Rák köd

Supernova maradvány
Adatok a Rák-ködből
Rák-köd, kép a Hubble űrtávcsőből
Rák-köd, kép a Hubble űrtávcsőből
csillagkép bika
Pozíció
napéjegyenlőség : J2000.0
Jobb felemelkedés 05h 34m 32.0s
deklináció + 22 ° 00 ′ 52 ″
További adatok
Fényerő  (vizuális)

8.4 mag

Szögletágulás

6 ′ × 4 ′

távolság

6300 ly

átmérő 6 × 4 év
történelem
felfedezés

John Bevis

A felfedezés dátuma

1731

Katalógusnevek
M  1 • NGC  1952 • IRAS  05314 + 2200 • Sh 2–244
Aladin előnézet

A Rák -köd (ritka Rák köd , korábban is Rák köd a English Rák köd , katalogizált, mint M 1 és NGC 1952 Az ) a konstelláció Taurus a maradványa a szupernóva megfigyelt 1054 , amelyben egy pulzár szél köd volt kialakítva. Nem található a Perseus karján a Tejút és körülbelül 2000 parsecs a Földtől.

A csaknem 1500 kilométer / másodperces sebességgel táguló köd ovális alakú, hossza 6 ívperc, szélessége 4 ívperc. Középpontjában a felrobbant eredeti csillagból kibontakozó neutroncsillag található , amely a tengelye körül másodpercenként körülbelül 30-szor forog (33 ms periódus), és a rádiófrekvencia-tartományban, valamint az optikai, röntgen- és gamma frekvenciatartomány, mint pulzár (úgynevezett rák vagy rák pulzár ). A körülvevő ködöt keresztezik az eredeti csillag külső héjaiból származó szálak, amelyek főleg ionizált hidrogénből és héliumból állnak . Ezen kívül kisebb arányban vannak szén , oxigén , nitrogén , vas , neon és kén , néha por formájában is.

Alacsony látszólagos fényereje miatt a Rák-köd csak távcsöveken keresztül figyelhető meg, és csak azok szisztematikus használatával fedezték fel a 18. században. Közelsége miatt és az egyik legfiatalabb galaktikus pulzár szélködként azóta a csillagászat egyik legintenzívebben kutatott tárgya.

felfedezés

A köd felfedezése és megjelenése

A ködszerű megjelenést 1731-ben fedezte fel John Bevis, miközben csillagtérképeket készített , és Charles Messier üstökösöket keresve 1758 augusztusában. Míg Bevis felfedezése sokáig publikálatlan maradt, Messier váltotta ki a köd- és csillaghalmazok katalógusának összeállítását , amelyben a Rák-köd az első tárgy. Alakját egy gyertyalángra hasonlítja.

A rák-köd vázlata, Lord Rosse , 1844
Isaac Roberts képe a Rák-ködről, 1895

John Herschel 1833-ban publikálta a köd illusztrálását , amely a ködöt ovális csillaghalmazként mutatta be - ezt a szerkezetet tévesen gyanította egy általa felismert foltosság miatt. Lord Rosse volt a köd és a nagy tükrös távcsővel megfigyelése részletesen és közzétett egy rajzot, 1844-ben Ő is a kijelölés a Rák-köd gyakran tulajdonítják, de a hasonlóság szálak a végtagok a rák , amely különösen hangsúlyos ez a rajz , Thomas Romney Robinson korábban jelezte. A 19. század vége felé Isaac Roberts , az asztrofotózás úttörője közzétette az első képeket a Rák-ködről, és megállapította, hogy a képein látható köd nem hasonlít a korábban ismert rajzokra.

Az 1910-es években a Vesto Slipher spektroszkópos vizsgálata jellegzetes spektrális vonalak alapján kimutatta , hogy a köd hidrogénből és héliumból áll . Észrevette, hogy ezek a spektrális vonalak fel vannak osztva, és a Stark-effektust gyanította . Röviddel ezután Roscoe Frank Sanford úgy vélte, hogy a Doppler- szel ellentétes −600–1000 km / s, illetve 1620–1750 km / s sebességű váltások is magyarázzák a megosztottságot. Vizsgálatai során azt is felismerte, hogy a legfényesebb terület kék színben világít és folyamatos spektruma van. Ezeket az eredményeket később Walter Baade megerősítette keskeny sávú szűrőkkel készült felvételek révén, amelyek azt is kimutatták, hogy a világos kékes terület középen fekszik, és a köd fényességének mintegy 80% -át teszi ki, míg a vonalas spektrumok az izzószálakból származnak.

1921-ben Carl Otto Lampland a múlt különböző korainak képei alapján felfedezte , hogy a szerkezet, különösen a Rák-köd közepén, az idők folyamán változik - ez a tulajdonság három különböző kivételtől eltekintve egyetlen másnál sem található meg. köd .

Szupernóva

A Lampland felfedezésétől ihletve John Charles Duncan röviddel később további képek alapján megerősítette a Rák-köd változását, és felismerte azt is, hogy a külterület változása terjeszkedés. Ugyanakkor, Knut Lundmark észrevette , hogy a Rák-köd közel van a Nova a 1054-ben feljegyzett kínai írások . Hét évvel később, 1928-ban, Edwin bezárta a Hubble-t , kiszámítva ennek a novának a terjeszkedését 900 évvel ezelőtt.

Körülbelül tíz évvel később Nicholas Ulrich Mayall meghatározta az 1300 km / s tényleges tágulási sebességet a spektrumvonalak Doppler-felosztásával, és meghatározta az 1500 parszek (4900 fényév ) távolságát a látszólagos tágulással összehasonlítva . Walter Baade és Knut Lundmark akkor felismerték, hogy a nagy távolság és az 1054-ben megfigyelt nagy fényerő miatt úgynevezett szupernóvának kell lennie, a Rák-köd egy csillagból került elő: Walter Baade csak néhány évvel korábban Fritz Zwicky feltételezi, hogy a nova mellett létezhet sokkal világosabb, de ritkább „szuper nova” is. Itt egy hatalmas csillag robban, és külső rétegeiből táguló köd képződik, míg magja neutroncsillaggá omlik össze.

