Крабовидная туманность -Crab Nebula

Крабовидная туманность
Остаток сверхновой
Крабовидная туманность.jpg
Мозаичное изображение космического телескопа Хаббла , собранное из 24 отдельных снимков широкоугольной и планетарной камеры 2 , сделанных в октябре 1999 г., январе 2000 г. и декабре 2000 г.
Данные наблюдений: эпоха J2000.0
прямое восхождение 05 ч 34 м 31,94 с
склонение +22° 00′ 52,2″
Расстояние 6500 ± 1600  св. лет    (2000 ± 500  шт. )
Видимая звездная величина (В) 8.4
Габаритные размеры (В) 420″ × 290″
Созвездие Телец
Физические характеристики
Радиус ~ 5,5 св. Лет (~ 1,7 пк)
Абсолютная величина (В) −3,1 ± 0,5
Примечательные особенности Оптический пульсар
Обозначения Мессье 1, NGC 1952, Телец А, Ш 2-244
Смотрите также: Списки туманностей

Крабовидная туманность ( каталожные обозначения M 1, NGC 1952, Taurus A) — остаток сверхновой и туманность пульсарного ветра в созвездии Тельца . Общее название происходит от Уильяма Парсонса, 3-го графа Росса , который наблюдал объект в 1842 году с помощью 36-дюймового (91 см) телескопа и сделал рисунок, который чем-то напоминал краба. Туманность была открыта английским астрономом Джоном Бевисом в 1731 году, и она соответствует яркой сверхновой , зарегистрированной китайскими астрономами в 1054 году. Туманность была первым идентифицированным астрономическим объектом, который соответствует историческому взрыву сверхновой.

При видимой величине 8,4, сравнимой с величиной спутника Сатурна Титана , он не виден невооруженным глазом, но его можно разглядеть в бинокль при благоприятных условиях. Туманность находится в рукаве Персея галактики Млечный Путь , на расстоянии около 2,0 килопарсеков (6500  световых лет ) от Земли. Его диаметр составляет 3,4 парсека (11 световых лет), что соответствует кажущемуся диаметру около 7  угловых минут , и он расширяется со скоростью около 1500 километров в секунду (930 миль в секунду), 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 выше 10 ТэВ . Излучение туманности позволяет детально изучить скрывающие ее небесные тела . В 1950-х и 1960-х годах солнечная корона была нанесена на карту на основе наблюдений за прохождением через нее радиоволн Крабовидной туманности, а в 2003 году была измерена толщина атмосферы Титана, спутника Сатурна, поскольку она блокировала рентгеновские лучи туманности.

История наблюдений

Современное понимание того, что Крабовидная туманность была создана сверхновой, восходит к 1921 году, когда Карл Отто Лэмпленд объявил, что видел изменения в структуре туманности. Это в конечном итоге привело к выводу, что создание Крабовидной туманности соответствует яркой сверхновой SN 1054 , зарегистрированной средневековыми астрономами в 1054 году нашей эры.

Первая идентификация

Репродукция первого изображения туманности лорда Росса (1844 г.) (цвет инвертирован, чтобы изображение было белым на черном)
HaRGB -изображение Крабовидной туманности с Ливерпульского телескопа , общая выдержка 1,4 часа.
Крабовидная туманность M1

Крабовидная туманность была впервые идентифицирована в 1731 году Джоном Бевисом . Туманность была заново открыта Шарлем Мессье в 1758 году, когда он наблюдал яркую комету . Мессье внес его в каталог как первую запись в своем каталоге кометоподобных объектов; в 1757 году Алексис Клеро пересмотрел расчеты Эдмунда Галлея и предсказал возвращение кометы Галлея в конце 1758 года. Точное время возвращения кометы потребовало учета возмущений на ее орбите, вызванных планетами в Солнечной системе, такими как Юпитер, который Клеро и два его коллеги , Жером Лаланд и Николь-Рейн Лепо , провели более точные исследования, чем Галлей, обнаружив, что комета должна появиться в созвездии Тельца . В тщетных поисках кометы Шарль Мессье нашел Крабовидную туманность, которую он сначала принял за комету Галлея. После некоторого наблюдения, заметив, что объект, за которым он наблюдал, не движется по небу, Мессье пришел к выводу, что объект не является кометой. Затем Мессье осознал полезность составления каталога небесных объектов облачной природы, но зафиксированных на небе, чтобы избежать ошибочного каталогизации их как комет. Это осознание привело его к составлению « Каталога Мессье ».

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. Уильям Парсонс, 3-й граф Росс, наблюдал туманность в замке Бирр в 1844 году с помощью 36-дюймового (0,9 м) телескопа и назвал объект «Крабовидной туманностью», потому что рисунок, который он сделал, выглядел как краб . Он снова наблюдал его позже, в 1848 году, с помощью 72-дюймового (1,8 м) телескопа, но не смог подтвердить предполагаемое сходство, но название, тем не менее, прижилось.

