd som krysser pulsarområdet. Torus utgjør omtrent 25 % av det synlige utkastet. Imidlertid antydes det ved beregning at omtrent 95 % av torusen er helium. Foreløpig har det ikke vært noen plausibel forklaring på strukturen til torusen.
Sentral stjerne
I sentrum av krabbetåken er to svake stjerner, hvorav den ene er stjernen som er ansvarlig for eksistensen av tåken. Det ble identifisert som sådan i 1942, da Rudolf Minkowski fant ut at det optiske spekteret var ekstremt uvanlig. Området rundt stjernen ble funnet å være en sterk kilde for radiobølger i 1949 og røntgenstråler i 1963, og ble identifisert som et av de lyseste objektene på himmelen i gammastråler i 1967. Så, i 1968, ble stjernen funnet å sende ut sin stråling i raske pulser, og ble en av de første pulsarene som ble oppdaget.
Pulsarer er kilder til kraftig elektromagnetisk stråling , som sendes ut med korte og ekstremt regelmessige pulser mange ganger i sekundet. De var et stort mysterium da de ble oppdaget i 1967, og teamet som identifiserte den første vurderte muligheten for at det kunne være et signal fra en avansert sivilisasjon. Oppdagelsen av en pulserende radiokilde i sentrum av Krabbetåken var imidlertid sterke bevis på at pulsarer ble dannet av supernovaeksplosjoner. Det forstås nå at de er raskt roterende nøytronstjerner , hvis kraftige magnetfelt konsentrerer strålingsutslippene deres til smale stråler.
Krabbepulsaren antas å være omtrent 28–30 km (17–19 mi) i diameter; den sender ut strålingspulser hvert 33. millisekund . Pulser sendes ut ved bølgelengder over det elektromagnetiske spekteret , fra radiobølger til røntgenstråler. Som alle isolerte pulsarer, avtar perioden veldig gradvis. Noen ganger viser rotasjonsperioden skarpe endringer, kjent som "glitches", som antas å være forårsaket av en plutselig omstilling inne i nøytronstjernen. Energien som frigjøres når pulsaren bremser ned er enorm, og den driver emisjonen av synkrotronstrålingen fra Krabbetåken, som har en total lysstyrke som er omtrent 75 000 ganger større enn solens.
Pulsarens ekstreme energiutgang skaper et uvanlig dynamisk område i sentrum av krabbetåken. Mens de fleste astronomiske objekter utvikler seg så sakte at endringer bare er synlige over tidsskalaer på mange år, viser de indre delene av krabbetåken endringer over tidsskalaer på bare noen få dager. Det mest dynamiske trekk i den indre delen av tåken er punktet der pulsarens ekvatorialvind smeller inn i hoveddelen av tåken og danner en sjokkfront . Formen og posisjonen til denne funksjonen skifter raskt, med ekvatorialvinden som fremstår som en serie av sleng-lignende trekk som blir brattere, lysere og deretter blekner når de beveger seg bort fra pulsaren for å komme godt ut i hoveddelen av tåken.
Forfedrestjerne
Stjernen som eksploderte som en supernova omtales som supernovaens stamstjerne . To typer stjerner eksploderer som supernovaer: hvite dverger og massive stjerner . I de såkalte Type Ia-supernovaene øker gasser som faller på en "død" hvit dverg massen til den nærmer seg et kritisk nivå, Chandrasekhar-grensen , noe som resulterer i en løpende kjernefysisk fusjonseksplosjon som utsletter stjernen; i Type Ib/c og Type II supernovaer er stamstjernen en massiv stjerne hvis kjerne går tom for drivstoff for å drive kjernefusjonsreaksjonene og kollapser i seg selv, og frigjør gravitasjonspotensialenergi i en form som blåser bort stjernens ytre lag. Type Ia supernovaer produserer ikke pulsarer, så pulsaren i krabbetåken viser at den må ha dannet seg i en kjernekollaps supernova.
Teoretiske modeller av supernovaeksplosjoner antyder at stjernen som eksploderte for å produsere krabbetåken må ha hatt en masse på mellom 9 og 11 M ☉ . Stjerner med masse mindre enn 8 M ☉ antas å være for små til å produsere supernovaeksplosjoner, og avslutter livet ved å produsere en planetarisk tåke i stedet, mens en stjerne tyngre enn 12 M ☉ ville ha produsert en tåke med en annen kjemisk sammensetning enn den. observert i krabbetåken. Nyere studier tyder imidlertid på at stamfaderen kunne ha vært en superasymptotisk gigantisk grenstjerne i området 8 til 10 M ☉ som ville ha eksplodert i en elektronfangst supernova . I juni 2021 rapporterte en artikkel i tidsskriftet Nature Astronomy at 2018-supernovaen SN 2018zd (i galaksen NGC 2146 , omtrent 31 millioner lysår fra Jorden) så ut til å være den første observasjonen av en elektronfangst supernova. Supernovaeksplosjonen i 1054 som skapte krabbetåken hadde blitt antatt å være den beste kandidaten for en elektronfangst supernova, og 2021-artikkelen gjør det mer sannsynlig at dette var riktig.
