Rák köd

Rák köd A kép leírása, az alábbiakban szintén kommentálva A rák-köd optikailag megfigyelhető a Hubble űrtávcsővel Megfigyelési adatok ( Epoch J2000.0 )
Jobb felemelkedés 05 óra  34 m  31,97 s
Deklináció 22 ° 00 ′ 52,1 ″
Galaktikus koordináták ℓ = 184,5575 b = −05,7843
csillagkép Bika

Helyszín a csillagképben: Bika

(Lásd a csillagkép helyzetét: Bika) Taurus IAU.svg
Fogadó galaxis Tejút
Felfedezés 1731
Az utánvilágítás típusa Teljes
Szögméret ( szögperc ) 6 × 4
Fluxus sűrűség 1 GHz-en ( Jy ) 1040
Spektrális index 0,3
Távolság ( kpc ) kb. 1,9  kpc (∼6,200  al )
Távolságbecslési módszer megfelelő mozgás és radiális sebesség
Rádió megjelenése Tele, központi pulzárral és északon "kémény" szerkezettel (más néven "sugár")
X szempont Bemutat egy tórusz szerkezet körül pulzár (pulzár szél köd )
Optikai megjelenés Erősen polarizált szálak + diffúz szinkrotronemisszió , nagyon gyenge sugárzással
Egyéb megnevezések M 1, NGC  1952, Taurus A, Taurus X-1, 3C 144, CTA 36, CTB 18
Megjegyzések Kapcsolatban áll a történelmi szupernóva az SN 1054  ; pulzárt tartalmaz a közepén , a PSR B0531 + 21

A Rák-köd ( M 1, NGC 1952, Taurus A , Taurus X-1 ) egy szupernóva-maradvány, amely egy hatalmas csillag, mint történelmi szupernóva ( SN 1054 ) robbanásából származik , amelyet egy kínai csillagász megfigyelt a Song-dinasztia időszakában. 1054 júliusától 1056 áprilisáig . A ködöt először 1731- ben figyelte meg John Bevis , majd 1758- ban Charles Messier, aki katalógusának ( Messier katalógus ) első objektumává tette . A hagyományos név visszamegy a XIX th  században , amikor William Parsons , a harmadik grófja Rosse megfigyelhető a köd a Birr Castle az 1840-es években , és utal rá, mint a Rák-köd, mert a rajz tényleg úgy néz ki, mint egy rák . A Rák-köd nem keverhető össze a bolygó Hen2-104-köddel , amelyet néha „Déli Rák-ködnek” is neveznek, mivel hasonlósága nyilvánvalóbbnak tűnik a névadó rákokkal.

Található a parttól ~ 6 300  al (~ 1 930  db ) a Föld , a konstelláció a Taurus , a köd átmérője ~ 10  al (~ 3,07  PC ), és van egy expanziós sebességének jelentése 1 500  km / s , ennek a kornak a perjelére jellemző jellemzők. Ez az első olyan csillagászati ​​tárgy, amelyhez történelmi szupernóva-robbanás társult.

A köd közepén egy pulzár , a Rák pulzár (vagy PSR B0531 + 21) található, amely másodpercenként körülbelül harmincszor kapcsol be. Ez az ismert legenergikusabb pulzár, amely a Napnál 200 000-szer több energiát sugároz , rendkívül széles frekvenciatartományban , 10 megahertz és 30  GeV közötti , vagy közel 18 nagyságrendű tartományban . A pulzár fontos szerepet játszik a köd felépítésében, többek között felelős annak központi megvilágításáért.

Az ekliptikus sík közvetlen közelében található köd egyúttal sugárforrás is, amely hasznos lehet az azt eltakaró égitestek tanulmányozásához. Az 1950-es és 1960-as években , a napkorona feltérképezték megfigyelésével rádióhullámok a Rák-köd. Újabban a ködből származó röntgensugarak segítségével mértük a Titan légkörének , a Szaturnusz holdjának vastagságát .

