Acesta este un articol de calitate. Faceți clic aici pentru informații mai detaliate

Nebuloasa Crabului

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Nebuloasa Crabului
Rămășiță de supernovă
Nebula Crab.jpg
Imagine a nebuloasei Crab realizată de telescopul spațial Hubble . În centrul exact al nebuloasei se află un pulsar , o stea de neutroni care se rotește cu o viteză de 30 de rotații pe secundă.
Descoperire
Descoperitor John Bevis
Data 1731
Date observaționale
( epoca J2000.0 )
Constelaţie Taur
Ascensiunea dreaptă 05 h 34 m 31,97 s [1]
Declinaţie 22 ° 00 ′ 52,1 ″ [1]
Distanţă 6500 ± 1600 [2] al
(2000 ± 500 buc )
Magnitudine aparentă (V) 8.4
Dimensiunea aparentă (V) 6 '× 4'
Caracteristici fizice
Tip Rămășiță de supernovă
Un fel de odihnă Odihnește-te cu pulsar
Tipul de supernova Supernova de tip II
Galaxia apartenenței calea Lactee
Dimensiuni 5,5 al
(1,7 buc )
Magnitudine absolută (V) −3,1 ± 0,5 [4]
Caracteristici relevante Pulsar optic:
PSR B0531 + 21
Alte denumiri
M 1, NGC 1952, 3C 144, LBN 833, Sh2 -244, h 357, GC 1157 [3]
Hartă de localizare
Nebuloasa Crabului
Taur IAU.svg
Categoria resturilor de supernova

Coordonate : Carta celeste 05 h 34 m 31,97 s , + 22 ° 00 ′ 52,1 ″

Nebuloasa Crab (cunoscută și sub numele de Nebuloasă Crab sau cu numele de catalog M 1 și NGC 1952 ) este o rămășiță de supernovă vizibilă în constelația Taurului . Descoperită în 1731 de John Bevis , nebuloasa este primul obiect din catalogul de obiecte astronomice publicat de Charles Messier în 1774 .

Nebuloasa, acum mai mare de șase ani lumină , este formată din gazele în expansiune expulzate în timpul exploziei Supernova 1054 ; gazele se extind cu viteza de 1 500 km / s și au o masă totală de aprox 4,6 ± 1,8M ⊙ . Supernova care a produs-o a fost observată pentru prima dată pe 4 iulie 1054 și a fost înregistrată de astronomii chinezi și arabi ai vremii; luminozitatea sa a fost de așa natură încât magnitudinea aparentă a evenimentului a fost între -7 și -4,5, [5] astfel încât să o facă vizibilă cu ochiul liber în timpul zilei, depășind luminozitatea aparentă a lui Venus . Nebuloasa Crabului este situată la cca 6 500 al din sistemul solar ; prin urmare, evenimentul care l-a produs a avut loc de fapt cu 6 500 de ani înainte de 1054, adică în jurul anului 5400 î.Hr.

În centrul nebuloasei se află pulsarul Crab (cunoscut și sub numele de PSR B0531 + 21), o stea de neutroni cu un diametru de aproximativ 28-30 de kilometri, descoperită în 1968 : a fost prima observație a unei asociații între pulsari și rămâne supernova , o descoperire fundamentală pentru interpretarea pulsarilor ca stele de neutroni . [6]

Nebuloasa Crab este adesea utilizată ca calibrare în astronomie cu raze X : este foarte strălucitoare în această bandă, iar fluxul său este stabil, cu excepția pulsarului real: acesta din urmă oferă de fapt un semnal puternic periodic care poate fi utilizat pentru verificare sincronizarea senzorilor de raze X. În astronomie cu raze X, „Crab” și „milliCrab” sunt uneori folosite ca unități de flux. Foarte puține surse de raze X au o luminozitate mai mare de 1 Crab.

Observare

Harta pentru localizarea Nebuloasei Crabului; nordul este sus. Steaua strălucitoare din partea de jos este ζ Tauri , în timp ce numerele gri indică magnitudinile aparente ale stelelor cele mai apropiate de nebuloasă.