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. В начале двадцатого века анализ ранних фотографий туманности, сделанных с разницей в несколько лет, показал, что она расширяется. Отслеживание расширения показало, что туманность должна была стать 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.

В 1913 году, когда Весто Слайфер зарегистрировал свое спектроскопическое исследование неба, Крабовидная туманность снова стала одним из первых объектов, которые нужно было изучить. Изменения в облаке, свидетельствующие о его небольшой протяженности, были обнаружены Карлом Лэмплендом в 1921 году. В том же году Джон Чарльз Дункан продемонстрировал, что остаток расширяется, а Кнут Лундмарк отметил его близость к приглашенной звезде 1054 года.

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 веков.

После первоначальной связи с китайскими наблюдениями в 1934 году были сделаны связи с японской ссылкой 13-го века на « приглашенную звезду » в Мейгецуки за несколько недель до китайской ссылки. Это событие долгое время считалось незарегистрированным в исламской астрономии, но в 1978 году упоминание было найдено в копии 13-го века, сделанной Ибн Аби Усайбией , с работы Ибн Бутлана , христианского врача- несторианина , работавшего в Багдаде во время сверхновой.

Учитывая большое расстояние, дневная «звезда-гость», которую наблюдали китайцы, могла быть только сверхновой — массивной взрывающейся звездой, исчерпавшей свой запас энергии от ядерного синтеза и схлопнувшейся сама на себя. Недавний анализ исторических записей показал, что сверхновая, создавшая Крабовидную туманность, вероятно, появилась в апреле или начале мая, достигнув максимальной яркости между видимой величиной -7 и -4,5 (ярче даже, чем у Венеры -4,2 и всего в ночи). небо, кроме Луны ) к июлю. Сверхновая была видна невооруженным глазом около двух лет после первого наблюдения.

Крабовый пульсар

Изображение, объединяющее оптические данные Хаббла (красный цвет) и рентгеновские изображения рентгеновской обсерватории Чандра (синий цвет).

В 1960-х годах, благодаря предсказанию и открытию пульсаров , Крабовидная туманность снова стала центром внимания. Именно тогда Франко Пачини впервые предсказал существование Крабовидного пульсара , что объяснило бы яркость облака. Звезда была обнаружена вскоре после этого в 1968 году. 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 вращением вниз. , задействованные порядки величины (особенно сила магнитного поля ), а также различные аспекты, связанные с динамикой остатка. Роль этой сверхновой для научного понимания остатков сверхновых была решающей, поскольку ни одна другая историческая сверхновая не создала пульсар, точный возраст которого известен наверняка. Единственным возможным исключением из этого правила может быть SN 1181 , чей предполагаемый остаток 3C  58 является домом для пульсара, но его идентификация с использованием китайских наблюдений 1181 года оспаривается.

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, в то время как другие разделяют эти два явления на основе разных источников производства энергии и поведения.

Источник высокоэнергетического гамма-излучения

Крабовидная туманность была первым астрофизическим объектом, излучающим гамма-лучи в диапазоне очень высоких энергий (СВЭ) с энергией выше 100 ГэВ. Обнаружение СВЭ было проведено в 1989 году с помощью 10-метрового гамма-телескопа обсерватории Уиппла, который открыл окно гамма-излучения ВСЭ и с тех пор привел к обнаружению многочисленных источников СВЭ.

В 2019 году было замечено, что Крабовидная туманность испускает гамма-лучи мощностью более 100  ТэВ , что делает ее первым идентифицированным источником с энергией выше 100 ТэВ.

Физические параметры

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

В видимом свете Крабовидная туманность состоит из массы волокон  овальной формы , около 6 угловых минут в длину и 4 угловых минуты в ширину (для сравнения, диаметр полной Луны составляет 30 угловых минут), окружающих размытую голубую центральную область. Считается, что в трех измерениях туманность имеет форму либо сплюснутого сфероида (по оценкам, 1380 пк/4500 лет), либо вытянутого сфероида (оценка 2020 пк/6600 лет). Нити представляют собой остатки атмосферы звезды-прародителя и состоят в основном из ионизированного гелия и водорода , а также из 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 .

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

Расстояние

Несмотря на то, что Крабовидная туманность привлекает большое внимание астрономов, вопрос о расстоянии до нее остается открытым из-за неточностей в каждом методе, используемом для оценки расстояния до нее. В 2008 г. было достигнуто согласие, что его расстояние от Земли составляет 2,0 ± 0,5 кпк (6 500 ± 1 600 световых лет). Таким образом, по самому длинному видимому измерению он имеет размеры около 4,1 ± 1 пк (13 ± 3 св. Лет) в поперечнике.