A köd közepén gyanús neutroncsillagot Rudolph Minkowski spektroszkópos vizsgálata megerősítette az 1940-es évek elején. A spektroszkópia olyan naptömeget jelzett , amelynek átmérője legfeljebb a nap 2% -a volt, és így a sűrűség legalább 180 000-szerese volt, és - mi különbözteti meg a fehér törpétől - 500 000 Kelvin hőmérséklet és 30 000-szer nagyobb a nap fényessége . Ez a fényesség a teljes köd megfigyelt fényességéből adódik, feltételezve, hogy a látható spektrumon kívüli neutroncsillag ellátja az energiával; a látható spektrumban a neutroncsillag csak eléri a 16  magot .

Minkowski a szupernóvát az I. típushoz rendelte az általa nem sokkal korábban tervezett fenomenológiai osztályozási rendszer szerint. Az osztályozási rendszer fizikai modellekkel kiegészített fokozatos finomításával azonban a II-P típus egyre hihetőbbé vált.

Szinkrotron sugárzás

1948-ban John Gatenby Bolton és más tudósok a köd helyzetében megtalálták a Taurus A rádióforrást, és rájöttek, hogy a nagy intenzitást valószínűleg nem termikus folyamatok okozzák. Röviddel ezután Hannes Alfvén és Nicolai Herlofson a szinkrotron sugárzást javasolta magyarázatként, amelyet az erős mágneses mezőben lévő elektronok okoznak, amelyek majdnem olyan gyorsak, mint a fény . 1953-ban Iosef Shklovsky gyanította, hogy a központ kék fényét szintén a szinkrotron sugárzás okozza, és hogy ez a mágneses tér miatt polarizált. Ezt a polarizációt a következő évben észlelték, de az elektronok forrása és a mágneses mező sokáig vita tárgyát képezte.

Az égi gömb gammasugárzása : a kép közepén a galaktikus központ ; jobb szélső, fényes, a Rák-köd

Az első röntgencsillagászati ​​megfigyeléseket , amelyek csak a légkörön kívül lehetségesek , 1963-tól Aerobee rakétákkal hajtották végre. Kezdetben csak két nagyon fényes röntgenforrást fedeztek fel az 1,5 keV és 8 keV közötti energia tartományban, és egyikükkel, a Taurus X-1-vel azonosították a rákos ködöt. Ez a neutroncsillagról, mint a mágneses mező okáról is bizonyítékot szolgáltatott. 1967-ben a magassági léggömbön lévő műszerek felismerték, hogy ez az 560 keV-ig terjedő tartományban az egyik legerősebb gammasugárzás forrása . Ebben az időben Cherenkov-teleszkópok segítségével elkezdték tanulmányozni a gamma-sugárzást a teraelektronvolt energiáig terjedő tartományig , és ez az 1970-es évek során egyre egyértelműbben bebizonyosodott. A Fermi gammasugaras űrtávcsővel végzett megfigyelések szintén alkalmanként erőteljes fellángolást mutattak, amely több napig tartott. 2019-ben a rák-ködből 100 TeV fölötti gammasugárzást detektáltak, így ez az első ilyen sugárforrás.

pulzár

Fénygörbe és lassított kép a pulzárról a Rák-köd közepén. Felvétel egyetlen kvantumkamerával a Wendelstein Obszervatórium 80 cm-es távcsövén, Dr. F. Fleischmann, 1998

Az 1960-as évek közepén Lodewijk Woltjer úgy vélte, hogy egy neutroncsillag az előző csillag mágneses fluxusát rendkívül erős mágneses térbe tudja koncentrálni. Egy kicsit később, Franco Pacini megállapította , hogy ha ez a csillag is megőrzi a perdület az előző csillag és forog gyorsan miatt az összehúzódás , akkor szabadul fel hatalmas mennyiségű energiát a környező köd , mint egy dinamó .

A Rák-köd pulzár felvételeinek sorrendje (a kép jobb oldalán): a fő és a másodlagos impulzus lassú mozgása, amelyet 33 ms-onként ismételnek

Az első pulzárról  - egy olyan neutroncsillagról, amely lüktetni látszik - 1968-ban készült jelentés motiválta David H. Staelin és Edward C. Reifenstein az eget fürkészte, és két lüktető rádióforrást fedezett fel a Rák-köd területén - és valószínűleg hozzá tartozó. A felfedezés a Green Bank 90 méteres rádióteleszkóppal történt . NP 0527 és NP 0532 nevet adtak a rádióforrásoknak. Az NP 0527 végül lényegesen idősebbnek bizonyult, mint az 1054-es évtől származó szupernóva, de az NP 0532 azonosítható volt a Rák-ködhöz tartozónak. A 33,09 ms pulzusperiódust és annak lassú növekedését röviddel a felfedezés után meg lehetett állapítani az Arecibo Obszervatórium háromszor nagyobb rádióteleszkópjának segítségével . Egy összehasonlító vizsgálat kimutatta, hogy a neutroncsillag forgó szerint a megfigyelt pulzációs mágneses mező 100.000.000 Tesla bocsát egy kimenetet , amely megfelel a forgási felszabaduló energia lassul a forgás és ugyanakkor körülbelül a teljes szinkrotron sugárzás, feltételezve pulzár átmérője 24 km fektet; a rák-köd tehát a neutroncsillagról meríti energiáját, amely fokozatosan lassabban forog, mint egy lendkerék .

