stringtranslate.com

Крабовидная туманность

Крабовидная туманность (каталогические обозначения M1 , NGC 1952 , Телец А ) — остаток сверхновой и пульсарная ветровая туманность в созвездии Тельца . Общее название происходит от рисунка, который чем-то напоминал краба с руками, сделанного Уильямом Парсонсом, 3-м графом Россом , в 1842 или 1843 годах с помощью 36-дюймового (91 см) телескопа . [6] Туманность была открыта английским астрономом Джоном Бевисом в 1731 году. Она соответствует яркой сверхновой, зарегистрированной китайскими астрономами в 1054 году в качестве приглашенной звезды . Туманность была первым идентифицированным астрономическим объектом, который соответствует исторически наблюдаемому взрыву сверхновой. [7]

При видимой звездной величине 8,4, сравнимой с звездной величиной спутника Сатурна Титана , она не видна невооруженным глазом, но при благоприятных условиях ее можно разглядеть в бинокль . Туманность находится в рукаве Персея галактики Млечный Путь , на расстоянии около 2,0 килопарсека (6500  световых лет ) от Земли. Он имеет диаметр 3,4 парсека (11 световых лет), что соответствует видимому диаметру около 7  угловых минут , и 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 на небе, с измеренным потоком, превышающим 10 ТэВ . Излучение туманности позволяет детально изучать затмевающие ее небесные тела . В 1950-х и 1960-х годах солнечная корона была нанесена на карту на основе наблюдений проходящих через нее радиоволн Крабовидной туманности, а в 2003 году была измерена толщина атмосферы спутника Сатурна Титана, поскольку она блокировала рентгеновские лучи, исходящие от туманности.

История наблюдений

Самая ранняя зарегистрированная документация о наблюдении астрономического объекта SN 1054 датируется 1054 годом китайскими астрономами и японскими наблюдателями, отсюда и его численная идентификация. 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] [8] В конечном итоге это привело к выводу, что создание Крабовидной туманности соответствует яркой сверхновой SN 1054, зарегистрированной средневековыми астрономами в 1054 году нашей эры . [9]

Первая идентификация

Репродукция первого изображения туманности, сделанного лордом Россом (1844 г.) (цвет инвертирован и выглядит белым на черном)
Изображение Крабовидной туманности в формате HaRGB , полученное Ливерпульским телескопом , общая выдержка 1,4 часа.
Крабовидная туманность М1

Крабовидная туманность была впервые обнаружена в 1731 году Джоном Бевисом . [10] Туманность была независимо вновь открыта в 1758 году Шарлем Мессье , когда он наблюдал яркую комету . [10] Мессье каталогизировал ее как первую запись в своем каталоге кометоподобных объектов; [10] 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 ее орбиты, вызванных планетами Солнечной системы, такими как Юпитер. , что Клеро и два его коллеги Жером Лаланд и Николь-Рейн Лепот выполнили точнее, чем Галлей, установив, что комета должна появиться в созвездии Тельца . В тщетных поисках кометы Шарль Мессье нашел Крабовидную туманность, которую он сначала принял за комету Галлея. [11] После некоторых наблюдений, заметив, что объект, который он наблюдал, не движется по небу, Мессье пришел к выводу, что этот объект не был кометой. Тогда Мессье осознал полезность составления каталога небесных объектов облачной природы, но фиксированных на небе, чтобы избежать ошибочной каталогизации их как комет. Это осознание привело его к составлению « Каталога Мессье ». [11]

Уильям Гершель много раз наблюдал Крабовидную туманность 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 она состоит из группы звезд. [12] Уильям Парсонс, 3-й граф Росс, наблюдал туманность в замке Бирр в начале 1840-х годов с помощью 36-дюймового (0,9 м) телескопа и сделал ее рисунок, на котором она изображена с руками, похожими на руки краба. [6] Он наблюдал его снова позже, в 1848 году, используя 72-дюймовый (1,8 м) телескоп, но не смог подтвердить предполагаемое сходство, но название, тем не менее, прижилось. [13] [14]

Подключение к серийному номеру 1054

Туманность видна в видимом спектре на длине волны 550 нм (зеленый свет).

Крабовидная туманность была первым астрономическим объектом, связанным со взрывом сверхновой. [12] В начале двадцатого века анализ ранних фотографий туманности, сделанных с разницей в несколько лет, показал, что она расширяется. Прослеживание расширения показало, что туманность должна была стать видимой на Земле около 900 лет назад. Исторические записи показали, что 4 июля 1054 года китайскими астрономами и, вероятно, японскими наблюдателями в той же части неба была зафиксирована новая звезда, достаточно яркая, чтобы ее можно было увидеть днем. [12] [15] [16]

В 1913 году, когда Весто Слайфер зарегистрировал свое спектроскопическое исследование неба, Крабовидная туманность снова стала одним из первых объектов, подлежащих изучению. Изменения в облаке, предполагающие его небольшой размер, были обнаружены Карлом Лэмпландом в 1921 году. [8] В том же году Джон Чарльз Дункан продемонстрировал, что остаток расширяется, [17] а Кнут Лундмарк отметил его близость к приглашенной звезде 1054 года. [16] [ 18]