Eredet

A Rák-köd először figyelték meg a 1731 által John Bevis . Ez volt újra felfedezni, függetlenül 1758 by Charles Messier, akkor keresve a Halley üstökös, akinek újbóli megjelenése volt, hogy előfordulhat, hogy az évben, és ebben a régióban az ég. Felismerve, hogy valójában nem figyelte meg a keresett üstökösöt, Messiernek az volt az ötlete, hogy készítsen egy fényes ködök katalógusát, hogy korlátozza a köztük és az üstökösök közötti összetévesztés kockázatát .

A XX .  Század elején a köd korai fényképeinek elemzése több évre külön-külön feltárta annak tágulását. A tágulási sebesség kiszámítása lehetővé teszi annak megállapítását, hogy a köd körülbelül 900 évvel korábban keletkezett. A történelmi beszámolók kutatása megállapította, hogy a kínai, japán és arab csillagászok 1054-ben az ég ugyanezen részén egy elég fényes új csillagot figyeltek meg az ég ugyanazon részén . Tekintettel nagy távolságra és elmúló jellegére, ez az "új csillag" (vagy az ázsiai terminológiában vendégcsillag ) valójában szupernóva volt - egy hatalmas csillag, amely felrobbant, miután kimerítette energiaforrásait a magfúzióból .

A legújabb elemzések E történelmi szövegek azt mutatják, hogy a szupernóva, hogy adott okot, hogy a Rák-köd valószínűleg megjelent áprilisban vagy május elején 1054- , elérve a maximális látszólagos nagyságát a -5 és -3 júliusban 1054- . Akkor fényesebb volt, mint az éjszakai égbolt minden más objektuma, a Hold kivételével . Az eseményről olyan kínai gyűjtemények számolnak be, ahol a csillagot 天 關 客 星 (天 關: égi helyzet a hagyományos kínai csillagászati ​​rendszerben; 客: vendég; 星: csillag; de a kínai csillagászatban olyan eseményeket vagy csillagokat jelentette, amelyek megjelenése, vagy akár eltűnések, korábban nem lehetett kiszámítani és megállapítani). 23 napig elég világos maradt ahhoz, hogy világos nappal is látható legyen. A szupernóva az első megfigyelés után körülbelül 2 évig volt szabad szemmel látható. A keleti csillagászok 1054-es szövegeiben említett megfigyeléseknek köszönhetően a Rák-köd az első olyan csillagászati ​​objektum, amelynek kapcsolatát a szupernóva-robbanással megállapították.

Fizikai jellemzők

A rák köd látható fényben nagy, ovális szálak tömege, körülbelül 6  ívperc hosszú és 4 ívperces széles  , körülveszi a diffúz középkék régiót. A abszolút nagyságrendje jelentése -3 (amely hozzávetőleg megfelel a fényesség 1000 napok), és a tömege körülbelül 5 napenergia tömegeket.

Az izzószálak az őscsillag maradványai, és elsősorban ionizált héliumból és hidrogénből , valamint szénből , oxigénből , nitrogénből , vasból , neonból és kénből állnak . Az izzószálak hőmérséklete 11 000 és 18 000  K között van , anyagsűrűségük körülbelül 1300 részecske köbcentiméterenként . A spektroszkópia meg tudja különböztetni a látható fénykibocsátás két fő összetevőjét, az egyiket zöldben és pirosban a kétszeresen ionizált oxigén ([O III]) és a hidrogén ( H-alfa ) miatt, amelyet a rétegek termelnek a gyorsan táguló progenitor atmoszférájában. csillag, ütközik a csillagközi közeggel . A másik, kék színű, folytonos spektrumú és nagyon polarizált .

1953-ban Iosif Shklovsky feltételezte, hogy a diffúz kék régiót főként a szinkrotron sugárzás , a relativisztikus sebességgel (azaz közel a fénysebességhez ) mozgó elektronok pályájának görbülete miatt keletkező sugárzás okozza . Három évvel később elméletét megfigyelések igazolják. Az 1960-as években megállapították, hogy a köd központi csillaga által termelt intenzív mágneses mező felgyorsítja és meggörbíti az elektronok pályáját. Ez a csillag egy neutroncsillag és egy pulzár , amely a köd kezdetén található szupernóvától : a rákos pulzártól - távol marad .

