Wikipedia

Krebsnebel

sowohl ein Supernovaüberrest als auch ein Pulsarwind-Nebel im Sternbild Stier
Dies ist eine alte Version dieser Seite, zuletzt bearbeitet am 16. Februar 2017 um 20:16 Uhr durch Fabian RRRR (Diskussion | Beiträge) (→Beobachtungsgeschichte). Sie kann sich erheblich von der aktuellen Version unterscheiden.

Der Krebsnebel ist sowohl ein Supernovaüberrest als auch ein Pulsarwind-Nebel im Sternbild Stier und wird im Messier-Katalog als M 1 sowie im New General Catalogue als NGC 1952 geführt.

Supernovaüberrest
Daten des Krebsnebels
Krebsnebel, HST-Aufnahme
Sternbild Stier
Position
Äquinoktium: J2000.0
Rektaszension 5h 34m 31,97s
Deklination +22° 0′ 52,10″
Weitere Daten
Helligkeit (visuell)

8,4 mag[1]

Winkelausdehnung

6′ × 4′

Entfernung

6300 Lj[1]

Durchmesser 11 × 7 Lj
Geschichte
Entdeckung

John Bevis

Datum der Entdeckung

1731

Katalogbezeichnungen
M 1 • NGC 1952 • IRAS 05314+2200 • Sh 2–244
AladinLite

Der Krebsnebel erscheint im sichtbaren Licht als ovaler Körper mit breiten Filamenten. Dieser Körper ist rund 6 Bogenminuten lang und 4 Bogenminuten breit und umgibt eine diffuse blaue Region im Zentrum. Die Filamente sind Überreste der Atmosphäre des Ursprungssterns und enthalten zum größten Teil ionisiertes Helium und Wasserstoff und weiterhin Kohlenstoff, Sauerstoff, Stickstoff, Eisen, Neon und Schwefel.

Beobachtungsgeschichte

Einem Mönch in Flandern fiel am 11. April 1054 eine „helle Scheibe am Nachmittag“ auf. Dies war die erste überlieferte Beobachtung einer Supernova-Explosion. Bekannter ist, dass am 4. Juli 1054 ein chinesischer Hofastronom einen Stern entdeckte, der auch tagsüber neben der Sonne sichtbar war. Auch in Nordamerika stellen Zeichnungen diese Supernova-Explosion dar, aus der der Nebel anschließend entstand. Insgesamt konnten bisher 13 zeitnahe historische Quellen zu diesem Himmelsereignis von 1054 gefunden werden.

 
Skizze des Krebsnebels, Lord Rosse, 1844

Der nebelartige Überrest wurde im Jahr 1731 von John Bevis sowie, davon unabhängig, von Charles Messier am 28. August 1758 entdeckt. Diese Entdeckung war für Messier der Auslöser zur Erstellung des Messier-Katalogs, in dem der Krebsnebel als erstes Objekt M 1 eingeordnet ist. Die Benennung als Krebsnebel wird häufig Lord Rosse zugeschrieben, der den Nebel mit seinem großen Spiegelteleskop detailliert beobachten konnte und eine Zeichnung im Jahr 1844 publizierte. Jedoch wurde die Ähnlichkeit der Filamente mit den Extremitäten eines Krebses, die in dieser Zeichnung besonders ausgeprägt ist, anderweitig schon früher angedeutet.[2] Gegen Ende des 19. Jahrhunderts publizierte Isaac Roberts, ein Pionier der Astrofotografie, erste Aufnahmen des Krebsnebels und stellte dabei fest, dass der Nebel den zuvorbekannten Zeichnungen nicht ähnelte.[3][4]

Im Jahr 1921 erkannte Carl Otto Lampland anhand von verschieden weit zurückliegenden Aufnahmen, dass sich der Krebsnebel über die Zeit hinweg verändert.[5] Noch im gleichen Jahr wurde dies anhand weiterer Aufnahmen durch John Charles Duncan bestätigt, der zudem erkannte, dass es sich bei der Veränderung um eine Expansion handelt[6] und Knut Lundmark wies darauf hin, dass auch die in chinesischen Schriften verzeichnete Nova aus dem Jahr 1054 nahe dem Krebsnebel liegen müsse.[7] Sieben Jahre später schloss Edwin Hubble durch Zurückberechnung der Expansion auf diese Nova vor rund 900 Jahren.[8]

