Крабовидная туманность

У этого термина существуют и другие значения, см. М 1.
Запрос «SN 1054»[d] перенаправляется сюда. На эту тему нужно создать отдельную статью.
Крабовидная туманность
остаток сверхновой
Изображение Крабовидной туманности. Фотография космического телескопа Джеймс Уэбб.
Изображение Крабовидной туманности. Фотография космического телескопа Джеймс Уэбб.
История исследования
Открыватель Джон Бевис
Дата открытия 1731
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Прямое восхождение 05ч 34м 30,95с
Склонение +22° 00′ 52,1″
Расстояние 6500 ± 1600 св. лет (2000 ± 500 пк)
Видимая звёздная величина (V) 8,4 ± 0,1
Видимые размеры 6 × 4'
Созвездие Телец
Физические характеристики
Радиус 5,5 св. года (1,7 пк)
Абсолютная звёздная величина (V) −3,2
Свойства Оптический пульсар
Другие обозначения
M1, NGC 1952, IRAS 05314+2200, 1ES 0532+21.5, NVSS J053428+220202, 2C 481, 3C 144, 3C 144.0, 4C 21.19, LBN 833, LBN 184.62-05.65, SH 2-244, 3FHL J0534.5+2201, 2U 0531+22, 3A 0531+219, 3CR 144, 3U 0531+21, 4U 0531+21, AJG 1, CTB 18, PKS 0531+219, VRO 21.05.01, [DGW65] 25, PBC J0534.5+2201, ARGO J0535+2203 и 3FGL J0534.5+2201i
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?
Логотип Викисклада Медиафайлы на Викискладе

Крабови́дная тума́нность (M 1, NGC 1952, Taurus A) — газообразная туманность в созвездии Тельца, являющаяся остатком сверхновой SN 1054 и плерионом[1].

Туманность первым наблюдал Джон Бевис в 1731 году. Она стала первым астрономическим объектом, отождествлённым с историческим взрывом сверхновой, записанным китайскими астрономами в 1054 году. Расположенная на расстоянии около 6500 световых лет (2 кпк) от Земли, туманность имеет диаметр в 11 световых лет (3,4 пк) и расширяется со скоростью около 1500 километров в секунду.

В центре туманности находится пульсар «Crab Pulsar» (нейтронная звезда), 28—30 км в диаметре, который испускает импульсы излучения от гамма-лучей до радиоволн. В рентгеновском и гамма-диапазоне излучения свыше 30 кэВ этот пульсар является сильнейшим постоянным источником подобного излучения в нашей Галактике.

Туманность выступает в качестве источника излучения для изучения небесных тел, которые заслоняют её. В 1950-х и 1960-х годах излучение наблюдалось сквозь солнечную корону при исследовании сверхкороны, также в 2003 году измеряли толщину атмосферы спутника Сатурна — Титана по тому, как он блокировал рентгеновские лучи от туманности.

История открытия

Туманность является остатками сверхновой, взрыв которой наблюдался, согласно записям китайских астрономов, 4 июля 1054 года. Вспышка была видна на протяжении 23 дней невооружённым глазом даже в дневное время. Вот как описывается это событие в 52 томе китайской хроники «Сун хуэй яо»[кит.][2]:65:

Первоначально эта звезда стала видимой в пятую луну первого года периода Ши-Хо[кит.] на восточном небе в созвездии Тьен-Куан. Она была видна днем подобно Венере, направляя лучи в разные стороны. Цвет ее был красно-белый. В общем она была видна днем 23 дня[2]:65.

Оригинальный текст (кит.)
初，至和元年五月，晨出東方，守天關，晝見如太白，芒角四出，色赤白，凡見二十三日

Появление данной сверхновой также засвидетельствовано в японских хрониках «Мэйгэцуки»[яп.] и «Итидайёки»[яп.], а также, возможно, на двух наскальных рисунках в Северной Аризоне, найденных в 1955 году. Однако в европейских и арабских хрониках это событие не упоминается[2]:65—67.