Nebuloasa Crabului poate fi observată cu ușurință din ambele emisfere terestre, deși observatorii aflați la nord de ecuator sunt mai avantajați: nebuloasa este de fapt situată în emisfera nordică cerească ; perioada de observație pe cerul de seară merge din noiembrie până la mijlocul lunii mai, din emisfera nordică, în timp ce din emisfera sudică se observă în medie de la sfârșitul lunii decembrie până la începutul lunii aprilie. Dincolo de cercul polar arctic este circumpolar . [7]

Identificarea sa pe cer este relativ simplă: de fapt este situată la aproximativ 1,5 ° nord-vest de steaua ζ Tauri , care constituie cornul sudic al constelației Taurului , în care se află nebuloasa. Zona cerului înconjurător este plină de frumoase câmpuri de stele, dată fiind prezența în această zonă a cerului a traseului de lumină al Căii Lactee . [8]

Nebuloasa începe să fie vizibilă deja cu 10 × 50 sau chiar binoclu inferior, dacă noaptea este propice; arată ca un punct luminos foarte mic, cu o formă neregulată, ușor de confundat cu stelele din jur. Un telescop amator din 60 mm permite identificarea formei sale ușor alungite de la nord-vest la sud-est, în timp ce un telescop cu o deschidere între 100 și 150 mm îl arată ca un punct clar foarte asemănător unei comete , dar cu o luminozitate foarte neuniformă. O formă turtită și alungită ca „S” apare în instrumente de 200 sau 300 mm.

Nebuloasa luată de un telescop amator newtonian

Tranzitul corpurilor sistemului solar

Cartea constelației Taur; ecliptica este linia întreruptă roșie; observați poziția Nebuloasei Crabului (M1) chiar la NV de steaua ζ Tauri.

Nebuloasa Crabului este situată în sfera cerească la aproximativ 1,5 ° sud de ecliptică , adică planul orbitei terestre în jurul Soarelui. Aceasta implică faptul că Luna și, uneori, planetele pot tranzita sau oculta Nebula; aceste tranzite și ascunderi pot fi utilizate pentru a analiza atât nebuloasa, cât și obiectul care trece în fața ei, observând modul în care radiația care vine din nebuloasă este modificată de corpul care trece.

Tranzitele lunare au fost folosite pentru cartografierea emisiilor de raze X din nebuloasă; [9] Înainte de lansarea sateliților cu raze X , cum ar fi Observatorul de raze X Chandra , observațiile cu raze X aveau de obicei o rezoluție unghiulară foarte mică, dar când Luna tranzita în fața nebuloasei, poziția sa fiind cunoscută, ei puteau cartografiați regiunile emitente prin exploatarea avansului ascunderii. [10] Când au fost observate pentru prima dată emisiile de raze X provenite din nebuloasă, a fost folosită o mantie lunară pentru a identifica sursa. [11]

Deși Soarele nu trece peste el, coroana sa trece în fața ta. Acest lucru se întâmplă spre mijlocul lunii iunie, chiar înainte de solstițiul de vară ; variațiile undelor radio primite de nebuloasă în acel moment pot fi folosite pentru a obține informații detaliate despre structura coronară și densitatea. Observațiile timpurii au stabilit că coroana depășește cu mult ceea ce se estimase anterior; observațiile ulterioare au arătat că densitatea coroanei suferă modificări substanțiale. [12]

Foarte rar și Saturn trece în fața nebuloasei; ultimul său tranzit, care a avut loc în 2003 , a fost primul din 1296 , în timp ce următorul va avea loc doar în 2267. Oamenii de știință au folosit Observatorul cu raze X Chandra pentru a observa luna Titan a lui Saturn, care trecea în fața nebuloasei și a fost a constatat că „umbra” cu raze X a lui Titan este mai mare decât suprafața sa solidă, datorită absorbției razelor X de către atmosfera sa . Aceste observații au arătat, de asemenea, că grosimea atmosferei lui Titan este 880 km . [13] Tranzitul planetei Saturn, totuși, nu a putut fi observat, deoarece Chandra se afla chiar în acel moment în centurile van Allen .

Istoria observațiilor

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: SN 1054 .
Schița nebuloasă a lui Parsons în 1844.

Nebuloasa Crab a fost observată pentru prima dată în 1731 de John Bevis . Apoi a fost redescoperită independent în 1758 de Charles Messier , în timp ce observa o cometă strălucitoare; a catalogat acest obiect ca fiind primul din celebrul său catalog de obiecte „asemănătoare unei comete”. William Parsons a observat nebuloasa la Castelul Birr în anii 1840 , redenumindu-l Nebuloasa Crab, deoarece schița pe care a făcut-o despre nebuloasă seamănă cu un crab . [14]

La începutul secolului al XX-lea , analiza primelor plăci astronomice ale nebuloasei obținute în decursul câtorva ani a arătat că nebuloasa este în proces de expansiune; Reluând etapele acestei expansiuni înapoi, descoperim că nebuloasa a apărut pe cerul Pământului în jurul secolului al XI-lea . Documentele arabe și chineze din acea perioadă indică faptul că în 1054 a apărut o nouă stea în același punct al cerului, atât de strălucitoare încât a putut fi observată în timpul zilei; [15] [16] dată fiind distanța mare la care se află obiectul, steaua observată în urmă cu aproape o mie de ani nu putea fi decât o supernovă , adică o stea de mare masă care a explodat la sfârșitul existenței sale.