Rund 10 Jahre später bestimmte Nicholas Ulrich Mayall anhand der Doppleraufspaltung von Spektrallinien die tatsächliche Ausdehnungsgeschwindigkeit zu 1300 km/s und ermittelte durch Vergleich mit der scheinbaren Expansion die Entfernung von 1500 Parsec (4900 Lichtjahre).[9] Walter Baade und Knut Lundmark erkannten daraufhin, dass es sich aufgrund der großen Distanz zusammen mit der im Jahr 1054 beobachteten hohen Helligkeit um eine sogenannte Supernova handeln müsse:[10] Nur wenige Jahre zuvor entdeckte Walter Baade zusammen mit Fritz Zwicky, dass es neben einer Nova eine viel leuchtkräftigere, aber seltenere „Super-nova“ geben kann, bei der ein (von ihnen postulierter) Neutronenstern entsteht.[11][12] Spektroskopische Untersuchungen Anfang der 1940er Jahre von Rudolph Minkowski erhärteten diese These. Die Spektroskopien deuteten auf etwa eine Sonnenmasse bei einen Durchmesser von höchstens 2% der Sonne und somit eine zumindest 180.000-fachen Dichte und — was ihn von einem weißen Zwerg unterscheidet — eine Temperatur von 500.000 Kelvin sowie der 30.000-fachen Leuchtkraft der Sonne hin.[13]

Im Jahr 1948 fand John Gatenby Bolton mit weiteren Wissenschaftlern an der Position des Nebels die Radioquelle Taurus A[14][15], und erkannte, dass die hohe Intensität wahrscheinlich nicht durch thermische Prozesse hervorgerufen wird. Hannes Alfvén und Nicolai Herlofson schlugen kurz darauf eine Synchrotronstrahlung als Erklärung vor, die von fast lichtschnellen Elektronen in einem starken Magnetfeld hervorgerufen wird.[16] Im Jahr 1953 folgerte Iosef Shklovsky, dass das blaue Leuchten des Zentrums auch durch Synchrotronstrahlung hervorgerufen wird und aufgrund des Magnetfelds polarisiert ist.[17] Diese Polarisation wiesen Mikheil Vashakidze und Viktor Alekseyevich Dombrovskij im Folgejahr nach.[18]

Im Jahr 1964 wurde der Nebel mit der Röntgenquelle Taurus X-1 identifiziert. Dies gab auch Evidenzen, den Neutronenstern als Ursache des Magnetfeldes zu erkennen.[19] 1968/69 konnte der Pulsar PSR B0531+21 im optischen Bereich als Zentralstern des Krebsnebels identifiziert werden.

Vorlage:Absatz-L

Physikalische Eigenschaften

Die Temperatur der Filamente liegt meist zwischen 11.000 K und 18.000 K und ihre Dichte beträgt rund 1.300 Teilchen pro cm³.[20]

1960 fand man heraus, dass das Magnetfeld von etwa 108 Tesla aus einem Neutronenstern im Zentrum des Nebels resultiert.[21]

Der Krebsnebel dehnt sich derzeit mit einer Geschwindigkeit von 1500 km/s aus[22] und Bilder, die vor mehreren Jahren gemacht wurden, bestätigen dies. Vergleicht man nun die Ausdehnung und die Rotverschiebung, kann man die Entfernung bestimmen. Durch moderne Beobachtungen hat man eine Entfernung von rund 6.300 Lichtjahren ermittelt.[23]

Rechnet man die Expansion zurück, erhält man ein Datum für die Bildung des Nebels, das auf mehrere Jahrzehnte nach 1054 verweist. Es scheint, als hätte sich der Nebel beschleunigt ausgedehnt.[24] Man vermutet, dass die notwendige Energie für die Beschleunigung vom Pulsar stammt, der das Magnetfeld verstärkte, und dass dadurch die Filamente vom Zentrum stärker wegbewegt wurden.[25]

Es ist erforderlich, die Masse des Nebels abzuschätzen, um die Masse des ursprünglichen Sterns zu ermitteln, der vor der Supernova existierte. Die Schätzungen für die Masse der Filamente des Krebsnebels reichen von 1 bis 5 Sonnenmassen.[26]

Zentralstern

 
Zentrum des Krebsnebels, Überlagerung von Aufnahmen in den Bereichen des sichtbaren Lichts (rot) und der Röntgenstrahlen (blau). Man erkennt den eingebetteten Pulsar.