A pulzáció más spektrális tartományokban is kimutatható volt. A PSR B0531 + 21 pulzárt már 1969-ben azonosították a rák-köd központi csillagával az optikai területen, majd röviddel később ugyanabban az évben a röntgen területén. Az impulzusoknak van fő- és másodlagos impulzusuk, az impulzus alakja és impulzusmagassága a spektrális tartománytól függ; gamma sugárzás esetén a másodlagos impulzus magasabb lehet, mint a fő impulzus. A pulzárnak különböző modelljei vannak, amelyek leírják ezt a sugárzást ezekkel az impulzusalakokkal; például az egyikben a mágneses mező 45 ° -kal dől a forgástengelyre, és ez 67 ° -kal a megfigyelés irányára. Ezeknek az impulzusoknak az intenzitása azonban időnként magasabbnak bizonyulhat, mint azt nagyon kevés más pulzus esetében figyelték meg. Ezeket a nagyobb intenzitású impulzusokat óriási impulzusoknak nevezzük, és átlagosan tízpercenként átlagosan az energia tízszeresével fordulnak elő, de előfordulhatnak az energia 2000-szeresével is. A későbbi vizsgálatok azt mutatták, hogy némelyikük csak 2 nanomásodperc hosszúságú impulzusokat tartalmaz, így az emissziós tartománynak kevesebbnek kell lennie, mint 1 méter. Kialakulásának mechanizmusa még nem tisztázott teljesen.

Röntgensugarak a Rák-ködből a 0,5–7,0 keV energia tartományban, Chandra űrtávcső

A megfigyelések alapján Wallace Hampton Tucker már 1969-ben sejtette, hogy a feltöltött részecskékből származó, majdnem fénysebességű, úgynevezett pulzárszél világítani kezd a környező köd ütésekor, majd öt évvel később Martin John Rees és James Edward Gunn pontosította, hogy a relativisztikus elektronok és pozitronok a pulzár körüli toroid mágneses mezőben keletkeznek, és a szinkrotron sugárzás megkezdődik, amint ütköznek a köddel. Ezen túlmenően, fúvókák által alkotott mágneses mező a relativisztikus töltött részecskék mentén kialakított forgástengely , mint számítottuk 1984. Körülbelül 10 évvel később a nagyfelbontású ROSAT , a Hubble űrtávcső és a Chandra űrtávcső segítségével sikerült ezeket a sugárzásokat kimutatni a röntgen- és optikai mezőkben .

A Rák-köd közepe , a képek egymásra helyezése a látható fény (piros) és a röntgensugarak (kék) területén. Láthatja a beágyazott pulzárt .

A legújabb tanulmányok szerint a rák-köd pulzárjának átmérője 28-30 km. Ennek eredményeként a nap energiájának valamivel több mint 100 000-szerese van. A nagy mennyiségű kisugárzott energia a Lampland által felfedezett rendkívüli dinamikus régiót generálja a Rák-köd közepén, amelyet részletesen megfigyelhetünk a nagy felbontású Hubble Űrtávcsővel és a Chandra Űrtávcsővel: Míg a csillagászati ​​tárgyakban a legtöbb változás bekövetkezik olyan lassan, hogy csak utána láthatók, sok éven át érzékelhetik, a Rák-köd belseje néhány napon belül megváltozik. A köd belső részében a legnagyobb változást okozó területek azon a ponton vannak, ahol a pulzár sugarai ütköznek a környező anyaggal, és lökéshullámot képeznek . Az Egyenlítői széllel együtt egy csomószerű szerkezetek sorozataként jelennek meg, amelyek meredeken nőnek, kigyulladnak, majd elhalványulnak, amikor eltávolodnak a pulzártól és a ködbe.

Izzószálak

Walter Baade már 1942-ben beszámolt a szálak keskeny sávú szűrőkkel történő felvételéről, amellyel az ionizációt a hidrogén jellegzetes spektrális vonalai segítségével mutatta be . 1957- ben Donald Edward Osterbrock körülbelül 15 000 Kelvin hőmérsékletet és köbcentiméterenként 550-3700 ionizált részecske sűrűségét tudta meghatározni az oxigén és a hélium szintén spektrális vonalainak részletesebb vizsgálata révén , amelyet további vizsgálatok megerősítettek. Röviddel ezután azt feltételezték, hogy az izzószálak összetett alakját Rayleigh-Taylor instabilitás okozta a neutroncsillag és a kidobott szupernóva-maradvány közötti határfelületen.

A legújabb kutatások azt mutatják, hogy a Rák-köd jelenleg 1500 km / s sebességgel bővül. Ha kiszámítja a tágulást vissza, megkapja a köd kialakulásának dátumát, amely 1054 után több évtizedre mutat. Úgy tűnik, mintha a köd gyorsított ütemben tágulna. Úgy gondolják, hogy a gyorsuláshoz szükséges energia a pulzárból származik, amely felerősítette a mágneses teret, és ez gyorsabban mozgatta az izzószálakat a középponttól. Az izzószálak és a sarki szélköd kövek kiszámított kiterjedésének különbségei szintén alátámasztják a Rayleigh-Taylor instabilitást az izzószálak morfológiájának magyarázataként.

Teljes tömeg

A távoli infravörös ( Herschel űrtávcső ) vörös színben a por eloszlása ​​az izzószálak mentén egyértelművé válik.

A Rák-köd tömegére vonatkozó becslések kezdetben nem voltak következetesek. 1942-ben Minkowski a neutroncsillag körülbelül 1 naptömege mellett további 15 naptömeget nevezett meg a környező köd számára. Osterbrock 1957-ben próbálta meghatározni az izzószálak teljes tömegét. A naptömeg néhány százalékának eredő értékét azonban nem erősítették meg későbbi vizsgálatok, amelyek arra utalnak, hogy a nap a nap tömegének egy-ötszöröse. A szupernóva-robbanások elméleti modelljeiből arra a következtetésre jutottak, hogy a csillag tömegének korábban nyolc és tizenkét naptömeg között kellett lennie . Régóta gyanították, hogy a szupernóvához szükséges további tömeg egy rákban heverhet a Rák-köd körül, amelyet azonban a különböző hullámhosszúságú keresések ellenére sem találtak meg. Figyelembe véve a Herschel űrtávcsővel távoli infravörös tartományban megfigyelhető port, 2015-ben hét naptömegű gáztömeg és valamivel kevesebb, mint egy naptömegű portömeg került megállapításra. A valamivel többnél egy naptömegű pulzárral együtt ez összesen mintegy kilenc naptömeget eredményez. Újabb elemzések azonban nagyságrenddel kisebb portömegre vagy valamivel nagyobb össztömegre, 9,5–10 naptömegre jutnak.