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

Сам крабовый пульсар был открыт в 1968 году доктором Сьюзан Джоселин Белл . 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 внешняя скорость уменьшилась меньше, чем предполагалось, после взрыва сверхновой. Считается, что это уменьшенное замедление вызвано энергией пульсара, которая питает магнитное поле туманности, которое расширяется и выталкивает нити туманности наружу.

масса

Оценки общей массы туманности важны для оценки массы звезды-прародительницы сверхновой. Количество вещества, содержащегося в нитях Крабовидной туманности (масса выброса ионизированного и нейтрального газа, в основном гелия ), оценивается в4,6 ± 1,8  М .

Богатый гелием тор

Одним из многих туманных компонентов (или аномалий) Крабовидной туманности является богатый гелием тор , который виден как полоса с востока на запад, пересекающая область пульсара. Тор составляет около 25% видимых выбросов. Однако расчет предполагает, что около 95% тора состоит из гелия. До сих пор не было выдвинуто правдоподобного объяснения строения тора.

Центральная звезда

Замедленное видео Crab Pulsar, снятое с помощью однофотонной камеры OES.
Данные орбитальных обсерваторий показывают неожиданные изменения в рентгеновском выходе Крабовидной туманности, вероятно, связанные с окружающей средой вокруг ее центральной нейтронной звезды.
Зонд Ферми НАСА обнаружил «супервспышки» в Крабовидной туманности.

В центре Крабовидной туманности находятся две слабые звезды, одна из которых является звездой, ответственной за существование туманности. Он был идентифицирован как таковой в 1942 году, когда Рудольф Минковски обнаружил, что его оптический спектр чрезвычайно необычен. Было обнаружено, что область вокруг звезды является сильным источником радиоволн в 1949 г. и рентгеновских лучей в 1963 г., а в 1967 г. она была идентифицирована как один из самых ярких объектов на небе в гамма-лучах . Затем, в 1968 г., звезда была было обнаружено, что он испускает свое излучение быстрыми импульсами, став одним из первых обнаруженных пульсаров .

Пульсары являются источниками мощного электромагнитного излучения , испускаемого короткими и чрезвычайно регулярными импульсами много раз в секунду. Когда они были обнаружены в 1967 году, они были большой загадкой, и команда, идентифицировавшая первую, рассматривала возможность того, что это мог быть сигнал от развитой цивилизации. Однако открытие пульсирующего радиоисточника в центре Крабовидной туманности стало веским доказательством того, что пульсары образовались в результате взрывов сверхновых. Теперь они считаются быстро вращающимися нейтронными звездами , мощные магнитные поля которых концентрируют их излучение в узкие пучки.

Считается, что крабовый пульсар имеет диаметр около 28–30 км (17–19 миль); он испускает импульсы излучения каждые 33  миллисекунды . Импульсы излучаются на длинах волн во всем электромагнитном спектре , от радиоволн до рентгеновских лучей. Как и у всех изолированных пульсаров, его период очень постепенно замедляется. Иногда период ее вращения показывает резкие изменения, известные как «сбои», которые, как полагают, вызваны внезапной перестройкой внутри нейтронной звезды. Энергия , высвобождаемая при замедлении пульсара, огромна и обеспечивает излучение синхротронного излучения Крабовидной туманности, общая светимость которой примерно в 75 000 раз превышает светимость Солнца.

Экстремальный выход энергии пульсара создает необычайно динамичную область в центре Крабовидной туманности. В то время как большинство астрономических объектов развиваются так медленно, что изменения видны только в течение многих лет, внутренние части Крабовидной туманности показывают изменения в течение нескольких дней. Наиболее динамичной особенностью внутренней части туманности является точка, где экваториальный ветер пульсара врезается в основную часть туманности, образуя фронт ударной волны . Форма и положение этой детали быстро меняются, а экваториальный ветер проявляется в виде серии струеобразных деталей, которые становятся круче, ярче, а затем исчезают по мере удаления от пульсара, проникая в основное тело туманности.

Прародительница звезды

На этой последовательности изображений Хаббла показаны особенности внутренней части Крабовидной туманности, меняющиеся в течение четырех месяцев.

Звезда, взорвавшаяся как сверхновая, называется звездой-прародительницей сверхновой . Два типа звезд взрываются как сверхновые: белые карлики и массивные звезды . В так называемых сверхновых типа Ia газы, падающие на «мертвого» белого карлика, увеличивают его массу до тех пор, пока она не приблизится к критическому уровню, пределу Чандрасекара , что приводит к безудержному взрыву ядерного синтеза , который уничтожает звезду; в сверхновых типа Ib / c и типа II звезда-прародитель представляет собой массивную звезду, в ядре которой заканчивается топливо для обеспечения реакций ядерного синтеза , и она коллапсирует сама в себя, высвобождая потенциальную гравитационную энергию в форме, которая сдувает внешние слои звезды. Сверхновые типа Ia не производят пульсаров, поэтому пульсар в Крабовидной туманности показывает, что он должен был образоваться в результате коллапса ядра сверхновой.

