Správný vzestup | 05 h 34 m 31,97 s |
---|---|
Deklinace | 22 ° 00 ′ 52,1 " |
Galaktické souřadnice | ℓ = 184,5575 b = −05,7843 |
Souhvězdí | Býk |
Umístění v souhvězdí: Býk | |
Hostitelská galaxie | mléčná dráha |
Objev | 1731 |
Typ dosvitu | Úplný |
Úhlová velikost ( minuta úhlu ) | 6 × 4 |
Hustota toku při 1 GHz ( Jy ) | 1040 |
Spektrální index | 0,3 |
Vzdálenost ( kpc ) | asi 1,9 KPC (~6,200 al ) |
Metoda odhadu vzdálenosti | správný pohyb a radiální rychlost |
Vzhled rádia | Plná, s centrálním pulsarem a strukturou „komína“ na severu (nazývanou také „jet“) |
X aspekt | Představuje torusovou strukturu kolem pulsaru (pulsar větrná mlhovina ) |
Optický vzhled | Silně polarizovaná vlákna + difúzní emise synchrotronů , s velmi slabým paprskem |
Jiná označení | M 1, NGC 1952, Taurus A, Taurus X-1, 3C 144, CTA 36, CTB 18 |
Poznámky | Spojeno s historickou supernovou SN 1054 ; obsahuje ve svém středu pulsar , PSR B0531 + 21 |
Krabí mlhovina ( M 1, NGC 1952, Taurus , Taurus X-1 ) je supernově vyplývající z exploze hmotné hvězdy jako historické supernovy ( SN 1054 ) pozorován čínský astronom během období dynastie Song od července 1054 do dubna 1056 . Mlhovina byl zaznamenán poprvé v roce 1731 tím, John Bevis , pak v 1758 by Charles Messier , který ji jako první objekt ve svém katalogu (z katalogu Messier ). Jeho tradiční název sahá až do XIX th století , kdy William Parsons , třetí hrabě z Rosse pozorované mlhovinu v Birr hradu v 1840s a se odkazuje na to jako Krabí mlhoviny, protože on vlastně kresba, která vypadá jako krab . Krabí mlhovina by neměla být zaměňována s planetární mlhovinou Hen2-104 , někdy nazývanou „jižní Krabí mlhovina“, protože se podoba považuje za zjevnější s eponymním korýšem.
Nachází se ve vzdálenosti ~ 6 300 al (~ 1 930 ks ) na Zemi , v konstelaci z Taurus , mlhovina má průměr ~ 10 kol (~ 3,07 PC ) a má stupeň expanze je 1 500 km / s , typické charakteristiky pro lomítko tohoto věku. Jedná se o první astronomický objekt, který byl spojen s historickou explozí supernovy.
Mlhovina obsahuje ve svém středu pulsar , Krabí pulsar (nebo PSR B0531 + 21), který se sám zapíná asi třicetkrát za sekundu. Jedná se o nejenergetičtější známý pulzar, který vyzařuje asi 200 000krát více energie než Slunce , v extrémně širokém frekvenčním rozsahu od 10 megahertzů po více než 30 GeV nebo téměř 18 řádů velikosti . Pulsar hraje důležitou roli ve struktuře mlhoviny a je mimo jiné zodpovědný za její centrální osvětlení.
Mlhovina, která se nachází v bezprostřední blízkosti ekliptické roviny , je také zdrojem záření užitečného pro studium nebeských těles, která ji zakrývají. V 50. a 60. letech byla sluneční korona mapována pozorováním rádiových vln z Krabí mlhoviny. V poslední době byla tloušťka atmosféry Titanu , Saturnův měsíc , měřena pomocí rentgenových paprsků z mlhoviny.
Krabí mlhovina byl poprvé pozorován v roce 1731 tím, John Bevis . To bylo re-zjistil nezávisle 1758 by Charles Messier, pak při hledání Halleyovy komety, jejíž znovuobjevení mělo dojít v tomto roce, a v této oblasti oblohy. Uvědomil si, že ve skutečnosti nepozoroval hledanou kometu, a Messier pak dostal nápad vytvořit katalog jasných mlhovin, aby se omezilo riziko záměny mezi nimi a kometami .