távolság

A Rák-köd eltávolításának pontos meghatározása nehéznek bizonyult. A távolság meghatározásának Mayall által 1937-ben leírt módszerét sokszor reprodukálták, és a választott eljárástól függően 1030 parecsek és 2860 parekek közötti értékeket szolgáltatott. A csillagközi közegre vonatkozó feltételezések és az abból eredő abszorpciók különböző spektrális tartományokban nagyon hasonló értéktartományt kaptak; fizikai okok, mint például más szupernóvákkal való összehasonlítás vagy az emissziós vonalak intenzitási aránya, 1800–2000 parsek távolságokra vonatkoznak. Mivel a rák-köd tulajdonságai miatt számos más bevett módszer a távolság meghatározására kudarcot vall, gyakran alkalmazták a Virginia Trimble által 1970 körül említett mérésekből átlagolt 2000 ± 500 parsek értékét.

2018- ban a Gaia űrszonda segítségével optikai parallaxis meghatározást végeztek , amely 3000 parszeknél nagyobb távolságot jelez, és 2400 parseknél kisebb távolságokat valószínűnek tűnik. A Gaia-val végzett hosszabb megfigyelések ezután csökkentették a statisztikai hibákat, ami 2020-ban 2000 parszek távolságot eredményezett, 95% -os konfidenciaintervallummal 1620-2560 parsek.

A Naprendszer testeinek tranzitja

Különböző spektrumtartományok színkódolt animációja:
piros: rádiótartomány (VLA) ; sárga: IR (Spitzer űrtávcső) ; zöld: látható spektrum (HST) ; kék: UV (XMM-Newton) ; ibolya: gammasugárzás (Chandra röntgen obszervatórium)

Mivel a Rák-köd csak 1,5 ° távolságra van az ekliptikától , a Hold és néha a bolygók a Földről nézve látszólag keresztezhetik vagy legelhetik ezt a ködöt az égen. Maga a nap nem lépi át a ködöt, de koronája igen . Az ilyen események segítik a köd és a köd előtti tárgyak jobb feltárását annak tanulmányozásával, hogyan változik a köd sugárzása.

Hold-átmenetet használtak a ködben lévő röntgensugarak forrásának megtalálásához . Mielőtt voltak olyan műholdai, mint a Chandra röntgen obszervatórium, amelyek képesek voltak röntgensugárzást megfigyelni, a röntgensugárzás többnyire alacsony felbontású volt. Amint azonban a hold a köd elõtt mozog, a köd fényességének változásai felhasználhatók a köd röntgenemissziójának feltérképezésére. Amikor először a rák-ködben figyelték meg a röntgensugarakat, akkor a holdat, amint az égen bepásztázta a ködöt, használták a röntgen pontos helyének meghatározásához.

A napkorona minden júniusban elfedi a Rák ködöt. A Rák-köd rádióhullámainak változásai feltárják a napkorona sűrűségét és szerkezetét. Az első megfigyelésekből kiderült, hogy a napkorona sokkal kiterjedtebb, mint korábban feltételezték; későbbi megfigyelések azt mutatták, hogy jelentős sűrűségingadozásokat mutat.

A Szaturnusz nagyon ritkán vándorol a köd elé. Átutazása 4/5-én 2003. január volt az első 1295. december 31-e  óta jul. ; a következőre 2267. augusztus 5-én kerül sor. A Chandra röntgen obszervatórium segítségével alaposabban megvizsgálták a Szaturnusz Hold Titánt . Kiderült, hogy a titán körül röntgensugarakat is kibocsátanak. Ennek oka a röntgensugarak abszorpciója a légkörében. Ez 880 km értéket adott a Titan légkörének vastagságára. Magát a Szaturnusz-átszállást nem lehetett megfigyelni, amikor Chandra akkor átlépte a Van Allen-övet .

Megfigyelhetőség

A Rák-ködöt a teleszkópokkal lehet legjobban megfigyelni Európából a téli hónapokban, mivel akkor messze a láthatár felett van: A keleti 10 ° csúcspontja január 4-én 11 órakor van. Az 50–75 mm-es nyílással rendelkező távcsövekben ovális foltként jelenik meg, további szerkezetek 130 mm-től láthatók. Az izzószálak csak egy 400 mm-es nyílással rendelkező teleszkópban jelennek meg, jó látási sebességgel , 2 ívnél jobb másodpercnél . Az O-III vonal kiemelő struktúráinak spektrális szűrői és a polarizációs szűrők feltárják a komplex, térben változó polarizációs hatásokat.

Beszámoltak a pulzár lüktetésének megfigyeléséről.

irodalom

  • R. Bühler, R. Blandford : A meglepő tarisznyarák és ködje: áttekintés . In: Jelentések a fizika fejlődéséről . szalag 77 , no. 2014. 2014. 6. , bibcode : 2014RPPh ... 77f6901B .
  • Minas C. Kafatos, Richard BC Henry: A rák-köd és a kapcsolódó szupernóva-maradványok. Cambridge University Press, Cambridge et al., 1985, ISBN 0-521-30530-6 .
  • Simon Mitton: A rák köd. Faber és Faber, London, 1979, ISBN 0-684-16077-3 .
  • Rodney Deane Davies, Francis Graham-Smith (szerk.): A rákköd. Reidel, Dordrecht 1971, ISBN 978-94-010-3087-8 .