Im Zentrum des Krebsnebels befinden sich zwei schwache Sterne. Einer von ihnen ist für die Entstehung des Nebels verantwortlich. 1942 erkannte Rudolph Minkowski, dass der Krebsnebel ein extrem ungewöhnliches Spektrum besitzt.[27] Man fand in der Region um den Stern 1949 eine starke Quelle für Radiowellen,[28] 1963 für Röntgenstrahlen,[29] und es war eines der hellsten Objekte im Bereich für Gammastrahlung 1967.[30] 1968 stellte man fest, dass die Strahlung in Impulsen ausgesendet wird.

Pulsare sind Quellen starker elektromagnetischer Strahlung, die in kurzen und extrem regelmäßigen Intervallen mehrmals in der Sekunde emittiert werden. 1967 war es ein großes Rätsel, wie so etwas zu erklären sei. Das Team, welches den Pulsar entdeckte, ging selbst von einem Signal einer fortgeschrittenen Zivilisation aus.[31] Heute weiß man, dass es sich bei Pulsaren um schnell drehende Neutronensterne handelt, deren starkes Magnetfeld in schmalen Strahlen konzentriert ist.

Man vermutet, dass der Pulsar einen Durchmesser von 28 bis 30 km hat.[32] Er sendet alle 33 Millisekunden Strahlungsimpulse aus,[33] die über das gesamte elektromagnetische Spektrum, von Radio- bis Röntgenstrahlung, verteilt sind. Wie bei allen Pulsaren nimmt seine Periode langsam ab. Manchmal zeigt der Pulsar zeitliche Störungen in seiner Periode. Es wird angenommen, dass diese aus einer plötzlichen Umordnung des Materials im Neutronenstern resultieren. Die Energie, die der Pulsar verliert, während er langsamer wird, ist enorm. Allein die Synchrotronstrahlung besitzt eine Leuchtstärke, die rund 75.000 Mal stärker als die der Sonne ist.[34]

Durch die extreme Energiemenge, die der Pulsar abgibt, entsteht eine extrem dynamische Region im Zentrum des Krebsnebels. Während die meisten Veränderungen von astronomischen Objekten so langsam geschehen, dass man sie erst nach vielen Jahren wahrnehmen kann, ändert sich das Innere des Krebsnebels innerhalb einiger Tage.[35] Die Gebiete mit den stärksten Veränderungen im inneren Teil des Nebels sind an dem Punkt, wo die Polarjets des Pulsars mit dem umgebenden Material kollidieren und eine Stoßwelle bilden. Zusammen mit dem äquatorialen Wind erscheinen sie als eine Serie von büschelähnlichen Gebilden, die steil hervorwachsen, aufhellen und dann verblassen, wenn sie sich vom Pulsar weg- und in den Nebel hineinbewegen.

Ursprünglicher Stern

 
Der Krebsnebel im Infrarot­bereich aufge­nommen vom Spitzer-Welt­raum­tele­skop.

Der Krebsnebel entstand aus der Supernovaexplosion eines Sterns. Aus theoretischen Modellen von Supernovaexplosionen schließt man, dass der Stern eine Masse zwischen 8 und 12 Sonnenmassen gehabt haben musste. Man vermutet, dass Sterne, die weniger als 8 Sonnenmassen haben, zu klein sind, um in einer Supernova zu explodieren und ihr Leben mit der Erzeugung eines Planetarischen Nebels beenden, während Sterne mit mehr als 12 Sonnenmassen einen Nebel mit einer anderen chemischen Zusammensetzung als der des Krebsnebels bilden.[36]