Pictura rock a Canionului Chaco, opera indienilor anasazi, care înfățișează Luna împreună cu SN 1054.

Nebuloasa Crab este de fapt ceea ce rămâne din supernova (numită SN 1054 ) observată și înregistrată în 1054 de astronomii chinezi și arabi. În lucrarea Sung-hiu-yao („ Elementele esențiale ale istoriei cântate”) citim:

«27 august 1054.
Yang Wei-te spune: "Observ cu umilință o stea invitată, care a apărut în aceste nopți; deasupra ei este un strălucire galben slab". "

Din alte cronici se știe că această „stea invitată” a strălucit probabil la fel de mult ca luna plină și că a dispărut în aprilie 1056; astronomii vremii raportează că „noua stea” a fost vizibilă în timpul zilei timp de 23 de zile consecutive și a rămas pe cerul nopții încă 653 de zile consecutive (aproape doi ani). [5] [17] [18] Dovezile grafice ale evenimentului sunt, de asemenea, importante, cum ar fi picturile rupestre ale indienilor anasazi găsite în Navaho Canyon și White Mesa (în Arizona ), precum și cele din Parcul Național Chaco Canyon ( în New Mexico ). [19]

O analiză suplimentară a dovezilor istorice a arătat că supernova care a creat nebuloasa a apărut probabil în perioada cuprinsă între aprilie și începutul lunii mai, atingând o magnitudine maximă între -7 și -4,5 în iulie (făcându-l cel mai strălucitor obiect din cerul nopții, cu excepția lună plină). [20] Datorită înregistrărilor observațiilor efectuate de astronomii din Est și Orientul Mijlociu din 1054, Nebuloasa Crabului a devenit primul obiect astronomic recunoscut în legătură cu o explozie de supernovă. [16]

Caracteristici fizice

O serie de imagini care arată cum arată Nebuloasa Crabului la diferite lungimi de undă ale spectrului electromagnetic.

La lungimile de undă ale luminii vizibile Nebuloasa Crab apare ca un set de oval filamente profilate, 6 x 4 „în dimensiune ( minute de arc , pentru comparație, Luna Plina are un diametru de aproximativ 30“), care înconjoară o regiune centrală de culoare albăstruie; în trei dimensiuni, se crede că posedă o formă similară cu un sferoid prolat . [21] Filamentele sunt ceea ce rămâne din atmosfera stelei progenitoare, aruncate în spațiu de explozia supernova și sunt formate în principal din heliu ionizat și hidrogen , împreună cu procente mici de carbon , oxigen , azot , fier , neon și sulf . Temperatura lor este între 11 000 și 18 000 K și densitatea lor este de aproximativ 1 300 de particule pe cm 3 . [22]

Estimările privind masa totală a nebuloasei sunt importante pentru cunoașterea masei stelei progenitoare; cantitatea de materie conținută în filamentele Nebuloasei (adică masa ejectată formată din gaz neutru și ionizat, în special heliu [23] ) este estimată la 4,6 ± 1,8 M ☉ ; [24] masa totală a nebuloasei asociată cu masa pulsarului ar însemna în schimb cel puțin 6-9 M ☉ . [25]

În 1953, Iosif Sklovskij a propus că regiunea difuză albastră a fost generată în principal de radiația sincrotronă , adică radiația produsă de particulele încărcate (în acest caz electronii ) care sunt forțați să se deplaseze la viteze apropiate de viteza luminii în traiectorii curbe dintr-un câmp magnetic. ; [26] trei ani mai târziu, această teorie a fost confirmată de observații. În anii 1960 s- a descoperit că sursa nivelurilor de curbură a electronilor este câmpul magnetic puternic produs de o stea de neutroni în centrul nebuloasei. [27]

Nebuloasa conține o serie de regiuni în care abundența elementelor este anormală, în special o regiune în formă de bandă sau tor formată din heliu aproape pur (~ 95%) [25] și unele adâncituri caracterizate de linii puternice de elementele vârfului de fier ( V , Cr , Mn , Fe , Co și Ni ), în special nichel. [25] Torul, asociat cu lobi bipolari întotdeauna compuși din heliu pur, formează aproximativ 25% din emisia vizibilă și traversează regiunea pulsară în direcția est-vest. [28] Adânciturile, pe de altă parte, sunt caracterizate prin abundențe rare de heliu. [25]