В 1928 году Эдвин Хаббл предложил связать облако со звездой 1054 года, идея, которая оставалась спорной до тех пор, пока не была понята природа сверхновых, и именно Николас Мэйолл указал, что звезда 1054 года, несомненно, была сверхновой, взрыв которой породил 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 столетий. [ нужна цитата ]

После первоначальной связи с китайскими наблюдениями в 1934 году были установлены связи с японским упоминанием в XIII веке « гостевой звезды » в Мэйгэцуки, за несколько недель до китайского упоминания. [19] [20] [21] Это событие долгое время считалось незарегистрированным в исламской астрономии, [22] но в 1978 году упоминание было найдено в копии 13-го века, сделанной Ибн Аби Усайбией, с работы Ибн Бутлана , христианина- несторианца . врач, действовавший в Багдаде во время вспышки сверхновой. [23] [24]

Учитывая большое расстояние, дневная «гостевая звезда», которую наблюдали китайцы, могла быть только сверхновой — массивной взорвавшейся звездой, исчерпавшей запасы энергии ядерного синтеза и коллапсировавшей в себя. [25] [26] Недавний анализ исторических данных показал, что сверхновая, создавшая Крабовидную туманность, вероятно, появилась в апреле или начале мая, достигнув максимальной яркости между видимой звездной величиной от −7 до −4,5 (ярче даже, чем у Венеры −). 4.2 и все, что есть в ночном небе, кроме Луны ) к июлю. Сверхновая была видна невооруженным глазом около двух лет после первого наблюдения. [27]

Краб Пульсар

Изображение, объединяющее оптические данные Хаббла (красным цветом) и рентгеновские изображения рентгеновской обсерватории Чандра (синим цветом).

В 1960-х годах из-за предсказания и открытия пульсаров Крабовидная туманность снова стала основным центром внимания. Именно тогда Франко Пачини впервые предсказал существование Крабовидного Пульсара , что могло бы объяснить яркость облака. Звезда была открыта вскоре после этого в 1968 году [28] доктором Сьюзен Джоселин Белл . Открытие Крабовидного Пульсара и знание его точного возраста (почти с точностью до дня) позволяют проверить основные физические свойства этих объектов, такие как характерный возраст и светимость со спином вниз, соответствующие порядки величин (особенно сила магнитного поля ), а также различные аспекты, связанные с динамикой остатка. Роль этой сверхновой в научном понимании остатков сверхновых была решающей, поскольку ни одна другая историческая сверхновая не создала пульсара, точный возраст которого известен наверняка. Единственным возможным исключением из этого правила может быть SN 1181 , предполагаемый остаток которой 3C   58 является домом для пульсара, но его идентификация с использованием китайских наблюдений 1181 года оспаривается. [29]

Во внутренней части Крабовидной туманности преобладает пульсарная ветровая туманность, окружающая пульсар. Некоторые источники считают Крабовидную туманность примером как пульсарной ветровой туманности, так и остатка сверхновой, [30] [31] [32] , в то время как другие разделяют эти два явления на основе различных источников производства энергии и поведения. [5]

Источник высокоэнергетических гамма-лучей

Крабовидная туманность была первым астрофизическим объектом, который, как было подтверждено, излучает гамма-лучи в диапазоне очень высоких энергий (VHE) с энергией выше 100 ГэВ. Обнаружение VHE было выполнено в 1989 году с помощью 10-метрового гамма-телескопа обсерватории Уиппла [33] [34] , который открыл окно гамма-излучения VHE и с тех пор привел к обнаружению многочисленных источников VHE.

В 2019 году было замечено, что Крабовидная туманность излучает гамма-лучи с энергией более 100  ТэВ , что сделало ее первым обнаруженным источником с энергией выше 100 ТэВ. [35]

Физические параметры

Изображение Хаббла небольшой области Крабовидной туманности, демонстрирующее нестабильность Рэлея-Тейлора в ее сложной нитевидной структуре.

В видимом свете Крабовидная туманность состоит из массы нитей широкоовальной формы длиной около 6  угловых минут и шириной 4 угловых минуты (для сравнения, диаметр полной Луны составляет 30 угловых минут), окружающих рассеянную синюю центральную область. Считается, что в трех измерениях туманность имеет форму сплюснутого сфероида (по оценкам, на расстоянии 1380 пк/4500 св. лет) или вытянутого сфероида (по оценкам, на расстоянии 2020 пк/6600 св. [4] Нити являются остатками атмосферы звезды-прародительницы и состоят в основном из ионизированного гелия и водорода , а также углерода , кислорода , азота , железа , неона и серы . Температура нитей обычно составляет от 11 000 до 18 000  К , а их плотность составляет около 1300 частиц на см 3 . [36]

В 1953 году Иосиф Шкловский предположил, что диффузная синяя область преимущественно создается синхротронным излучением , которое представляет собой излучение, испускаемое искривленным движением электронов в магнитном поле. Излучение соответствовало электронам, движущимся со скоростью до половины скорости света . [37] Три года спустя теория была подтверждена наблюдениями. В 1960-х годах было обнаружено, что источником искривленных траекторий электронов является сильное магнитное поле , создаваемое нейтронной звездой в центре туманности. [38]