web Linkek

Wikiszótár: Rák köd  - jelentésmagyarázatok, szóeredet, szinonimák, fordítások

Egyéni bizonyíték

  1. ↑ NASA / IPAC EXTRAGALAKTIKAI ADATBÁZIS
  2. ↑ a b Messier 1. In: messier.seds.org. 2007. augusztus 22., hozzáférés: 2019. szeptember 28 .
  3. ^ A b c Virginia Trimble : A rák-köd és az NP 0532 távolsága . In: A Csendes-óceáni Astronomical Society publikációi . szalag 85 , 1973, pp. 579-585 , bibcode : 1973PASP ... 85..579T .
  4. ↑ Rák köd . In: Meyer nagy beszélgetési lexikon . szalag 4 , 1903, pp. 329. ( archive.org ).
  5. ↑ ROSAT # aktív_idő
  6. ↑ a b Michael F. Bietenholz, Richard L. Nugent: A rák ködjének új tágulási sebességmérései rádióban és optikában . In: A Királyi Csillagászati ​​Társaság havi közleményei . szalag 454 , no. 2015., 3. o. 2416–2422 , bibcode : 2015MNRAS.454.2416B .
  7. ↑ Stephen P. Reynolds, Kazimierz J. Borkowski, Peter H. Gwynne: Tágulás és fényerő változásai a Pulsar-szél ködben az összetett szupernóva maradvány Kes 75-ben . In: Astrophysical Journal . szalag 856 , no. 2 , p. 1–12 , bibcode : 2018ApJ ... 856..133R .
  8. ↑ John Herschel : A ködök és a csillaghalmazok megfigyelései, Slough-ban készültek, húsz lábas reflektorral, 1825 és 1833 között . In: A londoni Királyi Társaság filozófiai tranzakciói . II . Kötet, 1833, pp. 359-505 , doi : 10.1098 / rstl.1833.0021 ( digitalizált, lásd a 81. ábrát ).
  9. ↑ Michael Hoskin: Rosse, Robinson és a ködök felbontása . In: Journal for the History of Astronomy . szalag 21 , no. 4 , 1990, pp. 331-344 , bibcode : 1990JHA .... 21..331H .
  10. ^ Isaac Roberts : Fényképek a "Rák" köd régiójáról, 1 M. Tauri . In: A Királyi Csillagászati ​​Társaság havi közleményei . szalag 52 , 1892, p. 502 , bibcode : 1892MNRAS..52..502R .
  11. ^ Isaac Roberts: Válogatás csillagok, csillaghalmazok és ködök fényképeiből . Kötet, The Universal Press, London 1899, pp. 164. ( digitalizált ).
  12. ^ Vesto Melvin Slipher : A ködök és a csillaghalmazok spektrográfiai megfigyelései . In: A Csendes-óceáni Astronomical Society publikációi . szalag 1916. 28. , pp. 191-192 . Digitizált ( Memento , 2016. március 13-tól az Internet Archívumban )
  13. ^ Roscoe Frank Sanford : A rák-köd spektruma . In: A Csendes-óceáni Astronomical Society publikációi . szalag 31 , no. 180 , 1919, pp. 108-109 , bibcode : 1919PASP ... 31..108S .
  14. ^ A b Walter Baade : A rákköd . In: Astrophysical Journal . szalag 96 , 1942, pp. 188-198 , bibcode : 1942ApJ .... 96..188B .
  15. ^ A b Carl Otto Lampland : Megfigyelt változások a "Rák" köd felépítésében (NGC 1952) . In: A Csendes-óceáni Astronomical Society publikációi . szalag 33 , no. 192 , 1921, pp. 79-84 , bibcode : 1921PASP ... 33 ... 79L .
  16. ^ John Charles Duncan : A Taurus rák-ködében megfigyelt változások . In: A Nemzeti Tudományos Akadémia közleményei . szalag 7 , no. 1921. 6. , pp. 179-180,1 , bibcode : 1921PNAS .... 7..179D .
  17. ↑ Knut Lundmark : feltételezhető új csillagok, amelyeket a régi krónikák és a legújabb meridián megfigyelések között rögzítettek . In: A Csendes-óceáni Astronomical Society publikációi . szalag 33 , no. 195 , 1921, pp. 225-238 , bibcode : 1921PASP ... 33..225L . , itt 234. o
  18. ^ Edwin Hubble : Novae vagy ideiglenes csillagok . In: A Csendes-óceáni Tájékoztató Astronomical Society . szalag 1 , nincs. 1928. 14. , pp. 55–58 , bibcode : 1928ASPL .... 1 ... 55H .
  19. ^ Nicholas Ulrich Mayall : A rák-köd spektruma a Bika-ban . In: A Csendes-óceáni Astronomical Society publikációi . szalag 49 , no. 288 , 1937, pp. 101-105 , bibcode : 1937PASP ... 49..101M .
  20. ^ Walter Baade: A szupernóvák abszolút fényképészeti nagysága . In: Astrophysical Journal . szalag 88 , 1938, pp. 285-304 , bibcode : 1938ApJ .... 88..285B .
  21. ^ Walter Baade, Fritz Zwicky : A szuper-noveákról . In: A Mount Wilson Obszervatórium közreműködései . szalag 3 , 1934, pp. 73–78 , bibcode : 1934CoMtW ... 3 ... 73B .
  22. ^ Walter Baade, Fritz Zwicky: Kozmikus sugarak a szuper-novae-ból . In: A Mount Wilson Obszervatórium közreműködései . szalag 3 , 1934, pp. 79–83 , bibcode : 1934CoMtW ... 3 ... 79B .
  23. ↑ a b c Rudolph Minkowski : A rák köd . In: Astrophysical Journal . szalag 96 , 1942, pp. 199-213 , bibcode : 1942ApJ .... 96..199M .
  24. ↑ Rudolph Minkowski: A szupernóvák spektrumai az IC 4182-ben és az NGC 1003-ban . In: Astrophysical Journal . szalag 89 , 1939, pp. 156-217 , bibcode : 1939ApJ .... 89..156M .