Deși mecanismele care au condus la formarea torului de heliu rămân obscure, este posibil să se explice abundențele deosebite ale elementelor grele găsite luând în considerare dinamica pulsarului din centrul nebuloasei. Având în vedere abundența elementelor din vârful de fier al suprafeței stelei de neutroni și interacțiunile cu câmpul magnetic al obiectului, astronomii au formulat două modele, iradierea suprafeței de către electroni și fluxurile electronice subterane ; aceste două mecanisme, datorate și vârstei tinere a pulsarului, par să ridice temperatura regiunilor polilor magnetici până la nivelurile în care există o emisie semnificativă de energie din aceste elemente. [29]

Distanţă

Deși Nebuloasa este în centrul atenției considerabile a astronomilor, distanța sa rămâne o întrebare deschisă, din cauza incertitudinilor care decurg din fiecare metodă utilizată pentru a o determina. În 2008 , s-a format un consens general cu privire la valoarea distanței 2,0 ± 0,5 kpc ( 6 500 ± 1 600 al ). Nebuloasa Crab se extinde cu o rată de aproximativ 1 500 km / s ; [30] imaginile făcute câțiva ani mai târziu dezvăluie expansiunea sa lentă [31] și comparând această expansiune unghiulară cu viteza de expansiune determinată prin analiza redshiftului său, am încercat să estimăm distanța nebuloasei. În 1973 , analizele diferitelor metode utilizate pentru a-l calcula au condus la concluzia că au fost aproximativ 6 300 de ani lumină. [21] Cel mai mare diametru al nebuloasei măsoară aproximativ 13 ± 3 ani lumină. [32]

Reluând pașii expansiunii nebuloasei înapoi, ajungem la data creării nebuloasei după 1054 din câteva decenii; acest lucru indică faptul că rata de expansiune a gazelor s-a accelerat mult după explozia stelei părinte. [33] Cauza acestei accelerații este atribuibilă energiei pulsarului care alimentează câmpul magnetic, care se extinde și forțează și filamentele de gaz spre exterior. [34]

Pulsarul central

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Crab Pulsar .
Această secvență de imagini de la telescopul spațial Hubble arată cum se schimbă structurile din partea interioară a nebuloasei pe parcursul a patru luni. Credit: NASA /ESA .

În centrul Nebuloasei Crabului sunt vizibile două stele slabe, dintre care cea mai sudică este responsabilă de însăși existența nebuloasei; a fost identificat ca atare în 1942 , când Rudolf Minkowski a descoperit că spectrul său optic este extrem de neobișnuit. [35] Ulterior s-a descoperit că obiectul este o sursă puternică de unde radio ( 1949 ) [36] și raze X ( 1963 ), [11] , precum și una dintre cele mai puternice surse de raze gamma de pe cer ( 1967 ); [37] în cele din urmă, în 1968 s- a descoperit că steaua își emite radiații cu pulsații rapide, făcându-l unul dintre primii pulsari descoperiți.

Pulsarii sunt de fapt surse puternice de radiații electromagnetice , emise în impulsuri scurte și extrem de regulate de multe ori pe secundă; când au fost descoperiți în 1967 , erau unul dintre cele mai mari mistere din astronomie, iar grupul de oameni de știință care le-a descoperit pentru prima dată a luat în considerare chiar posibilitatea ca acestea să fie semnale ale unei civilizații avansate. [38] Cu toate acestea, descoperirea unui obiect din această clasă în Nebuloasa Crab a fost o dovadă puternică că acest tip de obiect exotic s-a format ca urmare a unei explozii de supernovă. Acum este clar că acestea sunt stele formate din neutroni care se rotesc pe axa lor cu viteză mare, al căror câmp magnetic își concentrează radiația în fascicule înguste.

Obiectul, numit Pulsar del Crab, are un diametru de aproximativ 28-30 km [39] și emite impulsurile sale la fiecare 33 ms ; [40] pulsațiile sunt emise la toate lungimile de undă ale spectrului electromagnetic , de la undele radio la razele X. Ca toate pulsarele izolate, perioada sa încetinește foarte treptat; uneori perioada sa de rotație prezintă schimbări puternice, cunoscute sub numele de erori , despre care se crede că sunt cauzate de o realiniere bruscă în steaua neutronică. Energia eliberată pe măsură ce pulsarul încetinește este enormă și mărește emisiile de radiație sincrotronă a nebuloasei, care are o strălucire totală de aproximativ 75.000 de ori mai mare decât cea a Soarelui. [41]

Emisia puternică de energie a pulsarului creează o regiune dinamică neobișnuită în centrul nebuloasei; în timp ce majoritatea obiectelor astronomice evoluează atât de încet, încât schimbările sunt vizibile doar la scara de câțiva ani, părțile cele mai interioare ale Nebuloasei Crabului prezintă modificări în ordinea a doar câteva zile. [42] Cea mai dinamică structură a regiunilor centrale ale nebuloasei este punctul în care vântul ecuatorial al pulsarului lovește masa nebuloasei în sine, formând un front de șoc a cărui formă și poziție se schimbă rapid.