Расстояние

Несмотря на то, что Крабовидная туманность находится в центре внимания астрономов, расстояние до нее остается открытым вопросом из-за неопределенности каждого метода, используемого для оценки ее расстояния. В 2008 году было решено, что расстояние до Земли составляет 2,0 ± 0,5 кпк (6500 ± 1600 св. лет). [2] Таким образом, в самом длинном видимом измерении его размер составляет около 4,1 ± 1 пк (13 ± 3 св. лет) в поперечнике. [с]

В настоящее время Крабовидная туманность расширяется со скоростью около 1500 км/с (930 миль/с). [39] Изображения, сделанные с интервалом в несколько лет, показывают медленное расширение туманности, [40] и, сравнивая это угловое расширение со спектроскопически определенной скоростью расширения, можно оценить расстояние до туманности. В 1973 году анализ многих методов, использованных для расчета расстояния до туманности, пришел к выводу, что оно составляет около 1,9 кпк (6300 св. лет), что соответствует ныне цитируемому значению. [4]

Прослеживание ее расширения (при условии постоянного уменьшения скорости расширения из-за массы туманности) позволило определить дату создания туманности через несколько десятилетий после 1054 года, подразумевая, что ее внешняя скорость замедлилась меньше, чем предполагалось, после взрыва сверхновой. [41] Считается, что это уменьшенное замедление вызвано энергией пульсара, которая питается магнитным полем туманности, которое расширяется и выталкивает волокна туманности наружу. [42] [43]

Масса

Оценки общей массы туманности важны для оценки массы звезды-прародителя сверхновой. Количество вещества, содержащегося в нитях Крабовидной туманности (масса выброса ионизированного и нейтрального газа; в основном гелий [44] ), оценивается в4,6 ± 1,8  М ☉ . [45]

Богатый гелием тор

Одним из многих небулярных компонентов (или аномалий) Крабовидной туманности является богатый гелием тор , который виден как полоса с востока на запад, пересекающая область пульсара. Тор составляет около 25% видимого выброса. Однако расчеты показывают, что около 95% тора состоит из гелия. До сих пор не было предложено правдоподобного объяснения структуры тора. [46]

Центральная звезда

Замедленное видео Краба-Пульсара, снятое однофотонной камерой OES.
Данные орбитальных обсерваторий показывают неожиданные изменения в излучении рентгеновского излучения Крабовидной туманности, вероятно, связанные с окружающей средой вокруг ее центральной нейтронной звезды.
Ферми НАСА обнаружил «супервспышки» в Крабовидной туманности.

В центре Крабовидной туманности расположены две слабые 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 чрезвычайно необычен. [47] Область вокруг звезды была признана сильным источником радиоволн в 1949 году [48] и рентгеновских лучей в 1963 году, [49] и была идентифицирована как один из самых ярких объектов на небе по гамма-излучению в 1967 году. [50] Затем, в 1968 году, было обнаружено, что звезда излучает быстрые импульсы, став одним из первых открытых пульсаров . [24]

Пульсары — источники мощного электромагнитного излучения , испускаемого короткими и чрезвычайно регулярными импульсами много раз в секунду. Когда они были обнаружены в 1967 году, они были великой загадкой, и команда, определившая первое из них, рассматривала возможность того, что это может быть сигнал от развитой цивилизации. [51] Однако открытие пульсирующего радиоисточника в центре Крабовидной туманности стало убедительным доказательством того, что пульсары образовались в результате взрывов сверхновых. [52] Сейчас они считаются быстро вращающимися нейтронными звездами , чьи мощные магнитные поля концентрируют выбросы излучения в узкие лучи. [53]

Считается, что Крабовый Пульсар имеет диаметр около 28–30 км (17–19 миль); [54] он излучает импульсы радиации каждые 33  миллисекунды . [55] Импульсы излучаются на длинах волн всего электромагнитного спектра , от радиоволн до рентгеновских лучей. Как и у всех изолированных пульсаров, его период замедляется очень постепенно. Время от времени в периоде ее вращения наблюдаются резкие изменения, известные как «сбои», которые, как полагают, вызваны внезапным изменением ориентации внутри нейтронной звезды. Энергия , выделяющаяся при замедлении пульсара, огромна и обеспечивает излучение синхротронного излучения Крабовидной туманности, общая светимость которой примерно в 75 000 раз превышает светимость Солнца. [56]

Экстремальный выход энергии пульсара создает необычно динамичную область в центре Крабовидной туманности. В то время как большинство астрономических объектов развиваются настолько медленно, что изменения заметны только в течение многих лет, внутренние части Крабовидной туманности демонстрируют изменения в течение всего лишь нескольких дней. [57] Наиболее динамичной особенностью внутренней части туманности является точка, где экваториальный ветер пульсара врезается в основную часть туманности, образуя ударный фронт . Форма и положение этой особенности быстро меняются: экваториальный ветер проявляется в виде серии полосообразных деталей, которые становятся круче, ярче, а затем исчезают по мере удаления от пульсара и проникают в основную часть туманности. [57]

Звезда-прародительница

На этой последовательности изображений Хаббла показаны особенности внутренней Крабовидной туманности, меняющиеся за период в четыре месяца.