Na začátku XX th století , analýza časných fotografiích mlhoviny zaujatý několik roků odděleně odhalí jeho expanzi. Výpočet rychlosti expanze pak umožňuje odvodit, že mlhovina byla vytvořena asi o 900 let dříve. Výzkum historických účtů prokázal, že novou hvězdu dostatečně jasnou, aby ji bylo možné vidět během dne, pozorovali ve stejné části oblohy čínští, japonští a arabští astronomové v roce 1054 . Vzhledem ke své velké vzdálenosti a pomíjivé povaze byla tato „nová hvězda“ (nebo asijská terminologie hostující hvězda ) ve skutečnosti supernova - masivní hvězda, která explodovala po vyčerpání svých energetických zdrojů z jaderné fúze .
Nedávná analýza těchto historických textů ukázala, že supernova, která dala vzniknout Krabí mlhovině, se pravděpodobně objevila v dubnu nebo začátkem května 1054 a v červenci 1054 dosáhla maximální zdánlivé velikosti mezi -5 a -3 . Poté byl jasnější než všechny ostatní objekty na noční obloze kromě Měsíce . Tato událost je známá v čínských sbírkách, kde byla hvězda pojmenována 天 關 客 星 (天 關: nebeská poloha v tradičním čínském astronomickém systému; 客: host; 星: hvězda; ale 客 星 v čínské astronomii znamenalo události nebo hvězdy, jejichž vystoupení, nebo dokonce zmizení, nebylo možné vypočítat a stanovit dříve). Po dobu 23 dnů zůstala dostatečně jasná, aby byla viditelná za bílého dne. Supernova byla viditelná pouhým okem asi 2 roky poté, co byla poprvé pozorována. Díky pozorování zmíněným v textech východních astronomů z roku 1054 je Krabí mlhovina prvním astronomickým objektem, jehož spojení s výbuchem supernovy bylo prokázáno.
Ve viditelném světle je Krabí mlhovina velká oválná hmota vláken, dlouhá asi 6 obloukových minut a široká 4 obloukové minuty , obklopující rozptýlenou centrální modrou oblast. Jeho absolutní velikost je -3 (přibližně odpovídá svítivosti 1000 sluncí) a jeho hmotnost je přibližně 5 hmotností Slunce.
Vlákna jsou zbytky atmosféry progenitorové hvězdy a jsou tvořena primárně ionizovaným heliem a vodíkem, jakož i uhlíkem , kyslíkem , dusíkem , železem , neonem a sírou . Teplota vláken je mezi 11 000 a 18 000 K a jejich hustota materiálu je přibližně 1300 částic na kubický centimetr . Spektroskopie lze rozlišit dvě hlavní složky viditelného světelného záření, jeden v červené a zelené v důsledku dvakrát ionizovaného kyslíku ([O III]) a vodíku ( H-alfa ), vyrobené Vrstvy maxima v atmosféře rychle se rozvíjející progenitorové hvězda, srážka s mezihvězdným médiem . Druhý, modré barvy, má spojité spektrum a je velmi polarizovaný .
V roce 1953 Iosif Shklovsky vyslovil hypotézu, že difúzní modrá oblast je produkována hlavně synchrotronovým zářením , záření v důsledku zakřivení trajektorie elektronů pohybujících se relativistickými rychlostmi (tj. Blízkými rychlosti světla ). O tři roky později jeho teorii potvrzují pozorování. V 60. letech bylo zjištěno, že intenzivní magnetické pole produkované centrální hvězdou mlhoviny zrychluje a zakřivuje trajektorii elektronů. Tato hvězda je neutronová hvězda a pulsar , remanentní od supernovy při vzniku mlhoviny: Krabí pulsar .
Rychlost expanze mlhoviny byla stanovena kvantifikací posunu jejího spektra pomocí Dopplerova jevu a odhaduje se na přibližně 1 500 km / s . Snímky pořízené s odstupem několika let zároveň odhalují pomalou úhlovou expanzi patrnou po obloze. Porovnáním této úhlové expanze s rychlostí expanze lze odhadnout vzdálenost mlhoviny od Slunce na přibližně 6 200, respektive 13 světelných let.