M 1 в созвездии ТелецПрямое восхождение: 05ч 34м 30,95с Склонение: +22° 00′ 52,1″

Точно не известно, кто именно первым наблюдал Крабовидную туманность в телескоп, однако впервые такое наблюдение было задокументировано в 1731 году Джоном Бевисом (однако соответствующая карта звёздного неба была опубликована лишь в 1786 году)[3]. Туманность была независимо переоткрыта в 1758 году Шарлем Мессье во время наблюдения за яркой кометой C/1758 K1. Объект, описанный им как «беловатый свет, вытянутый, как пламя свечи, без звезд», Мессье сначала принял за новую комету или комету Галлея, новое появление в соответствии с расчётами Алекси Клеро, Жерома Лаланда и Николь-Рейн Лепот ожидалось в конце 1758 года в созвездии Тельца[3][4]. Однако вскоре выяснилось, что объект не движется на фоне звёзд и является, таким образом, туманностью. Это открытие подвело Мессье к идее создания каталога туманностей, которые могли запутать охотников за кометами. Туманность была включена в каталог под номером 1 — Messier 1 или M 1[3].

Уильям Гершель наблюдал Крабовидную туманность несколько раз в период с 1783 по 1809 год, но неизвестно, открыл ли он её независимо от Мессье и Бевиса, или он был знаком с их работами. По результатам наблюдений он пришел к выводу, что туманность состоит из отдельных звезд[5].

Рисунок Уильяма Парсонса

Название «Крабовидная туманность» связано с наблюдениями астронома Уильяма Парсонса, который, используя 24-дюймовый телескоп, в 1844 году сделал ее рисунок, на котором она была изображена с ответвлениями, похожими на клешни краба. Позже, в 1848 году, снова наблюдая туманность помощью 72-дюймового телескопа, Парсонс отметил отсутствие какого-либо подобия ракообразному, однако данное им название туманности все же прижилось[6][3].

Истинная природа объекта была выяснена только в середине XX века, когда сочетание исторических исследований и наблюдений позволило отождествить Крабовидную туманность с наблюдавшейся в 1054 году китайскими астрономами вспыхнувшей «новой» звездой. Первым отметил близость этих объектов шведский астроном Кнут Лундмарк, который в серии публикаций 1921-1923 гг., рассматривающих пространственное расположение новых звёзд, отметил, что «новая» 1054 года наблюдалась «вблизи NGC 1952»[3][7]. Первые признаки того, что туманность не является статичной и в ней происходят видимые изменения, свидетельствующие о её небольших размерах, были обнаружены Карлом Лампландом, который опубликовал эти данные в 1921 году[8]. В том же году Джон Чарльз Дункан, основываясь на наблюдениях Лампланда и сравнении фотографий туманности, сделанных на телескопе Маунт-Вилсон, продемонстрировал, что она расширилась на 1,54 угловых секунды за 11,5 лет (0,13 угловых секунд в год)[9][3].

Хотя первые спектральные наблюдения Крабовидной туманности были осуществлены в 1913 году Весто Слайфером, лишь в 1937 году Николас Мейол измерил допплеровское смещение спектра туманности, что позволило определить скорость её расширения (1300 км/с) и расстояние до объекта (4900 световых лет). Это также позволило вычислить возраст туманности (около 800 лет), что дало новые основания отождествить её с объектом 1054 года. Окончательный вывод о связи сверхновой 1054 года и Крабовидной туманности был сделан в статье Мейола и Оорта, опубликованной в 1942 году[3].

Крабовидная туманность является одним из наиболее подробно исследованных астрономами объектов. Она является первым из обнаруженных источников космического радиоизлучения (1949) и рентгеновского излучения (1964)[3].

Физические характеристики

Крабовидная туманность в инфракрасном диапазоне (космический телескоп Спитцер)
Снимок космического телескопа Хаббл небольшой области в Крабовидной туманности, показывающий неустойчивости Рэлея — Тейлора в сложной волокнистой структуре.

Масса

Расчёт общей массы туманности имеет важное значение для оценки массы звезды-прародительницы сверхновой. Количество вещества, содержащееся в волокнах Крабовидной туманности (выброс масс ионизованного и нейтрального газа; в основном гелия), оценено в 4,6 ± 1,8 M☉.

Излучение

Большая часть излучаемых туманностей фотонов связана с синхротронным излучением, испускаемым заряженными частицами, в основном электронами, движущимися по криволинейным траекториям в магнитном поле[10].

В видимом свете туманность имеет эллипсоидальный профиль с пересекающимися дугами и отростками, которые представляют собой материал, являющийся остатками внешних слоев звезды, вспыхнувшей как сверхновая. Наблюдаемые цвета обусловлены присутствием ионизированных атомов таких элементов, как водород, гелий, углерод, азот и кислород. Синий цвет ядра туманности связан с синхротронным излучением от низкоэнергетических электронов, указывающим на наличие обширных магнитных полей[10].