Звезду, взорвавшуюся как сверхновая, называют звездой-прародительницей сверхновой . Два типа звезд взрываются как сверхновые: белые карлики и массивные звезды . В так называемых сверхновых типа Ia газы, падающие на «мертвого» белого карлика, увеличивают его массу до тех пор, пока она не приближается к критическому уровню, пределу Чандрасекара , что приводит к безудержному термоядерному взрыву , который уничтожает звезду; в сверхновых типа Ib/c и типа II звезда-прародитель представляет собой массивную звезду, в ядре которой заканчивается топливо для питания реакций ядерного синтеза , и она коллапсирует сама по себе, высвобождая гравитационную потенциальную энергию в форме, которая сдувает внешние слои звезды. Сверхновые типа Ia не производят пульсаров, [58] поэтому пульсар в Крабовидной туманности показывает, что он, должно быть, образовался в результате коллапса ядра сверхновой. [59]

Теоретические модели взрывов сверхновых предполагают, что звезда, взорвавшаяся и образовавшая Крабовидную туманность, должна была иметь массу от 9 до 11  M ☉ . [46] [60] Звезды с массой менее 8  M ☉ считаются слишком маленькими, чтобы производить взрывы сверхновых, и вместо этого заканчивают свою жизнь, образуя планетарную туманность , в то время как звезда тяжелее 12  M ☉ могла бы образовать туманность с химический состав, отличный от наблюдаемого в Крабовидной туманности. [61] Однако недавние исследования показывают, что прародителем могла быть суперасимптотическая звезда гигантской ветви в диапазоне от 8 до 10  M ☉ , которая взорвалась бы в сверхновую с захватом электронов . [62] В июне 2021 года статья в журнале Nature Astronomy сообщила, что сверхновая SN 2018zd 2018 года (в галактике NGC 2146 , примерно в 31 миллионе световых лет от Земли) оказалась первым наблюдением сверхновой, захватывающей электроны [63] ] [64] [65] Взрыв сверхновой 1054 года, создавший Крабовидную туманность, считался лучшим кандидатом на роль сверхновой с захватом электронов, и статья 2021 года повышает вероятность того, что это было правильно. [64] [65]

Серьезной проблемой в исследованиях Крабовидной туманности является то, что совокупная масса туманности и пульсара в сумме значительно меньше предсказанной массы звезды-прародительницы, и вопрос о том, где находится «недостающая масса», остается нерешенным. [45] Оценки массы туманности производятся путем измерения общего количества излучаемого света и расчета необходимой массы с учетом измеренных температуры и плотности туманности. Оценки варьируются в пределах 1–5  M ☉ , причем общепринятым значением является 2–3  M ☉ . [61] Масса нейтронной звезды оценивается в пределах от 1,4 до 2  M ☉ .

Преобладающая теория, объясняющая недостающую массу Крабовидной туманности, заключается в том, что значительная часть массы прародительницы была унесена перед взрывом сверхновой быстрым звездным ветром - явление, обычно наблюдаемое у звезд Вольфа-Райе . Однако это создало бы оболочку вокруг туманности. Хотя были предприняты попытки наблюдать оболочку на нескольких длинах волн, ни одна из них пока не обнаружена. [66]

Транзиты тел Солнечной системы

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

Крабовидная туманность находится примерно в 1,5 градусах от эклиптики — плоскости орбиты Земли вокруг Солнца. Это означает, что Луна, а иногда и планеты, могут проходить через туманность или закрывать ее. Хотя Солнце не проходит транзитом через туманность, его корона проходит перед ним. Эти транзиты и затмения можно использовать для анализа как туманности, так и объекта, проходящего перед ней, путем наблюдения за тем, как излучение туманности изменяется проходящим телом.

Лунный

Лунные транзиты использовались для картирования рентгеновского излучения туманности. До запуска спутников рентгеновских наблюдений, таких как рентгеновская обсерватория «Чандра» , рентгеновские наблюдения обычно имели довольно низкое угловое разрешение , но когда Луна проходит перед туманностью, ее положение известно очень точно, и поэтому изменения яркости туманности можно использовать для создания карт рентгеновского излучения. [67] Когда рентгеновские лучи были впервые обнаружены в Крабовидной туманности, лунное затмение было использовано для определения точного местоположения их источника. [49]

Солнечная

Солнечная корона проходит перед Крабовидной туманностью каждый июнь. Вариации радиоволн, принимаемых от Крабовидной туманности в это время, можно использовать для получения подробной информации о плотности и структуре короны. Ранние наблюдения установили, что корона простиралась на гораздо большие расстояния, чем считалось ранее; более поздние наблюдения показали, что плотность короны существенно варьируется. [68]

Другие объекты

Очень редко Сатурн проходит через Крабовидную туманность. Его транзит 4 января 2003 г. ( UTC ) был первым с 31 декабря 1295 г. ( OS ); другое произойдет не раньше 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 -лучи в его атмосфере. Эти наблюдения показали, что толщина атмосферы Титана составляет 880 км (550 миль). [69] Сам транзит Сатурна наблюдать невозможно, поскольку Чандра в это время проходила через пояса Ван Аллена .