  25. ↑ Roger A. Chevalier : Milyen SN 1054 A II típusú szupernova? 1977, p. 53-61 , bibcode : 1977ASSL ... 66 ... 53C .
  26. ↑ FS Kitaura, H.-Th. Janka, W. Hillebrandt: Az O-Ne-Mg magok, a rákos szupernóva és a szubluminás II-P típusú szupernóvák robbanásai . In: Csillagászat és asztrofizika . szalag 450 , no. 1. , 2006. o. 345-350 , bibcode : 2006A & A ... 450..345K .
  27. ^ Nathan Smith: A rák-köd és a IIn-P típusú szupernóvák osztálya, amelyet szubenergikus elektron befogási robbanások okoznak . In: A Királyi Csillagászati ​​Társaság havi közleményei . szalag 434 , no. 1 , 2013, p. 102–113 , bibcode : 2013MNRAS.434..102S .
  28. ↑ Takashi J. Moriya, Nozomu Tominaga, Norbert Langer, Ken'ichi Nomoto, Sergei I. Blinnikov, Elena I. Sorokina: Elektron-befogó szupernóvák felrobbannak az ősszelükben . In: Csillagászat és asztrofizika . szalag 569. , 2014, p. 1–8 , bibcode : 2014A & A ... 569A..57M .
  29. ^ John G. Bolton , GJ Stanley, OB Slee: A galaktikus rádiófrekvenciás sugárzás három diszkrét forrásának helyzete . In: Természet . szalag 164 , no. 4159 , 1949, pp. 101-102 , doi : 10.1038 / 164101b0 , bibcode : 1949Natur.164..101B .
  30. ^ JG Bolton, GJ Stanley: A galaktikus rádiófrekvenciás sugárzás Taurus-A helyzete és valószínű azonosítása . In: Australian Journal of Tudományos Kutatási A . szalag 1949. 2. , pp. 139–148 , bibcode : 1949AuSRA ... 2..139B .
  31. ^ Hannes Alfvén , Nicolai Herlofson : Kozmikus sugárzás és rádiócsillagok . In: Fizikai Szemle . szalag 78 , no. 5 , 1950, pp. 616 , bibcode : 1950PhRv ... 78..616A .
  32. ^ Iosef Shklovsky : A rák-köd optikai kibocsátásának természetéről . In: Doklady Akademii Nauk SSSR . szalag 90 , 1953, pp. 983 . Angol nyelvre lefordítva: Lang, KR, & Gingerich, O. 1979, Forráskönyv a csillagászatban és az asztrofizikában, 1979
  33. ^ Jan Hendrik Oort , Theodore Walraven : A rák-köd polarizációja és összetétele . In: Hollandiai Csillagászati ​​Intézetek Értesítője . szalag 12 , p. 285–308 , bibcode : 1956BAN .... 12..285O .
  34. ^ JH Piddington: A rák köd és a csillagközi mágneses mezők eredete . In: Australian Journal of Physics . szalag 1957. 10. , pp. 530-546 , bibcode : 1957AuJPh..10..530P .
  35. ^ A b S. Bowyer , ET Byram, TA Chubb, H. Friedman : Röntgenforrások a galaxisban . In: Természet . szalag 201 , no. 4926 , 1964, pp. 1307-1308 , bibcode : 1964Natur.201.1307B .
  36. B a b Lodewijk Woltjer : Röntgensugarak és I. típusú szupernóva maradványok . In: Astrophysical Journal . szalag 140 , 1964, pp. 1309-1313 , bibcode : 1964ApJ ... 140.1309W .
  37. ^ RC Haymes, DV Ellis, GJ Fishman, JD Kurfess, WH Tucker : Gamma-sugárzás megfigyelése a rák- ködből . In: Astrophysical Journal Letters . szalag 151 , 1968, pp. L9-L14 , doi : 10.1086 / 180129 , bibkód : 1968ApJ ... 151L ... 9H .
  38. ^ JE Grindlay: Nagyon nagy energiájú gammasugaras csillagászat . In: NASA. Goddard Űrrepülési Központ A galaxis és a galaktikus gammasugarak felépítése és tartalma . 1977, p. 81-98 , bibcode : 1977NASCP ... 2 ... 81G .
  39. ↑ astronews.com: Meglepő sugárzás a Rák- ködből 2011. október 7
  40. ↑ astronews.com: Nagy energiájú sugárzás a Rák- ködből 2016. január 14
  41. ↑ astronews.com: Szikra a pulzár szélben , 2017. november 22
  42. ↑ A NASA Fermi-foltjai „Szuperlángok” a Rák-ködben
  43. ↑ M. Amenomori: First kimutatása fotonok Energy túl 100 TeV egy Asztrofizikai forrása . In: Fizikai áttekintő levelek . szalag 123 , no. 2019. 5. , p. 051101 , arxiv : 1906.05521 , bibcode : 2019PhRvL.123e1101A .
  44. ^ A b Franco Pacini : Energiakibocsátás egy neutroncsillagból . In: Természet . szalag 216 , no. 5115 , 1967, pp. 567–568 , doi : 10.1038 / 216567a0 , bibcode : 1967Natur.216..567P .
  45. ↑ Thomas Gold : Forgó neutroncsillagok, mint a lüktető rádióforrások eredete . In: Természet . szalag 218 , no. 5143 , 1968, pp. 731-732 , doi : 10.1038 / 218731a0 , bibcode : 1968Natur.218..731G .
  46. ↑ David H. Staelin, Edward C. Reifenstein, III: A rádióforrások lüktetése a rák köd közelében . In: Nemzetközi Csillagászati ​​Unió Körlevelek . Nem. 2110 , 1968 ( archive.org ).
  47. ↑ David H. Staelin, Edward C. Reifenstein, III: Rádióforrások lüktetése a Rák-köd közelében . In: Tudomány . szalag 162 , no. 3861 , 1968, p. 1481–1483 , doi : 10.1126 / science.162.3861.1481 , PMID 17739779 , bibcode : 1968Sci ... 162.1481S , JSTOR : 1725616 .