Ультрафиолетовое и рентгеновское излучение также является синхротронным, причем рентгеновское излучение концентрируется в центральных областях туманности. В рентгеновских лучах видно плотное центральное ядро, в котором можно выделить кольца и джетоподобные выступы, которые представляют собой материал, выброшенный нейтронной звездой. Кольца не являются статичными, их вид может изменяться на промежутке времени в несколько месяцев[10].

В гамма-диапазоне видно только центральное ядро, окружающее нейтронную звезду. Гамма-излучение связано с высокоэнергетическими электронами, движущимися почти со скоростью света. В гамма-лучах наблюдаются вспышки, длящиеся несколько дней, которые являются результатом внезапных изменений магнитного поля нейтронной звезды[10].

Инфракрасное излучение связано с синхротронным излучением от электронов с низкой энергией и тепловым излучением нагретой межзвёздной пыли. Излучение в радиодиапазоне объясняется синхротронным излучением от электронов с самой низкой энергией[10].

Гелийсодержащий тор

Одной из многих составляющих (или аномалий) Крабовидной туманности является гелийсодержащий тор, который виден как полоса с востока на запад, пересекающая область пульсара. Тор составляет около 25 % от всего видимого выброса и содержит около 95 % гелия. Правдоподобного объяснения структуры тора пока ещё нет.

Центральная звезда

Основная статья: PSR B0531+21

В центре туманности находится пульсар PSR B0531+21, являющийся нейтронной звездой, оставшейся после взрыва сверхновой, его диаметр около 25 км. Пульсар был открыт в 1968 году; это было первое наблюдение, связывающее останки сверхновой и пульсары и послужившее основой для предположения, что пульсары являются нейтронными звёздами. Пульсар Краба вращается вокруг своей оси, совершая 30 оборотов в секунду.

Излучение пульсара также регистрируется в электромагнитном спектре, начиная от радиодиапазона и заканчивая γ-излучением.

  • Крабовидная туманность. Это изображение получено путём совмещения данных оптического диапазона (красный) с телескопа Хаббл и рентгеновских изображений с телескопа Чандра (синий).
    Крабовидная туманность. Это изображение получено путём совмещения данных оптического диапазона (красный) с телескопа Хаббл и рентгеновских изображений с телескопа Чандра (синий).
  • Данные орбитальной обсерватории показывают неожиданные изменения в рентгеновском излучении Крабовидной туманности, вероятно связанные с окружающей средой вокруг центральной нейтронной звезды.
  • Ферми (гамма-телескоп NASA) зафиксировал гамма-вспышки в Крабовидной туманности.

Наблюдение

«Крабовидная туманность», в виде продолговатого диффузного пятна доступна для наблюдений в самые скромные любительские телескопы и даже бинокли. Различить структуру (волокна, клочковатость) можно лишь при наблюдениях в телескопы с апертурой от 350 мм, но и в этом случае её детализация далека от того, что обычно изображено на фотографиях.

Так называемые «дипскай»-фильтры (UHC, OIII, H-β) не помогают контрастировать изображение. Фильтры для борьбы с засветкой неба от городов (LPR и ему подобные) могут немного улучшить контраст «Крабовидной туманности» в пригородной зоне.

Крабовидная туманность в рентгеновском диапазоне

Соседи по небу из каталога Мессье

Видео NASA о Крабовидной туманности
  • М 35 — (к востоку в созвездии Близнецов), рассеянное скопление;
  • М 45 — «Плеяды» (к западу, также в созвездии Тельца);
  • М 36, М 37, М 38 — (к северу, в созвездии Возничего) яркие рассеянные скопления;
  • М 78, М 42, М 43 — (к югу, в созвездии Ориона) яркие диффузные туманности

Калибровка

Крабовидная туманность долгое время использовалась для калибровки в рентгеновской и гамма-астрономии по причине яркости в рентгеновском и гамма-диапазонах, а также необычного для пульсаров постоянства плотности потока энергии туманности. В связи с этим в рентгеновской и гамма-астрономии даже получили распространение единицы измерения плотности потока «Crab» и «milliCrab».

Однако в настоящее время статус калибровочного источника Крабовидной туманностью утрачен[11]. Это произошло почти одновременно в обоих диапазонах: в рентгеновской астрономии сразу несколькими телескопами зарегистрировано сильное падение интенсивности (около 7 % за срок менее 3 лет), а в гамма-астрономии, напротив, зарегистрированы сильные вспышки. Первая вспышка была зарегистрирована в сентябре 2010 года[комм. 1].