Галерея

Крабовидная туманность видна в радио , инфракрасном , видимом свете , ультрафиолете , рентгеновских и гамма-лучах (8 марта 2015 г.)
Крабовидная туманность - пять обсерваторий (10 мая 2017 г.)
Крабовидная туманность – пять обсерваторий (анимация; 10 мая 2017 г.)
Крабовидная туманность получена с помощью космического телескопа Джеймса Уэбба в инфракрасном диапазоне с помощью камеры NIRCam (камера ближнего инфракрасного диапазона) и MIRI (прибор среднего инфракрасного диапазона). (30 октября 2023 г.)

Смотрите также

Примечания

  1. ↑ Размер измерен на очень глубокой тарелке, сделанной Сидни ван ден Бергом в конце 1969 года. [4] [70]
  2. ^ Видимая магнитуда 8,4 - модуль расстояния11,5 ± 0,5 =−3,1 ± 0,5
  3. ^ расстояние × загар (диаметр_угол = 420 дюймов) =4,1 ± 1,0 шт. диаметр =Диаметр 13 ± 3 световых года
  4. ↑ Природа туманности в то время была неизвестна.

Рекомендации

  1. ^ abc "М 1". СИМБАД . Центр астрономических исследований Страсбурга . Проверено 12 февраля 2012 г.
  2. ^ аб Каплан, Дэвид Л.; и другие. (2008). «Точное правильное движение краба-пульсара и сложность проверки выравнивания спин-удара молодых нейтронных звезд». Астрофизический журнал . 677 (2): 1201–1215. arXiv : 0801.1142 . Бибкод : 2008ApJ...677.1201K. дои : 10.1086/529026. S2CID  17840947.
  3. ^ "Мессье 1". Каталог SEDS Мессье . Проверено 27 апреля 2022 г.
  4. ^ abcd Тримбл, Вирджиния Луиза (1973). «Расстояние до Крабовидной туманности и NP 0532». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 85 (507): 579–585. Бибкод : 1973PASP...85..579T. дои : 10.1086/129507. JSTOR  40675440. S2CID  122277030.
  5. ^ Аб Хестер, Джей-Джей (2008). «Крабовидная туманность: астрофизическая химера». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 46 : 127–155. Бибкод : 2008ARA&A..46..127H. doi :10.1146/annurev.astro.45.051806.110608.
  6. ^ аб Ридпат, Ян. «Лорд Росс и Крабовидная туманность». Звездные сказки . Проверено 6 сентября 2023 г.
  7. ↑ Гарнер, Роб (6 октября 2017 г.). «Мессье 1 (Крабовидная туманность)». НАСА . Проверено 27 апреля 2022 г.
  8. ^ аб Лэмпланд, Колорадо (1921). «Наблюдаемые изменения в структуре туманности «Крабовидная» (NGC 1952)». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 33 (192): 79–84. Бибкод : 1921PASP...33...79L. дои : 10.1086/123039. JSTOR  40710638. S2CID  122115955.
  9. ^ Катгерт-Меркелин, Дж. и Дамен, Дж. (2000). «Краткая биография Яна Хендрика Оорта: 7. Крабовидная туманность». Библиотека Лейденского университета. Архивировано из оригинала 4 сентября 2014 года . Проверено 9 марта 2015 г.
  10. ^ abc Барроу, Джон Д. (2008). Космические образы: ключевые образы в истории науки. Случайный дом. п. 45. ИСБН 978-0-224-07523-7.
  11. ^ Аб Пью, Филип (ноябрь 2011 г.). Наблюдение объектов Мессье в небольшой телескоп: по следам великого наблюдателя. Спрингер Наука. стр. 8–10. ISBN 978-0-387-85357-4.
  12. ^ abc Mayall, Николас Ульрих (1939). «Крабовидная туманность, вероятная сверхновая». Листовки Астрономического общества Тихоокеанского общества . 3 (119): 145. Бибкод : 1939ASPL....3..145M.
  13. ^ Парсонс, Уильям (1844). «Наблюдения за некоторыми туманностями». Философские труды Лондонского королевского общества . 134 . инжир. 81, фото xviii, с. 321. дои : 10.1098/rstl.1844.0012. JSTOR  108366. S2CID  186212669.
  14. ^ Джонс, Кеннет Глин (1975). Поиски туманностей. Альфа Академик. ISBN 978-0-905193-01-4.
  15. ^ Дэвид Леверингтон (2012). История астрономии: с 1890 года по настоящее время. Springer Science & Business Media. п. 197. ИСБН 978-1-4471-2124-4.
  16. ^ аб Лундмарк, Кнут (1921). «Предполагаемые новые звезды, зафиксированные в старых хрониках и среди недавних наблюдений меридианов». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 33 (195): 225–238. Бибкод : 1921PASP...33..225L. дои : 10.1086/123101. JSTOR  40668518. S2CID  120275870.