A köd tágulási sebességét a spektrum elmozdulásának Doppler-hatással történő számszerűsítésével határoztuk meg, és becslések szerint körülbelül 1500  km / s . Ugyanakkor a több év különbséggel készített képek feltárják az égen látható lassú szögtágulást. Ha összehasonlítjuk ezt a szögetágulást a tágulási sebességgel, a köd Naptól való távolságát és méretét körülbelül 6200, illetve 13 fényévre becsülhetjük  .

A köd jelenleg megfigyelt tágulási sebessége alapján ellenőrizhető a szupernóva keletkezésének megfelelő dátuma . A számítás néhány évtizeddel korábbi dátumhoz vezet, mint 1054. Valószínű magyarázat erre az elmozdulásra az lenne, hogy a terjeszkedés üteme nem volt egyenletes, de a szupernóva robbanása óta felgyorsult. Ez a gyorsulás annak a pulzárnak az energiájának tudható be, amely a köd mágneses terét táplálja, amely kiterjesztve a szálakat kifelé tereli.

A köd teljes tömegének becslése lehetővé teszi a kezdeti szupernóva tömegének megbecsülését. A rák-köd szálaiban található tömeg becslése egy-öt naptömeg között változik . A Crab pulzáron alapuló egyéb becslések eltérő értékekhez vezettek.

Központi csillag

A Rák-köd közepén egy halvány csillag található, amely a köd eredete. 1942- ben azonosították ilyennek , amikor Rudolph Minkowski felfedezte, hogy optikai spektruma rendkívül szokatlan és nem hasonlít egy normál csillagra. Később megállapították, hogy a csillag körüli régió fontos rádióhullámok ( 1949 ), röntgensugarak ( 1963 ) forrása, és hogy a gammasugarak egyik legfényesebb tárgya az égen ( 1967 ). A röntgensugárzás fluxussűrűsége százszor nagyobb, mint a látható fénykibocsátásé. A 1968 , a kutatás kimutatta, hogy a csillag által kibocsátott sugárzás a formában rövid impulzusokkal, válik az egyik első pulzár azonosítását, valamint az első, már társított szupernóva utánvilágítás .

A impulzusok az erős elektromágneses sugárzás forrása , úgy tűnik, hogy másodpercenként többször, rövid, nagyon szabályos impulzusokban bocsátanak ki. 1967-ben történt felfedezésük sok kérdést vetett fel; Még azt a hipotézist is felvetették, hogy ezek az impulzusok egy fejlett civilizáció jelzései. A rák-köd közepén lüktető rádióforrás felfedezése azonban bizonyította, hogy a pulzárok nem idegen jelek, hanem szupernóva-robbanások által keletkeztek. Azóta kiderült, hogy ezek az impulzusok gyorsan forgó neutroncsillagoknak köszönhetők, amelyek erős mágneses terei a kibocsátott sugárzást keskeny sugárnyalábokká koncentrálják. A mágneses tér tengelye nem igazodik a forgás tengelyéhez, a nyaláb iránya körbe söpri az eget. Amikor véletlenül a sugár iránya találkozik a Földdel, impulzus figyelhető meg. Az impulzusok frekvenciája tehát a neutroncsillag forgási sebességének mértéke.

A rákos pulzár átmérője 28 és 30 kilométer között lenne. 33 milliszekundumonként sugárzási impulzusokat bocsát ki  . De mint az izolált pulzárok minden esetben, az impulzus frekvenciája is csak kissé, de folyamatosan csökken, ami azt jelzi, hogy a pulzár nagyon lassan lassul. Időről időre azonban forgási ideje élesen változik. Ezeket a variációkat csillagremegésnek nevezzük, és úgy gondolják, hogy azok a neutroncsillag belső szerkezetének hirtelen újrabeállításából fakadnak.

A pulzár által kibocsátott energia különösen dinamikus régiót hoz létre a Rák-köd közepén. Míg a legtöbb csillagászati ​​objektum jellemző evolúciós ideje több mint tízezer év, addig a köd központi részei néhány napos időszakokban fejlődnek. A köd központi területének legdinamikusabb része az a terület, ahol a pulzárból származó egyenlítői szél találkozik a környező anyaggal, és lökéshullámot képez . Ennek a területnek az alakja és helyzete az egyenlítői szél hatására gyorsan változik. Ez a terület kis ragyogó csíkok formájában látható, amelyek fényereje növekszik, majd gyengül, amikor eltávolodnak a pulzártól.