  48. ^ DW Richards, JA Roberts: A Pulsar NP 0527 időzítése . In: A Nemzetközi Csillagászati ​​Unió tranzakciói . 1971, p. 211-216 , doi : 10.1017 / S0074180900007464 .
  49. ↑ RVE Lovelace, JM Sutton, HD Craft Jr.: Pulsar NP 0532 a rák köd közelében . In: Nemzetközi Csillagászati ​​Unió Körlevelek . Nem. 2113 , 1968 ( archive.org , lásd 4. o. [PDF]).
  50. Rich D. Richards: NP 0532 . In: Nemzetközi Csillagászati ​​Unió Körlevelek . Nem. 2114 , 1968 ( archive.org ).
  51. ↑ Jeremiah P. Ostriker , James E. Gunn : A pulzerek természetéről. I. Elmélet . In: Astrophysical Journal . szalag 157. , 1969. szeptember, p. 1395-1417 , bibcode : 1969ApJ ... 157.1395O .
  52. ^ WJ Cocke, MJ Disney, DJ Taylor: Optikai jelek felfedezése a Pulsar NP 0532-ből . In: Természet . szalag 221 , no. 5180 , 1969, p. 525-527 , bibcode : 1969Natur.221..525C .
  53. ^ G. Fritz, RC Henry , JF Meekins, TA Chubb, H. Friedmann: X-ray Pulsar a rák-ködben . In: Tudomány . szalag 164 , no. 3880 , 1969, p. 709-712 , bibcode : 1969Sci ... 164..709F .
  54. ^ YJ Du, GJ Qiao, W. Wang: Rádió-TeV fázisban megoldott emisszió a Rák Pulsarból: A gyűrűs rés modell . In: Astrophysical Journal . szalag 748 , no. 2012., 2. o. 1–12 , bibcode : 2012ApJ ... 748 ... 84D .
  55. ↑ IR Linscott, TH Hankins: A rákos pulzus óriásimpulzusainak magas frekvenciájú megfigyelései . In: Az Amerikai Csillagászati ​​Társaság Értesítője . szalag 1980, 12 , pp. 820 , bibcode : 1980BAAS ... 12..820L .
  56. ↑ SC Lundgren, JM Cordes, M. Ulmer, SM Matz, S. Lomatch, RS Foster, T. Hankins: Óriási impulzusok a tarisznyarákból: A rádió és a gamma-sugár tanulmány . In: Astrophysical Journal . szalag 453 , 1995, pp. 433-445 , bibcode : 1995ApJ ... 453..433L .
  57. ↑ TH Hankins, JS Kern, JC Weatherall JA Eilek: ns rádió tör erős plazma turbulenciát a Rák pulzár . In: Természet . 2003, p. 141-143 , bibcode : 2003Natur.422..141H .
  58. ↑ Axel Jessner, Mikhail V. Popov, Vladislav I. Kondratiev, Jurij Y. Kovalev, Dave Graham, Anton Zensus, Vladimir A. Soglasnov, Anna V. Bilous, Olga A. Moshkina: A rákból nanoszekundum időfelbontású óriásimpulzusok pulzár 8,5 és 15,1 GHz-en . In: Csillagászat és asztrofizika . szalag 524 , 2010, p. 1–13 , bibcode : 2010A & A ... 524A..60J .
  59. ^ Wallace Hampton Tucker: Forgó neutroncsillagok, impulzusok és kozmikus röntgenforrások . In: Természet . szalag 223 , no. 5212 , 1969, p. 1250-1252 , bibcode : 1969Natur.223.1250T .
  60. ↑ Martin John Rees , James Edward Gunn : A mágneses mező és a relativisztikus részecskék eredete a Rák-ködben . In: A Királyi Csillagászati ​​Társaság havi közleményei . szalag 167 , 1974, pp. 1-12 , bibcode : 1974MNRAS.167 .... 1R .
  61. ^ R. Bühler, R. Blandford: A meglepő tarisznyarák és köd: áttekintés . In: Jelentések a fizika fejlődéséről . szalag 77 , no. 2014. 2014. 6. , bibcode : 2014RPPh ... 77f6901B .
  62. ^ G. Benford: Mágnesesen rendelt sugárok a pulzároktól . In: Astrophysical Journal . szalag 282 , 1984, pp. 154-160 , bibcode : 1984ApJ ... 282..154B .
  63. ↑ J. Jeff Hester, Paul A. Scowen, Ravi Sankrit, Christopher J. Burrows, John S. Gallagher, Jon A. Holtzman, Alan Watson, John T. Trauger, Gilda E. Ballester, Stefano Casertano, John T. Clarke, David Crisp, Robin W. Evans, Richard E. Griffiths, John G. Hoessel, John Krist, Roger Lynds, Jeremy R. Mold, J. Earl Jr. O'Neil, Karl R. Stapelfeldt, James A. Westphal : WFPC2 tanulmányok a rák köd. I. A szinkrotron köd HST és ROSAT képalkotása . In: Astrophysical Journal . szalag 448 , 1995, pp. 240-263 , bibcode : 1995ApJ ... 448..240H .
  64. ↑ a b M. Bejger, P. Haensel: A neutron és a különös csillagok tehetetlenségi pillanatai. A rák pulzárjára kapott határértékek . In: Csillagászat és asztrofizika . szalag 396 , 2002, pp. 917–921 , bibcode : 2002A & A ... 396..917B .
  65. ↑ JJ Hester, PA Scowen, R. Sankrit, FC Michel, JR Graham, A. Watson, JS Gallagher: A belső rák ködjének rendkívül dinamikus szerkezete . In: Az Amerikai Csillagászati ​​Társaság Értesítője . szalag 28 , 1996, pp. 950 , bibcode : 1996AAS ... 188.7502H .
  66. ^ A b Donald E. Osterbrock : Elektronsűrűség a rákköd ködében . In: A Csendes-óceáni Astronomical Society publikációi . szalag 69 , no. 408 , 1957, pp. 227-230 , bibcode : 1957PASP ... 69..227O .
  67. ↑ RA fez, RP Kirshner : A rák köd. I - A szálak spektrofotometriája . In: Astrophysical Journal . Nem. 258 , 1982, pp. 1-10 , bibcode : 1982ApJ ... 258 .... 1F .