  17. ^ Дункан, Джон Чарльз (1921). «Изменения, наблюдаемые в Крабовидной туманности в Тельце». Труды Национальной академии наук . 7 (6): 179–181. Бибкод : 1921PNAS....7..179D. дои : 10.1073/pnas.7.6.179 . ПМЦ 1084821 . ПМИД  16586833. 
  18. ^ Шринивасан, Г. (1997). «Нейтронные звезды». Звездные остатки . Конспект лекций 1995 г., Швейцарское общество астрофизики и астрономии. Спрингер Наука. п. 108. ИСБН 978-3-540-61520-0.
  19. ↑ 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 г.
  20. ^ Фудзивара-но Садайе (ок. 1200 г.). Мэйгецуки [ Запись ясной луны ].
  21. ^ Стивенсон, Ф. Ричард; Грин, Дэвид А. (2003). «2003JAHH....6...46S Страница 46». Журнал астрономической истории и наследия . 6 (1): 46. Бибкод : 2003JAHH....6...46S. doi :10.3724/SP.J.1440-2807.2003.01.05. S2CID  128868531.
  22. ^ Джинджерич, Оуэн (апрель 1986 г.). «Исламская астрономия» (PDF) . Научный американец . 254 (10): 74. Бибкод : 1986SciAm.254d..74G. doi : 10.1038/scientificamerican0486-74.
  23. ^ Ибн Аби Усайбия (1971) [1245–1246]. «Глава 10: О классах врачей Ирака, аль-Джазиры и Дияра Бекра». Жизнь врачей . Копф, Лотар (пер.).
  24. ^ Аб Грин, Дэвид А. и Стивенсон, Ф. Ричард (2003). «Исторические сверхновые». В Вейлере, К.В. (ред.). Сверхновые и гамма-всплески . Конспект лекций по физике. Том. 598. Берлин: Шпрингер. стр. 7–19. arXiv : astro-ph/0301603 . Бибкод : 2003ЛНП...598....7Г. дои : 10.1007/3-540-45863-8_2. ISBN 978-3-540-44053-6. S2CID  17099919. {{cite book}}: |journal=игнорируется ( помощь )
  25. ^ Тао, Ли (2004). Сюй Цзыжи Тунцзянь Чанбянь (на китайском языке). Том. 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。
  26. ^ Сун Хуйяо (на китайском языке).嘉佑元年三月，司天监言：'客星没，客去之兆也'。初,至和元年五月,晨出东方,守天关。昼如太白,芒角四出,色赤白,凡见二十三日。
  27. ^ Коллинз, Джордж II; и другие. (1999). «Переосмысление исторических ссылок на сверхновую 1054 года нашей эры». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 111 (761): 871–880. arXiv : astro-ph/9904285 . Бибкод : 1999PASP..111..871C. дои : 10.1086/316401. S2CID  14452581.
  28. ^ Сетти, Джанкарло (2012). «Франко Пачини (1939–2012)». Бюллетень Американского астрономического общества . 44 : 011. doi : 10.3847/BAASOBIT2012011 (неактивен 31 января 2024 г.). Архивировано из оригинала 6 февраля 2020 года.{{cite journal}}: CS1 maint: DOI inactive as of January 2024 (link)
  29. ^ Битенхольц, MF (июль 2006 г.). «Радиоизображения 3C 58: расширение и движение ее огонька». Астрофизический журнал . 645 (2): 1180–1187. arXiv : astro-ph/0603197 . Бибкод : 2006ApJ...645.1180B. дои : 10.1086/504584. S2CID  16820726.
  30. ^ Генслер, Брайан М.; Слейн, Патрик О. (18 августа 2006 г.). «Эволюция и структура туманностей пульсарного ветра». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 44 (1): 17–47. arXiv : astro-ph/0601081 . Бибкод : 2006ARA&A..44...17G. doi : 10.1146/annurev.astro.44.051905.092528. ISSN  0066-4146. S2CID  10699344.
  31. ^ «РЕНТГЕНОВСКАЯ ВСЕЛЕННАЯ :: Создайте пульсар: Крабовидная туманность в 3D» . chandra.cfa.harvard.edu . Проверено 31 октября 2020 г. Туманность [Крабовидная] не является классическим остатком сверхновой, как когда-то принято думать, но эту систему лучше классифицировать как ветровую туманность пульсара.
  32. ^ "Пульсарные туманности Ветра". Смитсоновская астрофизическая обсерватория. 4 ноября 2016 г. Проверено 26 марта 2017 г.
  33. ^ Гиббс, Кеннет Джерард (1987). ПРИМЕНЕНИЕ ИЗОБРАЖЕНИЙ К МЕТОДИКЕ ЧЕРЕНКОВА АТМОСФЕРЫ: НАБЛЮДЕНИЯ КРАБОВОЙ ТУМАННОСТИ. Университет Аризоны.
  34. ^ Уикс, TC (1989). «Наблюдение ТэВ-гамма-лучей из Крабовидной туманности с использованием метода изображения Черенкова атмосферы» (PDF) . Астрофизический журнал . 342 : 379. Бибкод : 1989ApJ...342..379W. дои : 10.1086/167599. S2CID  119424766.