Natura stelei părinte

Pulsarul Crab. Imaginea combină datele optice de la Hubble (în roșu) și imaginile cu raze X de la Chandra (în albastru).

Steaua care a explodat ca o supernova se numește „stea părinte”. Există două tipuri de stele care pot exploda ca supernove: piticele albe și stelele masive; în așa-numitele supernove de tip Ia , gazul care cade pe o pitică albă determină creșterea masei stelei până când ajunge la un punct critic, numit limita Chandrasekhar , care provoacă explozia; în supernove de tip Ib / c și de tip II , steaua progenitoare este o stea de mare masă în punctul de a epuiza sursa energiei sale prin fuziune nucleară, ceea ce provoacă un prăbușire al stelei în sine, care atinge temperaturi foarte ridicate și provoacă explozia ulterioară. Prezența unui pulsar în nebuloasa Crab exclude originea de la o pitică albă, deoarece supernova de tip Ia nu produce pulsari.

Modelele teoretice ale exploziilor supernova sugerează că steaua progenitoare a Nebuloasei Crabului trebuie să fi avut o masă între 9-11 [28] [43] și 20-30 M ⊙ . [25] Stelele cu mase mai mici de 8 mase solare sunt prea mici pentru a produce explozii de supernova și își termină ciclul de viață lăsând un reziduu pitic alb și formând o nebuloasă planetară , în timp ce stelele cu masă mai mare de 12 mase solare ar produce o nebuloasă cu o substanță chimică. compoziție diferită de ceea ce se observă în Nebuloasa Crabului.[44]

O problemă notabilă în studierea Nebuloasei Crabului este că masa combinată a nebuloasei și a pulsarului este mult mai mică decât cea presupusă pentru steaua mamă, iar întrebarea care a fost soarta acestei „mase lipsă” este încă nerezolvată. [24] Estimările privind masa nebuloasei au fost făcute prin măsurarea cantității totale de lumină emise și calculând cea necesară, având în vedere temperatura măsurată și densitatea nebuloasei; estimările variază de la minimum 1 până la maxim 5 mase solare, cu o valoare de 2-3 mase solare acceptate de comunitatea științifică.[44] Se estimează că masa stelei de neutroni este între 1,4 și 2 M ☉ .

Teoria predominantă care explică masa lipsă a nebuloasei afirmă că o mare parte din masa inițială a stelei părinte a fost suflată înainte de explozia supernova de către un vânt puternic stelar ; totuși, acest vânt ar fi creat o structură de coajă în jurul nebuloasei. Deși s-au încercat observarea acestei cochilii la diferite lungimi de undă, până acum nu s-a găsit nimic. [45]