Ein ungelöstes Problem beim Krebsnebel ist, dass die Masse des Pulsars und des Nebels zusammen kleiner ist als die des ursprünglichen Sterns und man nicht weiß, wo die fehlende Masse verblieben ist.[26] Um die Masse des Nebels abzuschätzen, misst man die Menge des emittierten Lichts und berechnet die Masse bei gegebener Temperatur und Dichte des Nebels. Daraus erhält man ein Intervall von 1–5 Sonnenmassen, während 2–3 Sonnenmassen der am besten akzeptierte Wert ist.[36] Der Neutronenstern wird auf eine Masse zwischen 1,4 und 2 Sonnenmassen geschätzt.

Eine vorherrschende Theorie besagt, dass die fehlende Masse vom ursprünglichen Stern durch den Sternwind vor der Supernovaexplosion weggetragen wurde. Dies würde jedoch zu einer Hülle um den Krebsnebel führen. Obwohl man nach dieser Hülle in unterschiedlichen Wellenlängen gesucht hatte, wurde bisher keine gefunden.[37]

Transit von Körpern des Sonnensystems

 
Falschfarbenüberlagerung von Infrarot- (rot) optischen (grün) und Röntgen-aufnahmen (blau) des Krebsnebels Messier 1

Der Krebsnebel ist rund 1,5° von der Ekliptik der Erdbahn um die Sonne entfernt. Das bedeutet, dass der Mond und manchmal auch Planeten diesen Nebel scheinbar am Himmel durchqueren oder streifen können. Die Sonne selbst durchquert den Nebel nicht, dafür aber ihre Korona. Solche Ereignisse helfen, den Nebel und die Objekte vor dem Nebel besser zu erforschen, indem man untersucht, wie sich die Strahlung des Nebels ändert.

Mondtransits wurden verwendet, um die Quellen der Röntgenstrahlen im Nebel zu finden. Bevor man Satelliten wie das Chandra X-Ray Observatory hatte, die die Röntgenstrahlung beobachten konnten, hatten Röntgenbeobachtungen meist eine geringe Auflösung. Wenn sich jedoch der Mond vor den Nebel schiebt, kann man die Helligkeitsänderungen des Nebels verwenden, um Karten der Röntgenstrahlenemission des Nebels anzufertigen.[38] Als man das erste Mal Röntgenstrahlen im Krebsnebel beobachtet hatte, wurde der Mond, als er den Nebel am Himmel streifte, verwendet, um die genaue Position der Röntgenstrahlung auszumachen.[29]

Die Sonnenkorona durchquert den Krebsnebel jeden Juni. Durch Veränderungen der Radiowellen des Krebsnebels kann man auf die Dichte und Struktur der Sonnenkorona schließen. Die ersten Beobachtungen offenbarten, dass die Sonnenkorona viel ausgedehnter ist als bis dahin angenommen, spätere Beobachtungen zeigten, dass sie beachtliche Dichteschwankungen aufweist.[39]

Sehr selten durchquert der Saturn den Nebel. Sein Transit im Jahr 2003 war der erste seit 1296, der nächste wird 2267 sein. Mit Hilfe des Chandra X-Ray Observatory wurde der Saturnmond Titan genauer untersucht. Dabei stellte sich heraus, dass auch um Titan Röntgenstrahlung emittiert wurde. Der Grund liegt in der Absorption der Röntgenstrahlung in seiner Atmosphäre. Dadurch erhielt man für die Dicke von Titans Atmosphäre einen Wert von 880 km.[40] Der Saturntransit selbst konnte nicht beobachtet werden, da Chandra zu der Zeit den Van-Allen-Gürtel durchquerte.