Progenitor csillag

A szupernóvává robbant és a ködöt megszülető csillagot őscsillagnak nevezik. Kétféle csillag termeli a szupernóvákat  : a fehér törpék (amelyek az Ia típusú szupernóvákat adják a csillagot teljesen elpusztító termonukleáris robbanással) és a masszív csillagok (amelyek az "Ib", "Ic" és a "II" szupernóva típusokat adják). Az utóbbi esetben, a szív, a csillag összeomlik önmagát, és megfagy szívébe való vas . A robbanást az összeomló légkör okozza, amely visszaverődik erről a magról. Kompakt tárgyat hagy maga után, amely néha pulzár . Egy ilyen pulzár jelenléte a Rák-ködben azt jelenti, hogy egy hatalmas csillagból alakult ki. Valójában az „Ia” típusú szupernóvák nem termelnek pulzárokat.

Elméleti szupernóva-robbanási modellek azt sugallják, hogy a Rák-köd keletkezett csillag tömege nyolc és tizenkét naptömeg között volt . A nyolc naptömegnél kisebb tömegű csillagok túl könnyűek lennének ahhoz, hogy szupernóva-robbanást idézzenek elő és bolygóködöket termeljenek . A tizenkét naptömegnél nagyobb tömegű csillagoktól eltérő kémiai összetételű ködök keletkeznek, mint a Rák-ködben.

A Rák-köd tanulmányozása során felvetett egyik fő kérdés az, hogy a köd és a pulzár együttes tömege sokkal alacsonyabb, mint az őscsillagra előre jelzett tömeg. Ennek a különbségnek az oka nem ismert. A köd tömegének becslését úgy kapjuk meg, hogy megmérjük a kibocsátott fény teljes mennyiségét, és ismerve a köd hőmérsékletét és sűrűségét , levonva a megfigyelt fény kibocsátásához szükséges tömeget. A becslések 1 és 5 naptömeg között változnak, az általánosan elfogadott érték 2 vagy 3 naptömeg. A neutroncsillag tömege 1,4 és 2 naptömeg között lenne.

A rák-köd hiányzó tömegének fő elmélete az, hogy az őscsillag tömegének jelentős részét kidobták, mielőtt a szupernóva erős csillagszélben felrobbant volna, mint sok csillag esetében, olyan hatalmas, mint a Farkas-Sugár csillagok . Azonban egy ilyen szél héjat teremtett volna a köd körül (mint egy Wolf-Rayet buborék ). Bár különböző hullámhosszakon végzett megfigyeléseket végeztek ennek a héjnak az azonosítására, soha nem volt ilyen.

Tranzitok a Naprendszer testein keresztül

A Rák-köd az ekliptika mintegy másfél fokán , a Föld keringő síkján helyezkedik el a Nap körül . Ennek eredményeként, a Hold és a bolygók néha elhomályosítja vagy tranzit már a köd. Bár a Nap nem halad el a köd előtt, koronája elhalad előtte. Ezeket a tranzitokat és okkultációkat fel lehet használni mind a köd, mind az előtte haladó tárgy tanulmányozására, figyelemmel kísérve az utóbbi által a köd sugárzása által generált módosításokat.

Hold-átmenetet használtak a ködben lévő röntgensugárzás feltérképezésére . Megkezdése előtt a műholdak szentelt röntgen megfigyelés, mint XMM-Newton vagy Chandra , röntgen megfigyelés teleszkópok nagyon alacsony volt szögfelbontással . Ezzel szemben a Hold helyzete nagy pontossággal ismert. Így amikor ez utóbbi a köd előtt halad el, a köd fényességének változásai lehetővé teszik a röntgensugárzás térképének elkészítését.