  35. ^ Аменомори, М.; и другие. (июнь 2019 г.). «Первое обнаружение фотонов с энергией выше 100 ТэВ из астрофизического источника». Письма о физических отзывах . 123 (5): 051101. arXiv : 1906.05521 . Бибкод : 2019PhRvL.123e1101A. doi : 10.1103/PhysRevLett.123.051101. PMID  31491288. S2CID  189762075.
  36. ^ Фезен, Р.А. и Киршнер, Р.П. (1982). «Крабовидная туманность. I – Спектрофотометрия нитей». Астрофизический журнал . 258 (1): 1–10. Бибкод : 1982ApJ...258....1F. дои : 10.1086/160043.
  37. ^ Шкловский, Иосиф (1953). «О природе оптического излучения Крабовидной туманности». Доклады Академии наук СССР . 90 : 983. Бибкод :1957СвА.....1..690С.
  38. ^ Берн, Би Джей (1973). «Синхротронная модель континуального спектра Крабовидной туманности». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 165 (4): 421–429. Бибкод : 1973MNRAS.165..421B. дои : 10.1093/mnras/165.4.421.
  39. ^ Битенхольц, МФ; и другие. (1991). «Расширение Крабовидной туманности». Письма астрофизического журнала . 373 : L59–L62. Бибкод : 1991ApJ...373L..59B. дои : 10.1086/186051.
  40. ^ Немиров, Р.; Боннелл, Дж., ред. (27 декабря 2001 г.). «Анимация, показывающая расширение с 1973 по 2001 год». Астрономическая картина дня . НАСА . Проверено 10 марта 2010 г.
  41. ^ Тримбл, Вирджиния Луиза (1968). «Движение и структура волокнистой оболочки Крабовидной туманности» (PDF) . Астрономический журнал . 73 : 535. Бибкод : 1968AJ.....73..535T. дои : 10.1086/110658. S2CID  120669550.
  42. ^ Бейгер, М. и Хэнзель, П. (2003). «Ускоренное расширение Крабовидной туманности и оценка параметров ее нейтронной звезды». Астрономия и астрофизика . 405 (2): 747–751. arXiv : astro-ph/0301071 . Бибкод : 2003A&A...405..747B. дои : 10.1051/0004-6361:20030642. S2CID  10254761.
  43. ^ «Крабовидная туманность взорвалась в 1054 году». Астрономия.com . 8 июня 2007 г. Проверено 10 сентября 2014 г.
  44. ^ Грин, Д.А.; и другие. (2004). «Наблюдения Крабовидной туманности в дальнем инфракрасном и субмиллиметровом диапазоне». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 355 (4): 1315–1326. arXiv : astro-ph/0409469 . Бибкод : 2004MNRAS.355.1315G. дои : 10.1111/j.1365-2966.2004.08414.x. S2CID  6914133.
  45. ^ аб Фезен, Роберт А.; и другие. (1997). «Оптическое исследование околозвездной среды вокруг Крабовидной туманности». Астрономический журнал . 113 : 354–363. Бибкод : 1997AJ....113..354F. дои : 10.1086/118258. hdl : 2060/19970022615.
  46. ^ аб Макэлпайн, Гордон М.; 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 . Бибкод : 2007AJ....133...81M. дои : 10.1086/509504. S2CID  18599459.
  47. ^ Минковский, Рудольф (сентябрь 1942 г.). «Крабовидная туманность». Астрофизический журнал . 96 : 199. Бибкод : 1942ApJ....96..199M. дои : 10.1086/144447.
  48. ^ Болтон, Джон Г .; и другие. (1949). «Положения трех дискретных источников галактического радиочастотного излучения». Природа . 164 (4159): 101–102. Бибкод : 1949Natur.164..101B. дои : 10.1038/164101b0. S2CID  4073162.
  49. ^ аб Бойер, С.; и другие. (1964). «Лунное затмение рентгеновского излучения Крабовидной туманности». Наука . 146 (3646): 912–917. Бибкод : 1964Sci...146..912B. дои : 10.1126/science.146.3646.912. PMID  17777056. S2CID  12749817.
  50. ^ Хеймс, RC; и другие. (1968). «Наблюдение гамма-излучения Крабовидной туманности». Письма астрофизического журнала . 151 : Л9. Бибкод : 1968ApJ...151L...9H. дои : 10.1086/180129.
  51. ^ Дель Пуэрто, К. (2005). «Пульсары в заголовках». Серия публикаций EAS . 16 : 115–119. Бибкод : 2005EAS....16..115D. дои : 10.1051/eas: 2005070.
  52. ^ ЛаВиолетт, Пол А. (апрель 2006 г.). Расшифровка послания пульсаров: разумная связь из галактики. Медведь и Ко с. 73. ИСБН 978-1-59143-062-9.
  53. ^ ЛаВиолетт, Пол А. (апрель 2006 г.). Расшифровка послания пульсаров: разумная связь из галактики. Медведь и Ко с. 135. ИСБН 978-1-59143-062-9.