Теоретические модели взрывов сверхновых предполагают, что звезда, взорвавшаяся с образованием Крабовидной туманности, должна была иметь массу от 9 до 11  M . Считается, что звезды с массой менее 8  M слишком малы, чтобы произвести взрывы сверхновых, и заканчивают свою жизнь, создавая вместо этого планетарную туманность , в то время как звезда тяжелее 12  M произвела бы туманность с другим химическим составом. наблюдается в Крабовидной туманности. Недавние исследования, однако, предполагают, что прародителем могла быть сверхасимптотическая гигантская звезда ветви в диапазоне от 8 до 10  M☉ , которая взорвалась бы сверхновой с захватом электронов . В июне 2021 года в статье в журнале Nature Astronomy сообщалось, что сверхновая SN 2018zd 2018 года (в галактике NGC 2146 , примерно в 31 миллионе световых лет от Земли) оказалась первым наблюдением сверхновой с электронным захватом. создала Крабовидную туманность, считалась лучшим кандидатом на роль сверхновой с электронным захватом, и статья 2021 года делает более вероятным, что это было правильно.

Серьезная проблема в исследованиях Крабовидной туманности заключается в том, что общая масса туманности и пульсара в сумме значительно меньше, чем предсказанная масса звезды-прародителя, и вопрос о том, где находится «недостающая масса», остается нерешенным. Оценки массы туманности производятся путем измерения общего количества излучаемого света и расчета необходимой массы с учетом измеренных температуры и плотности туманности. Оценки колеблются от 1–5  M , при этом 2–3  M являются общепринятым значением. Масса нейтронной звезды оценивается между 1,4 и 2  M .

Преобладающая теория, объясняющая недостающую массу Крабовидной туманности, состоит в том, что значительная часть массы прародителя была унесена до взрыва сверхновой в быстром звездном ветре , явление, обычно наблюдаемое у звезд Вольфа-Райе . Однако это создало бы оболочку вокруг туманности. Хотя были предприняты попытки наблюдать за оболочкой на нескольких длинах волн, ни одна из них так и не была обнаружена.

Транзиты по телам Солнечной системы

Изображение Чандры , показывающее спутник Сатурна Титан, проходящий 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 сквозь туманность или покрывать ее. Хотя Солнце не проходит через туманность, его корона проходит перед ним. Эти прохождения и покрытия 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. До запуска рентгеновских спутников, таких как рентгеновская обсерватория Чандра , рентгеновские наблюдения в основном имели достаточно 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. Когда рентгеновские лучи впервые наблюдались из Крабовидной туманности, для определения точного местоположения их источника использовалось покрытие Луны.

Солнечная

Каждый июнь солнечная корона проходит перед Крабовидной туманностью. Изменения в радиоволнах, полученных от Крабовидной туманности в это время, могут быть использованы для получения подробной информации о плотности и структуре короны. Ранние наблюдения установили, что корона простирается на гораздо большие расстояния, чем считалось ранее; более поздние наблюдения показали, что корона содержит значительные колебания плотности.

Другие объекты

Очень редко Сатурн проходит через Крабовидную туманность. Его прохождение 4 января 2003 г. ( UTC ) было первым с 31 декабря 1295 г. ( OS ); другой не произойдет до 5 августа 2267 года. Исследователи использовали рентгеновскую обсерваторию Чандра для наблюдения за спутником Сатурна Титаном , когда он пересекал туманность, и обнаружили, что рентгеновская «тень» Титана была больше, чем его твердая поверхность, из-за поглощения X -лучи в его атмосфере. Эти наблюдения показали, что толщина атмосферы Титана составляет 880 км (550 миль). Транзит самого Сатурна нельзя было наблюдать, потому что Чандра в это время проходила через пояса Ван Аллена .

Галерея

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

Смотрите также

Заметки

  1. Размер измерен на очень глубокой тарелке, сделанной Сидни ван ден Бергом в конце 1969 года.
  2. ^ Видимая звездная величина 8,4 -модульрасстояния11,5 ± 0,5 =−3,1 ± 0,5
  3. ^ расстояние × тангенс ( диаметр_угол = 420 ″ ) =4,1 ± 1,0 шт. диаметр =13 ± 3 световых года в диаметре
  4. Природа туманности в то время была неизвестна.

использованная литература

внешние ссылки

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