Notă

  1. ^ a b c ( EN ) Rezultate Simbad pentru NGC 1952 , pe simbad.u-strasbg.fr .
  2. ^ a b ( EN ) DL Kaplan, S. Chatterjee, BM Gaensler, J. Anderson, A Precise Proper Motion for the Crab Pulsar, and the Difficulty of Test Spin-Kick Alignment for Young Neutron Stars , în Acceptat pentru publicare în Astrophysical Jurnal , vol. 677, 2008, p. 1201, DOI : 10.1086 / 529026 .
  3. ^ a b ( EN ) Baza de date NGC / IC cu acces public , pe rezultatul pentru IC 2602 . Accesat la 23 noiembrie 2008 (depus de „Adresa URL originală din 28 mai 2009).
  4. ^ Magnitudine aparentă de 8,4 - modul de distanță de 11,5 ± 0,5 = −3,1 ± 0,5
  5. ^ a b Supernova 1054 - Crearea Nebuloasei Crabului , pe seds.org . Adus la 25 aprilie 2008 (arhivat din original la 5 iulie 2008) .
  6. ^ M. Zeilik, SA Gregory, Introductory Astronomy & Astrophysics , ediția a IV-a, Editura Saunders College, 1998, p. 369, ISBN 0-03-006228-4 .
  7. ^ O declinație de 22 ° N este egală cu o distanță unghiulară de polul nord ceresc de 68 °; ceea ce înseamnă că la nord de 68 ° N obiectul este circumpolar, în timp ce la sud de 68 ° S obiectul nu se ridică niciodată.
  8. ^ Așa cum se arată în: Tirion, Sinnott, Sky Atlas 2000.0 - Ediția a doua , Cambridge University Press, ISBN 0-933346-90-5 .
  9. ^ RS Wolff, HL Kestenbaum, W. Ku, R. Novick, Măsurarea structurii spațiale a sursei de raze X în Nebuloasa Crab. I - Observarea ocultării lunare din 3 noiembrie 1974. II - Observarea ocultării lunare din 28 decembrie 1974 , în Astrophysical Journal , vol. 202, 15 noiembrie 1975, pp. L15-L19, L21-L24, DOI : 10.1086 / 181970 .
  10. ^ TM Palmieri, FD Seward, A. Toor, TC van Flandern, Distribuția spațială a razelor X în Nebuloasa Crab , în Astrophysical Journal , vol. 202, decembrie 1975, pp. 494–497, DOI : 10.1086 / 153998 .
  11. ^ a b S. Bowyer, ET Byram, TA Chubb, H. Friedman, Lunar Occultation of X-ray Emission from the Crab Nebula , in Science , vol. 146, noiembrie 1964, pp. 912–917, DOI : 10.1126 / science.146.3646.912 .
  12. ^ WC Erickson WC, The Radio-Wave Scattering Properties of the Solar Corona , în Astrophysical Journal , vol. 139, mai 1964, p. 1290, DOI : 10.1086 / 147865 .
  13. ^ K. Mori, H. Tsunemi, H. Katayama, DN Burrows, GP Garmire, AE Metzger, An X-Ray Measurement of Titan's Atmospheric Extent from its Transit of the Crab Nebula ( PDF ), în Astrophysical Journal , vol. 607, iunie 2004, pp. 1065-1069. .
  14. ^ JK Glyn, Căutarea Nebuloaselor , în Jurnalul de Istorie a Astronomiei , vol. 7, 1976, p. 67.
  15. ^ K. Lundmark, suspecte noi stele înregistrate în vechile cronici și printre observațiile recente ale meridianelor , în Publicațiile Societății Astronomice din Pacific , vol. 33, 1921, p. 225.
  16. ^ a b NU Mayall, Nebuloasa Crabului, o probabilă supernovă , în Astronomical Society of the Pacific Leaflets , vol. 3, 1939, p. 145.
  17. ^ JJL Duyvendak, Date suplimentare privind identificarea nebuloasei crabului cu supernova din 1054 d.Hr. Partea I. Cronicile antice orientale , în Publicații ale Societății Astronomice din Pacific , vol. 54, nr. 318, aprilie 1942, pp. 91-94.
    NU Mayall, JH Oort, Date suplimentare referitoare la identificarea Nebuloasei Crabului cu Supernova din 1054 d.Hr. Partea II. Aspectele astronomice , în publicațiile Societății astronomice din Pacific , vol. 54, nr. 318, aprilie 1942, pp. 95-104.
  18. ^ K. Brecher și colab. , Înregistrări antice și supernova Nebuloasei Crabului , în Observator , vol. 103, 1983, pp. 106–113. Accesat la 4 iunie 2008 .
  19. ^ W. Miller, Două pictografii astronomice posibile găsite în nordul Arizona , în Platou , vol. 27, n. 4, 1955, pp. 6-13.
  20. ^ GW Collins II, WP Claspy, JC Martin, A Reinterpretation of Historical References to the Supernova of AD 1054 , în The Publications of the Astronomical Society of the Pacific , vol. 111, nr. 761, iulie 1999, p. 871-880.
  21. ^ a b VL Trimble, The Distance to the Crab Nebula and NP 0532 , în Publicații ale Societății Astronomice din Pacific , vol. 85, nr. 507, octombrie 1973, p. 579, DOI : 10.1086 / 129507 .
  22. ^ RA Fesen, RP Kirshner, Nebuloasa Crab. I - Spectrofotometria filamentelor , în Astrophysical Journal , vol. 258, nr. 1, 1 iulie 1982, pp. 1-10, DOI : 10.1086 / 160043 .