  68. ↑ Russell Kulsrud , Ira B. Bernstein, Martin Krusdal, Jerome Fanucci, Nathan Ness: A szupernóva robbanásáról a csillagközi mágneses mezőbe. II . In: Astrophysical Journal . szalag 142 , 1965, pp. 491-506 , bibcode : 1965ApJ ... 142..491K .
  69. ^ MF Bietenholz, PP Kronberg, DE Hogg, AS Wilson: A rákköd terjedése . In: Astrophysical Journal Letters . szalag 373 , 1991, pp. L59 - L62 , bibcode : 1991ApJ ... 373L..59B .
  70. ^ Virginia Trimble: A rák-köd filamentális borítékának mozgása és felépítése . In: Astronomical Journal . szalag 73. , 1968., pp. 535-547 , bibcode : 1968AJ ..... 73..535T .
  71. ↑ M. Bejger, P. Haensel: Gyorsított bővítése a Rák-köd és értékelése neutroncsillag paramétereket . In: Csillagászat és asztrofizika . szalag 405 , 2003, p. 747-751 , bibcode : 2003A & A ... 405..747B .
  72. ↑ a b R. A. fez, JM Shull, AP Hurford: A rák köd körüli kerület körüli környezet optikai vizsgálata . In: Astronomical Journal . szalag 113. , 1997, pp. 354-363 , bibcode : 1997AJ .... 113..354F .
  73. ↑ K. Davidson, RA Fesen: Újabb fejlemények a Rák-köd . In: Az csillagászat és asztrofizika éves áttekintése . 23, 1985, 119-146. bibcode : 1985ARA & A..23..119D .
  74. ^ DA Frail , NE Kassim, TJ Cornwell, WM Goss: Van-e héja a ráknak? In: Astrophysical Journal . szalag 454 , 1995, pp. L129-L132 , bibcode : 1995ApJ ... 454L.129F .
  75. ^ PJ Owen, MJ Barlow: A rák-köd por- és gáztartalma . In: Astrophysical Journal . szalag 801 , no. 2015. 2. , p. 1–13 , bibcode : 2015ApJ ... 801..141O .
  76. ^ I. De Looze, MJ Barlow, R. Bandiera, A. Bevan, MF Bietenholz, H. Chawner, HL Gomez, M. Matsuura, F. Priestley, R. Wesson: A rák ködjének portartalma . In: A Királyi Csillagászati ​​Társaság havi közleményei . szalag 488 , no. 1 , p. 164–182 , bibcode : 2019MNRAS.488..164D .
  77. ↑ Adam R. Sibley, Andrea M. Katz, Timothy J. Satterfield, Steven J. Vanderveer, Gordon M. MacAlpine: Elemi misék a rákködben . In: Astronomical Journal . szalag 152 , no. 2016., 4. o. 1–7 , bibcode : 2016AJ .... 152 ... 93S .
  78. ^ Matthew J. Bester, Matteo J. Pari: A rák ködéhez való távolság meghatározása . In: Journal of Undergraduates Sciences . 1996, p. 57-62 ( archive.org [PDF]).
  79. ↑ DL Kaplan, S. Chatterjee, BM Gaensler, J. Anderson: Pontos megfelelő mozgás a rákpulzár számára, és a fiatal neutroncsillagok spin-rúgás igazításának tesztelési nehézségei . In: Astrophysical Journal . szalag 677 , no. 2. , 2008. o. 1201-1215 , bibcode : 2008ApJ ... 677.1201K .
  80. ↑ Morgan Fraser, Douglas Boubert: A gyors és a halottak: Galia szupernóvák túlélő bináris társainak megtalálása Gaia-val . In: Astrophysical Journal . szalag 871 , no. 2019, 1. , bibcode : 2019ApJ ... 871 ... 92F .
  81. ^ John Antoniadis: Gaia Pulsars és hol lehet megtalálni őket az EDR3-ban . In: Az AAS kutatási jegyzetei . szalag 4 , no. 2020. december 12 , bibcode : 2020RNAAS ... 4..223A .
  82. ↑ TM Palmieri, FD Seward, A. Toor, TC van Flandern : A röntgensugarak térbeli eloszlása ​​a Rák-ködben . In: Astrophysical Journal . 202, 1975, 494-497. bibcode : 1975ApJ ... 202..494P .
  83. ^ WC Erickson: A Nap-korona rádió-hullám szórási tulajdonságai . In: Astrophysical Journal . 139, 1964, 1290-1311. bibcode : 1964ApJ ... 139.1290E .
  84. ↑ K. Mori, H. Tsunemi, H. Katayama, DN Burrows, GP Garmire, AE Metzger: A Titan légköri kiterjedésének röntgensugárzásmérése a rák-köd átjutásától . In: Astrophysical Journal . 607, 2004, 1065-1069. bibcode : 2004ApJ ... 607.1065M . Társított képek a Chandra űrtávcsőből .
  85. B a b Bernd Koch, Stefan Korth: A Messier-objektumok: A 110 klasszikus gól az ég megfigyelőinek . Kosmos, Stuttgart 2010, ISBN 978-3-440-11743-9 , pp. 213. ( teljes szöveg a Google könyvkereső 12. oldalán „M1 rák köd” ).
  86. ^ A b Ronald Stoyan , Stefan Binnewies, Susanne Friedrich: A Messier-objektumok atlasza . 2006, ISBN 978-3-938469-07-1 , pp. 368 . Itt 69–73
  87. ↑ Supernovarest M1 rák köd - polarizált és normál fényben. Letöltve: 2020. február 7 .
  88. ↑ Brumfiel: A légierő korai figyelmeztetést adott a pulzárokra . In: Természet . szalag 448 , no. 7157 , 2007, p. 974-975 , doi : 10.1038 / 448974a , PMID 17728726 , bibcode : 2007Natur.448..974B .
  89. ↑ "Gyönyörű elmék: Jocelyn Bell Burnell", a BBC televíziós dokumentumfilmje 2010. április 7-én sugárzott