Новые данные потребовали пересмотра моделей источника и механизмов ускорения частиц в нём.

Строго периодичный сигнал, излучаемый пульсаром, используется для проверки временны́х интервалов в рентгеновских детекторах.

M 1 в рукаве Персея

Гал.долгота 184,55°
Гал.широта −5.79°
Расстояние 6500 ± 1600 св. лет

См. также

Примечания

Комментарии

  1. ↑ Хотя в дальнейшем в результате анализа уже имеющихся данных были обнаружены более ранние вспышки в октябре 2007 и феврале 2009 года, а о возможной вспышке в Крабовидной туманности в области сверхвысоких энергий более чем за 20 лет до этого свидетельствовали результаты наблюдений черенковских телескопов.

Источники

  1. ↑ * Plerion — (Astronomy): Definition (недоступная ссылка — история).
  2. ↑ 1 2 3 Шкловский И. С. Сверхновые звезды и связанные с ними проблемы. — М.: Наука, 1976. — 4000 экз.
  3. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Martin Beech. The Pillars of Creation. — Cham: Springer International Publishing, 2017. — С. 18-23. — 269 с. — ISBN 978-3-319-48774-8, 978-3-319-48775-5.
  4. ↑ Pugh, Philip. Observing the Messier Objects with a Small Telescope: In the Footsteps of a Great Observer. — Springer Science, November 2011. — P. 8–10. — ISBN 978-0-387-85357-4.
  5. ↑ Mayall, Nicholas Ulrich (1939). "The Crab Nebula, a Probable Supernova". Astronomical Society of the Pacific Leaflets. 3 (119): 145. Bibcode:1939ASPL....3..145M.
  6. ↑ Parsons, William (1844). "Observations on Some of the Nebulae". Philosophical Transactions of the Royal Society of London. 134. fig. 81, plate xviii, p. 321. doi:10.1098/rstl.1844.0012. JSTOR 108366. S2CID 186212669.
  7. ↑ Lundmark, Knut (1921). "Suspected New Stars Recorded in Old Chronicles and Among Recent Meridian Observations". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 33 (195): 225—238. Bibcode:1921PASP...33..225L. doi:10.1086/123101. JSTOR 40668518. S2CID 120275870. Архивировано 23 июля 2023. Дата обращения: 3 мая 2024.
  8. ↑ Lampland, C. O. (1921). "Observed Changes in the Structure of the "Crab" Nebula (N. G. C. 1952)". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 33 (192): 79—84. Bibcode:1921PASP...33...79L. doi:10.1086/123039. JSTOR 40710638. S2CID 122115955.
  9. ↑ Duncan, John Charles (1921). "Changes Observed in the Crab Nebula in Taurus". Proceedings of the National Academy of Sciences. 7 (6): 179—181. Bibcode:1921PNAS....7..179D. doi:10.1073/pnas.7.6.179. PMC 1084821. PMID 16586833.
  10. ↑ 1 2 3 4 5 Martin Beech. The Pillars of Creation. — Cham: Springer International Publishing, 2017. — С. 76-78. — 269 с. — ISBN 978-3-319-48774-8, 978-3-319-48775-5.
  11. ↑ Лидванский А. С. О вспышечной активности Крабовидной туманности, зарегистрированной установками для изучения ШАЛ // Известия РАН. Серия Физическая : журнал. — 2013. — Т. 77, № 11. — С. 1617—1619. — ISSN 0367-6765.

Литература

  • Понятов, Алексей. Загадочная // Наука и жизнь. — 2019. — № 4. — С. 26—36.
  • Journal of Astronomy, part 9, chapter 56 of Sung History (Sung Shih) first printing, 1340. (Facsimile on the frontispiece of Misner, Thorne, Wheeler Gravitation, 1973.)
  • Lyne, A. G. & Graham-Smith F. Pulsar astronomy, Cambridge University Press, 1998
  • Manchester R. & Taylor J. Pulsars, Freeman, 1977.
  • Mitton, S. The Crab Nebula, Charles Schribner’s Sons, 1978.
  • Ruderman, Malvin A. Highlights of Modern Astrophysics: Old and New Neutron Stars, pp. 21–44. ISBN 0-471-82421-6, Stuart L. Shapiro and Saul A. Teukolsky. 1986.

Ссылки