A napkorona minden évben júniusban elhalad a köd előtt . Variációk a rádió hullámok a köd használják, hogy tanulmányozza a sűrűsége és szerkezete a korona. Az első megfigyelések azt mutatták, hogy a korona sokkal nagyobb, mint azt korábban gondolták. Ezek a megfigyelések lehetővé tették annak megállapítását is, hogy a korona sűrűségében jelentős eltérések mutatkoznak.

A Szaturnusz a Rák-köd előtt is elhalad, de nagyon ritkán. Utolsó tranzitja 2003- ban volt az első 1296 óta  ; a következő 2267-ben lesz. A tudósok a Chandra távcsővel figyelték meg a Szaturnusz holdját, a Titánt , amikor elhaladt a köd mellett, és észrevették, hogy a Titan átjárójának röntgensugárzása nagyobb, mint a felszín. - sugározza a légköre. Ezek a megfigyelések megállapították, hogy a Titan légkörének vastagsága 880  km . Maga a Szaturnusz bolygó tranzitja nem volt megfigyelhető, mert a Chandra távcső egyszerre haladt át a Van Allen övön .

A köd a fikcióban

A rák köd ismételten megjelenik a szépirodalmi művekben. Különösen megemlíthetjük:

Függelékek

Kapcsolódó cikkek

Külső linkek

Bibliográfia

Megjegyzések és hivatkozások

Megjegyzések

  1. Összehasonlításképpen: a telihold 30 perc ív.