Siehe auch

Video

Commons: Messier 1 – Album mit Bildern, Videos und Audiodateien

Einzelnachweise

  1. ↑ a b http://messier.seds.org/m/m001.html
  2. ↑ R. Charles Mollan: William Parsons, 3rd Earl of Rosse: Astronomy and the castle in nineteenth-century Ireland. Oxford University Press, 2015.
  3. ↑ Isaac Roberts: Photographs of the Region of the "Crab" Nebula, 1 M. Tauri. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 52. Jahrgang, 1892, S. 502, bibcode:1892MNRAS..52..502R.
  4. ↑ Isaac Roberts: A Selection of Photographs of Stars, Star-clusters and Nebulae, Volume II. The Universal Press, London 1899, S. 164 (digitalisiert).
  5. ↑ Carl Otto Lampland: Observed Changes in the Structure of the "Crab" Nebula (N. G. C. 1952). In: Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 33. Jahrgang, Nr. 192, 1921, S. 79, bibcode:1921PASP...33...79L.
  6. ↑ John Charles Duncan: Changes Observed in the Crab Nebula in Taurus. In: Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America. 7. Jahrgang, Nr. 6, 1921, S. 179–180.1, bibcode:1921PNAS....7..179D.
  7. ↑ Knut Lundmark: Suspected New Stars Recorded in Old Chronicles and Among Recent Meridian Observations. In: Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 33. Jahrgang, Nr. 195, 1921, S. 225, bibcode:1921PASP...33..225L.
  8. ↑ Edwin Hubble: Novae or Temporary Stars. In: Astronomical Society of the Pacific Leaflet. 1. Jahrgang, Nr. 14, 1928, S. 55, bibcode:1928ASPL....1...55H.
  9. ↑ Nicholas Ulrich Mayall: The Spectrum of the Crab Nebula in Taurus. In: Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 49. Jahrgang, Nr. 288, 1937, S. 101, bibcode:1937PASP...49..101M.
  10. ↑ Walter Baade: The Absolute Photographic Magnitude of Supernovae. In: Astrophysical Journal. 88. Jahrgang, 1938, S. 285, bibcode:1938ApJ....88..285B.
  11. ↑ Walter Baade, Fritz Zwicky: On Super-novae. In: Contributions from the Mount Wilson Observatory. 3. Jahrgang, 1934, S. 73–78, bibcode:1934CoMtW...3...73B.
  12. ↑ Walter Baade, Fritz Zwicky: Cosmic Rays from Super-novae. In: Contributions from the Mount Wilson Observatory. 3. Jahrgang, 1934, S. 79–83, bibcode:1934CoMtW...3...79B.
  13. ↑ Rudolph Minkowski: The Crab Nebula. In: Astrophysical Journal. 96. Jahrgang, 1942, S. 199, bibcode:1942ApJ....96..199M.
  14. ↑ John G. Bolton, G. J. Stanley, O. B. Slee: Positions of three discrete sources of Galactic radio frequency radiation. In: Nature. 164. Jahrgang, Nr. 4159, 1949, S. 101–102, doi:10.1038/164101b0, bibcode:1949Natur.164..101B.
  15. ↑ J. G. Bolton, G. J. Stanley: The Position and Probable Identification of the Source of the Galactic Radio-Frequency Radiation Taurus-A. In: Australian Journal of Scientific Research A. 2. Jahrgang, 1949, S. 139, bibcode:1949AuSRA...2..139B.
  16. ↑ Hannes Alfvén, Nicolai Herlofson: Cosmic Radiation and Radio Stars. In: Physical Review. 78. Jahrgang, Nr. 5, 1950, S. 616-616, bibcode:1950PhRv...78..616A.
  17. ↑ Iosif Shklovskii: On the Nature of the Crab Nebula’s Optical Emission. In: Doklady Akademii Nauk SSSR. 90. Jahrgang, 1953, S. 983.
  18. ↑ Jan Hendrik Oort, Theodore Walraven: Polarization and composition of the Crab nebula. In: Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands. 12. Jahrgang, S. 285, bibcode:1956BAN....12..285O.
  19. ↑ Lodewijk Woltjer: X-Rays and Type I Supernova Remnants. In: Astrophysical Journal. 140. Jahrgang, 1964, S. 1309–1313, bibcode:1964ApJ...140.1309W.