  54. ^ Бейгер, М. и Хэнзель, П. (2002). «Моменты инерции нейтронных и странных звезд: пределы, полученные для пульсара в Крабе». Астрономия и астрофизика . 396 (3): 917–921. arXiv : astro-ph/0209151 . Бибкод : 2002A&A...396..917B. дои : 10.1051/0004-6361:20021241. S2CID  13946022.
  55. ^ Харнден, Франция и Сьюард, Флорида (1984). «Эйнштейновские наблюдения пульсара Крабовидной туманности». Астрофизический журнал . 283 : 279–285. Бибкод : 1984ApJ...283..279H. дои : 10.1086/162304.
  56. ^ Кауфманн, WJ (1996). Вселенная (4-е изд.). У. Х. Фриман . п. 428. ИСБН 978-0-7167-2379-0.
  57. ^ аб Хестер, Дж. Джефф; и другие. (1996). «Чрезвычайно динамичная структура внутренней Крабовидной туманности». Бюллетень Американского астрономического общества . 28 (2): 950. Бибкод : 1996BAAS...28..950H.
  58. ^ Пасачофф, Джей М. и Филиппенко, Алекс (август 2013 г.). Космос: астрономия в новом тысячелетии. Издательство Кембриджского университета. п. 357. ИСБН 978-1-107-27695-6.
  59. ^ Маоз, Дэн (декабрь 2011 г.). Коротко об астрофизике. Издательство Принстонского университета. п. 90. ИСБН 978-1-4008-3934-6.
  60. ^ Номото, К. (январь 1985 г.). «Эволюционные модели прародительницы Крабовидной туманности». Крабовидная туманность и связанные с ней остатки сверхновых: материалы семинара, состоявшегося в Университете Джорджа Мейсона, Фэрфакс, Вирджиния, 11–12 октября 1984 г. Издательство Кембриджского университета . стр. 97–113. Бибкод : 1985cnrs.work...97N. ISBN 0-521-30530-6. {{cite book}}: |journal=игнорируется ( помощь )
  61. ^ Аб Дэвидсон, К. и Фезен, Р.А. (1985). «Последние события, касающиеся Крабовидной туманности». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 23 (507): 119–146. Бибкод : 1985ARA&A..23..119D. doi : 10.1146/annurev.aa.23.090185.001003.
  62. ^ Томинага, Н.; и другие. (2013). «Взрывы сверхновых звезд суперасимптотической ветви гигантов: многоцветные кривые блеска сверхновых с захватом электронов». Письма астрофизического журнала . 771 (1): Л12. arXiv : 1305.6813 . Бибкод : 2013ApJ...771L..12T. дои : 10.1088/2041-8205/771/1/L12. S2CID  118860608.
  63. ^ Хирамацу Д., Хауэлл Д., Ван С. и др. (28 июня 2021 г.). «Происхождение сверхновой 2018zd в результате электронного захвата». Нат Астрон . 5 (9): 903–910. arXiv : 2011.02176 . Бибкод : 2021NatAs...5..903H. дои : 10.1038/s41550-021-01384-2. S2CID  226246044.
  64. ^ ab «Наблюдается новый, третий тип сверхновой». Обсерватория В.М.Кека . 28 июня 2021 г.
  65. ^ ab «Астрономы открывают новый тип сверхновой». Новости РТЕ . ПА . 28 июня 2021 г. Проверено 1 июля 2021 г.
  66. ^ Фрайл, Д.А.; и другие. (1995). «Есть ли у краба панцирь?». Письма астрофизического журнала . 454 (2): L129–L132. arXiv : astro-ph/9509135 . Бибкод : 1995ApJ...454L.129F. дои : 10.1086/309794. S2CID  14787898.
  67. ^ Палмиери, ТМ; и другие. (1975). «Пространственное распределение рентгеновских лучей в Крабовидной туманности». Астрофизический журнал . 202 : 494–497. Бибкод : 1975ApJ...202..494P. дои : 10.1086/153998.
  68. ^ Эриксон, WC (1964). «Свойства рассеяния радиоволн солнечной короны». Астрофизический журнал . 139 : 1290. Бибкод : 1964ApJ...139.1290E. дои : 10.1086/147865.
  69. ^ Мори, К.; и другие. (2004). «Рентгеновское измерение протяженности атмосферы Титана по результатам его прохождения через Крабовидную туманность». Астрофизический журнал . 607 (2): 1065–1069. arXiv : astro-ph/0403283 . Бибкод : 2004ApJ...607.1065M. дои : 10.1086/383521. S2CID  8836905.Изображения Чандры, использованные Мори и др. можно посмотреть здесь.
  70. ^ ван ден Берг, Сидней (1970). «Джетоподобная структура, связанная с Крабовидной туманностью». Письма астрофизического журнала . 160 : Л27. Бибкод : 1970ApJ...160L..27V. дои : 10.1086/180516.

Внешние ссылки

Викискладе есть медиафайлы, связанные с Мессье-1.