Hivatkozások

  1. (in) "  SIMBAD Astronomical Database  " , az NGC 1952 eredményei (hozzáférés: 2006. december 25. )
  2. (-ban) K. Glyn Jones , "  A ködök keresése  " , Journal of the History of Astronomy , Vol.  7, n o  67,1967
  3. (in) Lundmark K. 1921, A Csendes-óceáni Astronomical Society publikációi , c. 33. o.  225 , gyanúsított új csillagok, amelyeket régi krónikákban és a legújabb meridián megfigyelések között rögzítettek "  Bibliográfiai kód: 1921PASP ... 33..225L  " , az ADS-en
  4. (en) NU Mayall, 1939, Csendes-óceáni Szórólapok Csillagászati ​​Társasága, v. 3. o.  145 , A rák-köd, egy valószínű szupernova , „  Bibliográfiai kód: 1939ASPL .... 3..145M  ” , az ADS-en
  5. (in) Collins GW Claspy WP, Martin JC 1999 kiadványai Astronomical Society of the Pacific , c. 111. o.  871 , Történeti hivatkozások újbóli értelmezése a Kr. U. 1054 szupernóvájához „  Bibliográfiai kód: 1999PASP..111..871C  ” , az ADS-ről
  6. Ronald Stoyan Atlas, a Messier Objects Cambridge University Press, 2008. o.  71.
  7. (a) Fesen RA, RP Kirshner 1982 Asztrofizikai Journal , v. 258. o.  1-10 , A rák köd. I - Az izzószálak spektrofotometriája , "  Bibliográfiai kód: 1982ApJ ... 258 .... 1F  " , az ADS-en
  8. (en) Shklovskii 1953 Doklady Akademii Nauk SSSR V.90, p.  983 , A rák-köd optikai kibocsátásának természetéről
  9. (en) Burn BJ 1973 Vol. 165. o.  421 , a Royal Astronomical Society havi értesítései , A rák köd folytonos spektrumának szinkrotron modellje , „  Bibliográfiai kód: 1973MNRAS.165..421B  ” , az ADS-en
  10. (in) Bietenholz MF, PP Kronberg, Hogg DE, Wilson AS 1991 The Astrophysical Journal Letters, vol. 373. o. L59-L62, A rák-köd terjeszkedése , "  Bibliográfiai kód: 1991ApJ ... 373L..59B  " , az ADS-en
  11. (in) Trimble V. 1968 The Astronomical Journal , v. 73. o.  535 , A rák-köd filamentális borítékának mozgásai és szerkezete , "  Bibliográfiai kód: 1968AJ ..... 73..535T  " , az ADS-en
  12. (a) Bejger M., P. Haensel 2003. Astronomy and Astrophysics , v.405, p.  747-751 , A rák-köd gyorsított terjeszkedése és neutroncsillag-paramétereinek értékelése , "  Bibliográfiai kód: 2003A & A ... 405..747B  " , az ADS-en
  13. (en) Fesen RA, Shull JM, Hurford AP, 1997, The Astronomical Journal v . 113, p.  354-363 , A rák-köd körüli körkörös csillagok környezetének optikai vizsgálata , „  Bibliográfiai kód: 1997AJ .... 113..354F  ” , az ADS-en
  14. (in) Minkowski R. 1942. A adatik , v. 96. o.  199 , A Rák-köd , „  bibliográfiai kód: 1942ApJ .... 96..199M  ” , az ADS
  15. (a) Bolton JG Stanley GJ, OB Slee 1949, Nature , v. 164. o.  101. , Galaktikus rádiófrekvenciás sugárzás három különálló forrásának helyzete , „  Bibliográfiai kód: 1949Natur.164..101B  ” , az ADS-en
  16. (en) Bowyer S., Byram ET, Chubb TA, Friedman H. 1964 Science , v. 146. o.  912-917 , A rák-köd röntgenkibocsátásának holdi elfoglalása , "  Bibliográfiai kód: 1964Sci ... 146..912B  " , az ADS-en
  17. (in) Haymes RC Ellis DV, GJ Fishman, Kurfess JD Tucker, WH 1968 A adatik , v. 151., L9. O., A rák-köd gammasugárzásának megfigyelése , "  Bibliográfiai kód: 1968ApJ ... 151L ... 9H  " , az ADS-en
  18. (in) Del Puerto C. 2005. EAS Közlemények sorozat, v. 16. o.  115-119 , Pulsars a címsorokban
  19. (in) Mr. Bejger és P. Haensel 2002 Astronomy and Astrophysics c. 396. o.  917–921 , A tehetetlenségi pillanatok a neutronokhoz és a különös csillagokhoz: A rákpulzárra vonatkozó határértékek , „  Bibliográfiai kód: 2002A & A ... 396..917B  ” , az ADS-en
  20. (in) Harnden HU Seward FD 1984 The Astrophysical Journal , v. 283. o.  279-285 , Einstein-megfigyelések a rák köd pulzárjáról , "  Bibliográfiai kód: 1984ApJ ... 283..279H  " , az ADS-en
  21. (a) Hester JJ Scowen PA Sankrit R. Michel FC, Graham JR, A. Watson, JS Gallagher 1996 Bulletin az American Astronomical Society , Vol. 28. o.  950 , A belső rák-köd rendkívül dinamikus szerkezete , "  Bibliográfiai kód: 1996AAS ... 188.7502H  " , az ADS-en
  22. (en) Davidson K., Fesen RA 1985, Asztronómia és asztrofizika éves áttekintése , v. 23. o.  119-146 , A rák ködjével kapcsolatos legújabb fejlemények , „  Bibliográfiai kód: 1985ARA & A..23..119D  ” , az ADS-en
  23. (in) Frail DA Kassim NE, Cornwell TJ Goss WM 1995 The Astrophysical Journal , v. 454. o. L129 - L132, Van-e héja a ráknak ? , "  Bibliográfiai kód: 1995ApJ ... 454L.129F  " , az ADS-en
  24. (a) Palmieri TM Seward FD Toor A., Van Flandern TC 1975 Asztrofizikai Journal , v. 202. o.  494-497 , A röntgensugarak térbeli eloszlása ​​a rák-ködben , "  Bibliográfiai kód: 1975ApJ ... 202..494P  " , az ADS-en
  25. (a) Erickson WC 1964 Asztrofizikai Journal , v. 139. o.  1290 , A napkorona rádióhullám-szórási tulajdonságai , "  Bibliográfiai kód: 1964ApJ ... 139.1290E  " , az ADS-en
  26. (in) Mori K. Tsunemi H. Katayama H. ​​Burrows DN, GP Garmire, Metzger AE 2004 The Astrophysical Journal , v. 607. o.  1065-1069 , A Titan légköri terjedelmének röntgenmérése a rák-köd átjutásától , „  Bibliográfiai kód: 2004ApJ ... 607.1065M  ” , az ADS-en . Néhány Chandra-kép, amelyet Mori et al. a Chandra weboldalon látható .