Et betydelig problem i studier av krabbetåken er at den kombinerte massen til tåken og pulsaren summerer seg til betydelig mindre enn den forutsagte massen til stamstjernen, og spørsmålet om hvor den "manglende massen" er, forblir uløst. Estimater av massen til tåken gjøres ved å måle den totale mengden lys som sendes ut, og beregne massen som kreves, gitt den målte temperaturen og tettheten til tåken. Estimater varierer fra ca. 1–5 M ☉ , med 2–3 M ☉ som den allment aksepterte verdien. Nøytronstjernemassen er beregnet til å være mellom 1,4 og 2 M ☉ .
Den dominerende teorien for å forklare den manglende massen til Krabbetåken er at en betydelig andel av massen til stamfaderen ble båret bort før supernovaeksplosjonen i en rask stjernevind , et fenomen som ofte sees i Wolf-Rayet-stjerner . Dette ville imidlertid ha skapt et skall rundt tåken. Selv om det er gjort forsøk på flere bølgelengder for å observere et skjell, er ingen funnet ennå.
Transitter med solsystemlegemer
Krabbetåken ligger omtrent 1,5 grader unna ekliptikken — planet for jordens bane rundt solen. Dette betyr at månen – og noen ganger planeter – kan passere eller okkulte tåken. Selv om solen ikke passerer tåken, passerer koronaen foran den. Disse transittene og okkultasjonene kan brukes til å analysere både tåken og objektet som passerer foran den, ved å observere hvordan strålingen fra tåken endres av den transiterende kroppen.
Lunar
Månepassasjer har blitt brukt til å kartlegge røntgenutslipp fra tåken. Før oppskytingen av røntgenobservasjonssatellitter, som Chandra røntgenobservatoriet , hadde røntgenobservasjoner generelt ganske lav vinkeloppløsning , men når Månen passerer foran tåken, er dens posisjon veldig nøyaktig kjent, og så variasjonene i tåkens lysstyrke kan brukes til å lage kart over røntgenstråling. Da røntgenstråler først ble observert fra krabbetåken, ble en måneokkultasjon brukt for å bestemme den nøyaktige plasseringen av kilden.
Solar
Solens korona passerer foran krabbetåken hver juni. Variasjoner i radiobølgene mottatt fra krabbetåken på dette tidspunktet kan brukes til å utlede detaljer om koronaens tetthet og struktur. Tidlige observasjoner slo fast at koronaen strakte seg ut til mye større avstander enn man tidligere hadde trodd; senere observasjoner fant at koronaen inneholdt betydelige tetthetsvariasjoner.
Andre gjenstander
Svært sjelden passerer Saturn krabbetåken. Dens transitt 4. januar 2003 ( UTC ) var den første siden 31. desember 1295 ( OS ); en annen vil ikke skje før 5. august 2267. Forskere brukte Chandra X-ray Observatory for å observere Saturns måne Titan da den krysset tåken, og fant ut at Titans røntgen-"skygge" var større enn dens faste overflate, på grunn av absorpsjon av X -stråler i atmosfæren. Disse observasjonene viste at tykkelsen på Titans atmosfære er 880 km (550 mi). Selve Saturns transitt kunne ikke observeres, fordi Chandra passerte gjennom Van Allen-beltene på den tiden.
Galleri
Se også
- Lister over tåker
- Liste over Messier-objekter
- Southern Crab Nebula , så oppkalt for sin likhet med krabbetåken, men synlig fra den sørlige halvkule
- Galaktisk antisenter
Notater
- ^ Størrelse målt på en veldig dyp plate tatt av Sidney van den Bergh på slutten av 1969.
- ^ Tilsynelatende størrelse på 8,4—avstandsmodulpå11,5 ± 0,5 =−3,1 ± 0,5
- ^ avstand × brun (diameter_angle = 420″) =4,1 ± 1,0 stk diameter =13 ± 3 -lysårs diameter
- ^ Naturen til tåken på den tiden var ukjent.
Referanser
Eksterne linker
- Krabbetåken på WikiSky : DSS2 , SDSS , GALEX , IRAS , Hydrogen α , X-Ray , Astrophoto , Sky Map , Artikler og bilder
- Krabbetåken i University of Cambridge Catalogue of Galactic Supernova Remnants
- Krabbetåken i SEDS Messier-indeksen
- Crab Nebula i Chandra X-ray Observatory Field Guide-serien
- Crab Nebula-bilder av Hubble-romteleskopet
- Animasjon av utvidelse fra 2008-2017 av Detlef Hartmann
- Krabbetåken i Staracle Messier-katalogen