  23. ^ DA Green, RJ Tuffs, CC Popescu, Observații în infraroșu îndepărtat și submilimetru ale nebuloasei Crab , în Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 355, nr. 4, decembrie 2004, pp. 1315-1326, DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2004.08414.x .
  24. ^ a b RA Fesen, JM Shull, AP Hurford, An Optical Study of the Circumstellar Environment Around the Crab Nebula , in Astronomical Journal , vol. 113, ianuarie 1997, pp. 354-363, DOI : 10.1086 / 118258 .
  25. ^ a b c d e GM MacAlpine, SS McGaugh, JM Mazzarella, A. Uomoto, Geometria, compoziția și masa Nebuloasei Crabului , în Astrophysical Journal, Partea 1 , vol. 342, iulie 1989, pp. 364-378. Adus la 23 august 2011 .
  26. ^ Iosif Shklovskii, On the Nature of the Crab Nebula's Optical Emission , in Doklady Akademii Nauk SSSR , vol. 90, 1953, p. 983.
  27. ^ BJ Burn, Un model de sincrotron pentru spectrul continuum al nebuloasei Crab , în Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 165, 1973, p. 421.
  28. ^ a b GM MacAlpine, TC Ecklund, WR Lester, SJ Vanderveer, L.-G. Strolger, A Spectroscopic Study of Nuclear Processing and the Production of Anomalously Strong Lines in Crab Nebula , in The Astronomical Journal , vol. 133, nr. 1, ianuarie 2007, pp. 81-88, DOI : 10.1086 / 509504 .
  29. ^ SJ Vanderveer, On the Removal of Iron-Peak Nuclei from the Surface of the Crab Pulsar ( PDF ), digitalcommons.trinity.edu , Universitatea Trinity, 24 aprilie 2007. Accesat la 23 august 2011 .
  30. ^ MF Bietenholz, PP Kronberg, DE Hogg, AS Wilson, The expansion of the Crab Nebula , in Astrophysical Journal, Part 2 - Letters , vol. 373, 1 iunie 1991, pp. L59-L62, DOI : 10.1086 / 186051 .
  31. ^ Animație care arată extinderea din 1973 până în 2001 , pe apod.nasa.gov . Adus la 17 august 2011 .
  32. ^ distanța × tan (diametru unghiular = 420 ″) = 4,1 ± 1,0 diametru buc = 13 ± 3 la diametru
  33. ^ VL Trimble, Mișcări și structura plicului filamentar al nebuloasei Crab , în Jurnalul Astronomic , vol. 73, septembrie 1968, p. 535, DOI : 10.1086 / 110658 .
  34. ^ M. Bejger, P. Haensel, Expansiunea accelerată a nebuloasei Crab și evaluarea parametrilor stelei sale de neutroni , în Astronomy and Astrophysics , vol. 405, iulie 2003, pp. 747-751, DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20030642 .
  35. ^ R. Minkowski, Nebuloasa Crab , în Astrophysical Journal , vol. 96, septembrie 1942, p. 199, DOI : 10.1086 / 144447 .
  36. ^ JG Bolton, GJ Stanley, OB Slee, Pozițiile a trei surse discrete de radiații de frecvență radio galactică , în Nature , vol. 164, n. 4159, iulie 1949, p. 101, DOI : 10.1038 / 164101b0 .
  37. ^ RC Haymes, DV Ellis, GJ Fishman, JD Kurfess, WH Tucker, Observation of Gamma Radiation from the Crab Nebula , in Astrophysical Journal , vol. 151, gennaio 1968, pp. L9, DOI : 10.1086/180129 .
  38. ^ C. Del Puerto, Pulsars In The Headlines , in EAS Publications Series , vol. 16, 2005, pp. 115–119, DOI : 10.1051/eas:2005070 .
  39. ^ M. Bejger, P. Haensel, Moments of inertia for neutron and strange stars: Limits derived for the Crab pulsar , in Astronomy and Astrophysics , vol. 396, dicembre 2002, pp. 917–921, DOI : 10.1051/0004-6361:20021241 .
  40. ^ FR Harnden Jr., FD Seward, Einstein observations of the Crab nebula pulsar , in Astrophysical Journal , vol. 283, agosto 1984, pp. 279–285, DOI : 10.1086/162304 .
  41. ^ WJ Kaufmann, Universe , 4ª ed., Freeman press, 1996, p. 428, ISBN 0-7167-8584-6 .
  42. ^ JJ Hester, PA Scowen, R. Sankrit, FC Michel, JR Graham, A. Watson, JS Gallagher, The Extremely Dynamic Structure of the Inner Crab Nebula , in Bulletin of the American Astronomical Society , vol. 28, maggio 1996, p. 950.
  43. ^ K. Nomoto, Ministry of Education, Science, and Culture, Evolutionary models of the Crab Nebula's progenitor; Proceedings of the Workshop , The Crab Nebula and related supernova remnants , Fairfax, Cambridge University Press, 11 ottobre 1984, pp. 97-113.
  44. ^ a b K. Davidson, RA Fesen, Recent developments concerning the Crab Nebula , in Annual review of Astronomy and Astrophysics , vol. 23, n. 507, 1985, pp. 119-146, DOI : 10.1146/annurev.aa.23.090185.001003 .
  45. ^ DA Frail, NE Kassim, TJ Cornwell, WM Goss, Does the Crab Have a Shell? , in Astrophysical Journal , vol. 454, dicembre 1995, pp. L129–L132.