Z rychlosti expanze mlhoviny, která je v současné době pozorována, je možné ověřit datum supernovy, které odpovídá jejímu vzniku. Výpočet vede k datu o několik desetiletí dříve než 1054. Pravděpodobným vysvětlením tohoto posunu by bylo, že rychlost expanze nebyla jednotná, ale zrychlila se od výbuchu supernovy. Toto zrychlení by bylo způsobeno energií pulzaru, který by napájel magnetické pole mlhoviny a které by rozšířením pohánělo vlákna směrem ven.
Odhady celkové hmotnosti mlhoviny umožňují odhadnout hmotnost počáteční supernovy. Odhady hmotnosti obsažené ve vláknech Krabí mlhoviny se pohybují od jedné do pěti hmot Slunce . Jiné odhady založené na Krabí pulsaru vedly k různým hodnotám.
Ve středu Krabí mlhoviny je slabá hvězda, z níž pochází mlhovina. Byl identifikován jako takový v roce 1942 , kdy Rudolph Minkowski zjistil, že jeho optické spektrum je extrémně neobvyklé a nepodobá se spektru normální hvězdy. Později bylo zjištěno, že oblast kolem hvězdy je důležitým zdrojem rádiových vln ( 1949 ), rentgenových paprsků ( 1963 ) a že je to jeden z nejjasnějších objektů na obloze v gama záření ( 1967 ). Indukce z rentgenové emise je 100 krát větší než viditelné světlo emisí. V roce 1968 výzkum ukázal, že hvězda vyzařovala své záření ve formě krátkých pulzů, čímž se stala jedním z prvních identifikovaných pulzarů a prvním, který byl spojen s dosvitem supernovy .
Pulsary jsou zdrojem silného elektromagnetického záření , které se zdá být emitováno několikrát za sekundu v krátkých, velmi pravidelných pulzech. Jejich objev v roce 1967 vyvolal mnoho otázek; byla dokonce navržena hypotéza, že tyto impulsy byly signály vyspělé civilizace. Objev pulzujícího rádiového zdroje ve středu Krabí mlhoviny však byl důkazem, že pulzary nebyly cizími signály, ale byly vytvořeny explozemi supernovy. Od té doby bylo zjištěno, že tyto impulsy jsou způsobeny rychle rotujícími neutronovými hvězdami, jejichž silná magnetická pole koncentrují emitované záření do úzkých paprsků záření. Osa magnetického pole není vyrovnána s osou otáčení, směr paprsku zametá oblohu v kruhu. Když se náhodou paprsek setká se Zemí, je pozorován puls. Frekvence pulsů je tedy měřítkem rychlosti otáčení neutronové hvězdy.
Krabí pulsar by měl průměr mezi 28 a 30 kilometry. Vysílá pulsy záření každých 33 milisekund . Ale stejně jako ve všech případech izolovaných pulzarů, frekvence pulzů klesá velmi mírně, ale rovnoměrně, což naznačuje, že pulzar zpomaluje velmi pomalu. Čas od času se však jeho rotační období prudce mění. Tyto variace se nazývají třesy hvězd a předpokládá se, že jsou způsobeny náhlými úpravami vnitřní struktury neutronové hvězdy.
Energie emitovaná pulzarem vytváří zvlášť dynamickou oblast ve středu Krabí mlhoviny. Zatímco většina astronomických objektů má charakteristické evoluční časy řádově desítek tisíc let, centrální části mlhoviny se vyvíjejí po několik dní. Nejdynamičtější částí centrální oblasti mlhoviny je oblast, kde se rovníkový vítr z pulsaru setkává s okolní hmotou a vytváří rázovou vlnu . Tvar a poloha této zóny se rychle mění vlivem rovníkového větru. Tato oblast je viditelná ve formě malých brilantních pruhů, jejichž jas se zvyšuje a poté slabne, když se vzdalují od pulsaru.
Hvězda, která explodovala do supernovy a porodila mlhovinu, se nazývá progenitorová hvězda. Dva typy hvězd produkují supernovy : bílí trpaslíci (kteří dávají supernovy typu Ia termonukleárním výbuchem, který hvězdu úplně ničí) a hmotné hvězdy (které dávají typ „Ib“, „Ic“ a „supernovy“ II “). V druhém případě se srdce hvězdy zhroutí samo a zamrzne v železné srdce . Výbuch vytváří kolabující atmosféra, která se odráží od tohoto jádra. Zanechává za sebou kompaktní objekt, kterým je někdy pulzar . Přítomnost takového pulsaru v Krabí mlhovině znamená, že se vytvořil z hmotné hvězdy. Ve skutečnosti supernovy typu „Ia“ neprodukují pulsary.