  20. ↑ R. A. Fesen, R. P. Kirshner: The Crab Nebula. I – Spectrophotometry of the filaments. In: Astrophysical Journal. Band 258, 1982, S. 1–10
  21. ↑ B. J. Burn: A synchrotron model for the continuum spectrum of the Crab Nebula. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 165, 1973, S. 421
  22. ↑ M. F. Bietenholz, P. P. Kronberg, D. E. Hogg und A. S. Wilson: The expansion of the Crab Nebula. In: Astrophysical Journal Letters. Band 373, 1991, S. L59–L62
  23. ↑ V. Trimble: The Distance to the Crab Nebula and NP 0532. In: Publications of the Astronomical Society of the Pacific. Band 85, 1973, S. 579
  24. ↑ V. Trimble: Motions and Structure of the Filamentary Envelope of the Crab Nebula. In: Astronomical Journal. Band 73, 1968, S. 535
  25. ↑ M. Bejger und P. Haensel: Accelerated expansion of the Crab Nebula and evaluation of its neutron-star parameters. In: Astronomy and Astrophysics. Band 405, 2003, S. 747–751
  26. ↑ a b R. A. Fesen, J. M. Shull und A. P. Hurford: An Optical Study of the Circumstellar Environment Around the Crab Nebula. In: Astronomical Journal. Band 113, 1997, S. 354–363
  27. ↑ R. Minkowski: The Crab Nebula. In: Astrophysical Journal. Band 96, 1942, S. 199
  28. ↑ J. G. Bolton, G. J. Stanley und O. B. Slee: Positions of three discrete sources of Galactic radio frequency radiation. In: Nature. Band 164, 1949, S. 101
  29. ↑ a b S. Bowyer, E. T. Byram, T. A. Chubb und H. Friedman: Lunar Occultation of X-ray Emission from the Crab Nebula. In: Science. Band 146, 1964, S. 912–917
  30. ↑ R. C. Haymes, D. V. Ellis, G. J. Fishman, J. D. Kurfess und W. H. Tucker: Observation of Gamma Radiation from the Crab Nebula. In: Astrophysical Journal. Band 151, 1968, S. L9
  31. ↑ C. Del Puerto: Pulsars In The Headlines. In: EAS Publications Series. Band 16, 2005, S. 115–119
  32. ↑ M. Bejger and P. Haensel: Moments of inertia for neutron and strange stars. Limits derived for the Crab pulsar. In: Astronomy and Astrophysics. Band 396, 2002, S. 917–921, arxiv:astro-ph/0209151.
  33. ↑ F. R. Harnden und F. D. Seward: Einstein observations of the Crab nebula pulsar. In: Astrophysical Journal. Band 283, 1984, S. 279–285, bibcode:1984ApJ...283..279H.
  34. ↑ W. J. Kaufmann: Universe. 4. Auflage, Freeman press, 1996, S. 428
  35. ↑ J. J. Hester, P. A. Scowen, R. Sankrit, F. C. Michel, J. R. Graham, A. Watson und J. S. Gallagher: The Extremely Dynamic Structure of the Inner Crab Nebula. In: Bulletin of the American Astronomical Society. Band 28, 1996, S. 950
  36. ↑ a b K. Davidson und R. A. Fesen: Recent developments concerning the Crab Nebula. In: Annual Review of Astronomy and Astrophysics. Band 23, 1985, S. 119–146
  37. ↑ D. A. Frail, N. E. Kassim, T. J. Cornwell und W. M. Goss: Does the Crab Have a Shell?. In: Astrophysical Journal. Band 454, 1995, S. L129–L132
  38. ↑ T. M. Palmieri, F. D. Seward, A. Toor und T. C. van Flandern: Spatial distribution of X-rays in the Crab Nebula. In: Astrophysical Journal. Band 202, 1975, S. 494–497
  39. ↑ W. C. Erickson: The Radio-Wave Scattering Properties of the Solar Corona. In: Astrophysical Journal. Band 139, 1964, S. 1290
  40. ↑ K. Mori, H. Tsunemi, H. Katayama, D. N. Burrows, G. P. Garmire und A. E. Metzger: An X-Ray Measurement of Titan’s Atmospheric Extent from Its Transit of the Crab Nebula. In: Astrophysical Journal. Band 607, 2004, S. 1065–1069. Chandra images used by Mori et al can be viewed here.
Abgerufen von „https://de.wikipedia.org/w/index.php?title=Krebsnebel&oldid=162711011“