Bibliografia

Immagine ripresa dal telescopio Hubble di una piccola regione della nebulosa; i filamenti mostrano instabilità di Rayleigh-Taylor nella loro intricata struttura. Credit: NASA / ESA .
La Nebulosa del Granchio come appare fotografata da un telescopio amatoriale con un'esposizione di 30 minuti.

Libri

Opere generali

  • ( EN ) Stephen James O'Meara, Deep Sky Companions: The Messier Objects , Cambridge University Press, 1998, ISBN 0-521-55332-6 .
  • ( EN ) Robert Burnham, Jr, Burnham's Celestial Handbook: Volume Two , New York, Dover Publications, Inc., 1978.
  • ( EN ) Chaisson, McMillan, Astronomy Today , Englewood Cliffs, Prentice-Hall, Inc., 1993, ISBN 0-13-240085-5 .
  • ( EN ) Thomas T. Arny, Explorations: An Introduction to Astronomy , 3 updatedª ed., Boston, McGraw-Hill, 2007, ISBN 0-07-321369-1 .
  • AA.VV, L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia , Novara, De Agostini, 2002.
  • J. Gribbin, Enciclopedia di astronomia e cosmologia , Milano, Garzanti, 2005, ISBN 88-11-50517-8 .
  • W. Owen, et al, Atlante illustrato dell'Universo , Milano, Il Viaggiatore, 2006, ISBN 88-365-3679-4 .
  • J. Lindstrom, Stelle, galassie e misteri cosmici , Trieste, Editoriale Scienza, 2006, ISBN 88-7307-326-3 .

Sull'evoluzione stellare

  • ( EN ) CJ Lada, ND Kylafits, The Origin of Stars and Planetary Systems , Kluwer Academic Publishers, 1999, ISBN 0-7923-5909-7 .
  • A. De Blasi, Le stelle: nascita, evoluzione e morte , Bologna, CLUEB, 2002, ISBN 88-491-1832-5 .
  • C. Abbondi, Universo in evoluzione dalla nascita alla morte delle stelle , Sandit, 2007, ISBN 88-89150-32-7 .
  • M. Hack , Dove nascono le stelle. Dalla vita ai quark: un viaggio a ritroso alle origini dell'Universo , Milano, Sperling & Kupfer, 2004, ISBN 88-8274-912-6 .

Carte celesti

  • Toshimi Taki, Taki's 8.5 Magnitude Star Atlas , su geocities.jp , 2005. URL consultato il 7 novembre 2010 (archiviato dall' url originale il 5 novembre 2018) . - Atlante celeste liberamente scaricabile in formato PDF.
  • Tirion, Rappaport, Lovi, Uranometria 2000.0 - Volume I - The Northern Hemisphere to -6° , Richmond, Virginia, USA, Willmann-Bell, inc., 1987, ISBN 0-943396-14-X .
  • Tirion, Sinnott, Sky Atlas 2000.0 - Second Edition , Cambridge, USA, Cambridge University Press, 1998, ISBN 0-933346-90-5 .
  • Tirion, The Cambridge Star Atlas 2000.0 , 3ª ed., Cambridge, USA, Cambridge University Press, 2001, ISBN 0-521-80084-6 .

Voci correlate

Altri progetti

Collegamenti esterni

Orion Nebula - Hubble 2006 mosaic 18000.jpg New General Catalogue : NGC 1950 • NGC 1951 • NGC 1952 • NGC 1953 • NGC 1954
Controllo di autorità VIAF ( EN ) 315126060 · LCCN ( EN ) sh85033695 · GND ( DE ) 4148360-1
Oggetti del profondo cielo Portale Oggetti del profondo cielo : accedi alle voci di Wikipedia che trattano di oggetti non stellari
Wikimedaglia
Questa è una voce di qualità .
È stata riconosciuta come tale il giorno 30 agosto 2011 — vai alla segnalazione .
Naturalmente sono ben accetti altri suggerimenti e modifiche che migliorino ulteriormente il lavoro svolto.

Segnalazioni · Criteri di ammissione · Voci di qualità in altre lingue

Estratto da " https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Nebulosa_Granchio&oldid=120881048 "