Teoretické modely exploze supernovy naznačují, že hvězda, která dala vzniknout Krabí mlhovině, měla hmotnost mezi osmi a dvanácti hmotami Slunce . Hvězdy s hmotností menší než osm hmot solárních by byly příliš lehké, aby způsobily výbuchy supernov a produkovaly planetární mlhoviny . Hvězdy s hmotností větší než dvanáct hmotností Slunce produkují mlhoviny s jiným chemickým složením, než jaké bylo pozorováno v Krabí mlhovině.
Jedním z hlavních problémů vyvolaných studiem Krabí mlhoviny je, že kombinovaná hmotnost mlhoviny a pulsaru je mnohem nižší než předpokládaná hmotnost pro progenitorovou hvězdu. Důvod tohoto rozdílu není znám. Odhad hmotnosti mlhoviny se získá měřením celkového množství vyzařovaného světla a se znalostí teploty a hustoty mlhoviny odečtením hmotnosti potřebné k vyzařování pozorovaného světla. Odhady se pohybují mezi 1 a 5 slunečními hmotami, běžně přijímaná hodnota je 2 nebo 3 sluneční hmoty. Neutronová hvězda by měla hmotnost mezi 1,4 a 2 slunečními hmotami.
Hlavní teorie za chybějící hmotou Krabí mlhoviny spočívá v tom, že podstatná část hmotnosti progenitorové hvězdy byla vyvržena, než supernova explodovala ve silném hvězdném větru, jako je tomu u mnoha hvězd, hmotných jako hvězdy Wolf-Rayet . Takový vítr by však vytvořil kolem mlhoviny skořápku (jako bublina Wolf-Rayet ). Ačkoli byla k identifikaci této skořápky provedena pozorování na různých vlnových délkách , nikdy k tomu nedošlo.
Krabí mlhovina se nachází asi jeden a půl stupně ekliptiky , oběžné dráhy Země kolem Slunce . Výsledkem je, že Měsíc a někdy i planety zakrývají mlhovinu nebo přecházejí kolem ní. Ačkoli Slunce neprochází před mlhovinou, jeho koruna prochází před ní. Tyto průchody a zákryty lze použít ke studiu jak mlhoviny, tak objektů, které procházejí před ní, pozorováním modifikací generovaných těmito paprsky na záření mlhoviny.
Lunární tranzity byly použity k mapování rentgenových emisí v mlhovině. Před vypuštěním satelitů určených pro rentgenové pozorování, jako je XMM-Newton nebo Chandra , měly rentgenové pozorovací dalekohledy velmi nízké úhlové rozlišení . Naopak poloha Měsíce je známa s velkou přesností. Když tedy druhá prochází před mlhovinou, změny v zářivosti mlhoviny umožňují vytvořit mapu rentgenových emisí.
Sluneční koróna projde před mlhovinou každý červen . Variace rádiových vln z mlhoviny se používají ke studiu hustoty a struktury koróny. Počáteční pozorování ukázala, že koruna je mnohem větší, než se dříve věřilo. Tato pozorování také umožnila stanovit, že koruna vykazuje značné rozdíly v hustotě.
Saturn také prochází před Krabí mlhovinou, ale velmi zřídka. Jeho poslední tranzit, v roce 2003 , byl první od roku 1296 ; další bude v roce 2267. Vědci použili dalekohled Chandra k pozorování Saturnova měsíce, Titanu , když prošel mlhovinou a všiml si, že rentgenové stínování z průchodu Titanu bylo větší než povrch. pevné tohoto měsíce kvůli absorpci X - vyzařuje svou atmosférou. Tato pozorování prokázala, že tloušťka atmosféry Titanu je 880 km . Samotný přechod planety Saturn nebylo možné pozorovat, protože dalekohled Chandra procházel současně Van Allenovým pásem .
Krabí mlhovina se opakovaně objevuje v beletristických dílech. Můžeme zmínit zejména: