Wikipedia

Tinh vân Con Cua

tinh vân gió sao xung trong chòm sao Kim Ngưu
(Đổi hướng từ Messier 1)

Tinh vân Con Cua (các tên gọi danh lục M1, NGC 1952, Taurus A) là một tinh vân gió sao xung trong chòm sao Kim Ngưu, đồng thời là tàn tích của siêu tân tinh Thiên Quan khách tinh SN 1054. Tinh vân này được John Bevis quan sát năm 1731; nó tương ứng với siêu tân tinh sáng chói được các nhà thiên văn Trung Hoa và Ả Rập ghi nhận năm 1054.

Tinh vân Con Cua
Tàn tích siêu tân tinh
Tinh vân Con Cua. Ảnh của kính viễn vọng không gian Hubble.
Dữ liệu quan sát: kỷ nguyên J2000.0
Xích kinh05h 34m 31.97s[1]
Xích vĩ+22° 00′ 52.1″[1]
Khoảng cách6,5 ± 1,6 x 103 ly
(2,0 ± 0,5 x 103 pc)[2] ly
Cấp sao biểu kiến (V)+8,4
Không gian biểu kiến (V)420″ × 290″[3][a]
Chòm saoKim Ngưu
Đặc trưng vật lý
Bán kính5,5 ly (1,7 pc) [4] ly
Cấp sao tuyệt đối (V)−3,1 ± 0,5[b]
Đặc trưng đáng chú ýSao xung quang học
Tên gọi khácMessier 1,[1] NGC 1952[1], Sharpless 244
Xem thêm: Danh sách tinh vân

Với cực đại phổ bức xạ ở vùng tia X và tia gamma trên 30 KeV, và trải rộng tới trên 1012 eV, tinh vân Con Cua nói chung là nguồn sáng bền vững có cường độ mạnh nhất trên bầu trời. Nằm ở khoảng cách khoảng 6.500 năm ánh sáng (2 kpc) từ Trái Đất, tinh vân này có đường kính 11 ly (3,4 pc) và giãn nở với tốc độ khoảng 1.500 kilômét mỗi giây. Tại trung tâm của tinh vân này là sao xung Con Cua, một sao neutron quay, phát xạ các xung của bức xạ với bước sóng từ tia gamma tới sóng radio và với tốc độ quay khoảng 30,2 lần mỗi giây. Tinh vân này là thiên thể đầu tiên được nhận dạng bằng vụ nổ siêu tân tinh lịch sử. Tinh vân này đóng vai trò như là một nguồn bức xạ để nghiên cứu các thiên thể che khuất nó. Trong thập niên 1950 và 1960, vành nhật hoa của Mặt Trời đã được xạ ảnh từ các quan sát sóng radio của tinh vân Con Cua vượt ngang qua nó, và trong năm 2003, độ dày của khí quyển của vệ tinh Sao Thổ là Titan đã được đo đạc khi nó chặn các tia X từ tinh vân này.

Nguồn gốc sửa

Bài chi tiết: SN 1054
Video về tinh vân Con Cua của NASA

Sự hình thành tinh vân Con Cua tương ứng với siêu tân tinh sáng SN 1054 được các nhà thiên văn Trung Hoa và Ả Rập ghi nhận năm 1054. Tinh vân Con Cua được John Bevis quan sát lần đầu vào năm 1731 và nó được Charles Messier quan sát lại một cách độc lập vào năm 1758 khi ông đang quan sát một sao chổi sáng. Messier xếp nó vào danh mục đầu tiên (M1) trong danh mục của ông về các vật thể giống sao chổi. William Parsons đã quan sát tinh vân tại lâu đài Birr những năm 1840, và đặt tên cho nó là tinh vân Con Cua bởi vì hình vẽ của ông về tinh vân giống với hình ảnh một con cua[5].

 
Kính thiên văn của William Parsons tại Birr

Đầu thế kỷ 20, việc phân tích các bức ảnh ban đầu của tinh vân trong một vài năm tiết lộ ra tinh vân đang giãn nở. Theo dõi việc mở rộng ở quá khứ cho thấy tinh vân phải nhìn thấy được ở Trái Đất khoảng 900 năm trước. Lịch sử ghi lại rằng một ngôi sao mới đủ sáng để nhìn thấy ban ngày đã được các nhà thiên văn Trung Hoa và Ả Rập ghi lại trên cùng phần bầu trời vào năm 1054[6][7]. Với khoảng cách đến ngôi sao lớn, "sao khách" được người Trung Hoa và Ả Rập quan sát chỉ có thể là một siêu tân tinh; một ngôi sao khổng lồ đã cạn kiệt nguồn cung cấp năng lượng từ phản ứng nhiệt hạch phát nổ và sụp đổ vào trong chính nó.[8][9]

Những phân tích dữ liệu lịch sử gần đây đã cho thấy, việc quan sát được siêu tân tinh SN 1054 đã tạo ra tinh vân Con Cua có lẽ đã xuất hiện vào tháng Tư hoặc đầu tháng Năm, độ sáng cực đại của nó tăng từ độ sáng biểu kiến −7 và −4,5 (sáng hơn các thiên thể khác trên bầu trời ngoại trừ Mặt Trăng) vào tháng Bảy. Siêu tân tinh đã được quan sát bằng mắt thường trong khoảng hai năm[10]. Nhờ những ghi chép lịch sử các quan sát của các nhà thiên văn học Viễn Đông và Trung Đông năm 1054, tinh vân Con Cua trở thành đối tượng thiên văn đầu tiên được ghi nhận là có liên hệ với vụ nổ siêu tân tinh[7]. Thực tế, do khoảng cách từ tinh vân đến Trái Đất là 6.500 năm ánh sáng nên vụ nổ này đã xảy ra trước khi con người quan sát thấy được khoảng 6.500 năm, nghĩa là vụ nổ này xảy ra khoảng năm 5.500 TCN.

Đặc tính vật lý sửa

 
Tinh vân Con Cua trong bước sóng hồng ngoại của kính viễn vọng không gian Spitzer.
 
Bức ảnh của kính viễn vọng không gian Hubble chụp một vùng nhỏ của tinh vân Con Cua, cho thấy mất cân bằng Rayleigh–Taylor trong cấu trúc phức tạp của các dải bụi. Ảnh của NASA/ESA.

Trong bước sóng khả kiến, tinh vân gồm các dải bụi tối tạo nên hình ovan, với khoảng 6 phút cung dài và 4 phút cung rộng (trong khi trăng tròn rộng khoảng 30 phút cung) xung quanh một khu vực trung tâm khuếch tán màu xanh. Trong không gian ba chiều, tinh vân có dạng hình phỏng cầu thuôn.[3] Các dải bụi là tàn dư của khí quyển ngôi sao ban đầu, chứa một lượng lớn các phân tử ion hóa như heli và hydro, cùng với cacbon, oxy, nitơ, sắt, neon và lưu huỳnh. Nhiệt độ của các dải bụi điển hình trong khoảng từ 11.000 đến 18.000 K, và mật độ của chúng vào khoảng 1.300 hạt trên cm³.[11]

Năm 1953, Iosif Shklovsky đề xuất rằng miền khuếch tán màu xanh được tạo ra chủ yếu bởi bức xạ synchrotron, đó là bức xạ phát ra do các electron chuyển động xoáy với vận tốc một nửa vận tốc ánh sáng.[12] Ba năm sau đó lý thuyết đã được các quan sát công nhận. Thập niên 1960 đã khám phá ra rằng nguồn gốc electron chuyển động trên các đường cong là do một từ trường mạnh tạo ra bởi một sao neutron tại tâm của tinh vân.[13]

Khoảng cách sửa

Mặc dù tinh vân Con Cua đã tập trung sự chú ý của nhiều nhà thiên văn, khoảng cách đến nó vẫn là một câu hỏi mở do sự bất định trong các phương pháp sử dụng để ước tính khoảng cách đến tinh vân. Năm 2008, các nhà thiên văn đã đồng thuận là khoảng cách từ Trái Đất đến tinh vân là 2,0 ± 0,5 kpc (6,5 ± 1,6 kly). Tinh vân Con Cua hiện tại đang giãn nở ra với tốc độ khoảng 1.500 km/s[14]. Các bức ảnh chụp trong nhiều năm cho thấy sự giãn nở chậm dần của tinh vân[15], và bằng cách so sánh sự giãn nở góc này với vận tốc giãn nở đo bằng phổ kế, khoảng cách đến tinh vân có thể ước tính được. Năm 1973, sử dụng kết quả phân tích từ nhiều phương pháp khác nhau để tính ra khoảng cách đến tinh vân và các nhà thiên văn đi đến kết luận là khoảng 6.300 năm ánh sáng.[3] Cùng với đó là kích thước nhìn thấy được lớn nhất của nó, rộng khoảng 13 ± 3 ly[c].

Lần theo sự giãn nở trong quá khứ tới ngày hình thành tinh vân vài thập kỉ sau năm 1054, hàm ý rằng vận tốc giãn nở đã được gia tốc từ vụ nổ siêu tân tinh[16]. Sự gia tốc này được tin là do năng lượng từ sao xung tạo ra từ trường của tinh vân, làm cho các dải bụi tinh vân mở rộng và bị đẩy ra ngoài[17].

Khối lượng sửa

Ước lượng tổng khối lượng của tinh vân là quan trọng để tính được khối lượng của ngôi sao gốc của siêu tân tinh. Lượng vật chất chứa trong các dải bụi của tinh vân Con Cua (gồm khối lượng khí bị đẩy ra trung hòa và ion hóa; hầu hết là heli[18]) được ước tính là 4,6 ± 1,8 M☉[19].

Hình xuyến giàu heli sửa

Một trong nhiều thành phần tinh vân (hoặc dị thường) của tinh vân Con Cua là vành xuyến giàu heli có thể nhìn thấy được như là một dải đông-tây băng qua vùng của sao xung. Thành phần của hình xuyến gồm khoảng 25% vật chất nhìn thấy được bằng mắt thường trong đó 95% là heli. Cho tới nay, vẫn chưa có sự giải thích thỏa đáng nào cho cấu trúc hình xuyến này[20].

Ngôi sao trung tâm sửa

Bài chi tiết: Sao xung Con Cua
 
Sao xung Con Cua. Bức ảnh này kết hợp dữ liệu quan sát quang học từ Hubble (màu đỏ) và tia X từ đài quan sát tia X Chandra (màu xanh).

Tại trung tâm của tinh vân Con Cua là hai ngôi sao mờ, trong đó có sao xung là kết quả của vụ nổ siêu tân tinh đã tạo ra tinh vân. Nó được phát hiện năm 1942, khi Rudolf Minkowski tìm thấy phổ quang học của nó rất dị thường.[21] Vùng xung quanh ngôi sao là một nguồn sóng radio mạnh được quan sát thấy năm 1949[22] và nguồn tia X được quan sát năm 1963,[23] và nó được coi là một đối tượng thiên văn sáng nhất bầu trời trong bước sóng tia gamma năm 1967.[24] Năm 1968, ngôi sao trở thành một trong những sao xung đầu tiên được phát hiện do nó bức xạ ra những xung rất nhanh.[9]

Sao xung là nguồn của bức xạ điện từ mạnh, phát ra những xung ngắn và cực kì đều nhiều lần trong một giây. Chúng là một bí ẩn lớn khi được phát hiện năm 1967, và nhóm các nhà thiên văn lần đầu tiên quan sát được sao xung đã xem xét đến khả năng nó là tín hiệu từ một nền văn minh tiến bộ ngoài Trái Đất.[25] Tuy nhiên, sự khám phá ra nguồn xung radio tại trung tâm của tinh vân Con Cua là một chứng cứ mạnh mẽ cho thấy sao xung được hình thành bởi vụ nổ siêu tân tinh. Chúng bây giờ được hiểu là sao neutron quay rất nhanh, mà từ trường mạnh của nó đã tập trung bức xạ của nó thành những tia hẹp.

Sao xung Con Cua có đường kính vào khoảng 28–30 km[26]; nó phát ra các xung bức xạ với chu kỳ 33 mili giây.[27] Các xung được phát ra tại các bước sóng trong phổ điện từ, từ sóng radio đến tia X. Như các sao xung có cùng đặc tính khác, chu kỳ của nó đang chậm dần đi. Thông thường, chu kỳ quay của nó sẽ cho thấy những sự thay đổi nhỏ, được gọi là các 'trục trặc', được xem là do sự sắp xếp lại cấu trúc bên trong sao neutron. Năng lượng giải phóng ra làm cho các xung chậm dần là khổng lồ, và nó làm mạnh bức xạ của phát xạ synchrotron của tinh vân Con Cua, với độ sáng tổng cộng vào khoảng 75.000 lần lớn hơn độ sáng của Mặt Trời[28].

Năng lượng giải phóng khổng lồ của sao xung tạo ra vùng động lực học không bình thường tại tâm của tinh vân. Trong khi hầu hết các vật thể thiên văn thay đổi một cách chậm chạp mà chỉ quan sát thấy trong nhiều năm, thì phần bên trong của tinh vân Con Cua thay đổi theo thang thời gian chỉ vài ngày.[29] Đặc điểm động lực nhất trong phần trong của tinh vân là điểm ở đó gió xích đạo của sao xung va chạm mạnh vào phần lớn tinh vân, tạo ra sóng xung kích. Hình dạng và vị trí của đặc điểm này thay đổi rất nhanh, với gió xích đạo xuất hiện có đặc điểm giống cái búi mà sáng dần, sáng cực đại, rồi mờ dần khi chúng phát ra từ sao xung và va chạm vào tinh vân.[29]

Sao tổ tiên sửa

 
Chuỗi bức ảnh của Hubble cho chi tiết bên trong của tinh vân Con Cua thay đổi theo chu kỳ 4 tháng. Ảnh của NASA/ESA.

Ngôi sao đã nổ tạo thành siêu tân tinh gọi là "tiền sao" của siêu tân tinh. Có hai loại sao gây ra vụ nổ siêu tân tinh: sao lùn trắng và sao khối lượng lớn. Một loại gọi là siêu tân tinh kiểu Ia, các khí bị hút vào sao lùn trắng làm tăng khối lượng của nó đến gần khối lượng tới hạn Chandrasekhar, tạo ra một vụ nổ; còn lại là siêu tân tinh kiểu Ib/c và kiểu II, trong đó tiền sao là một ngôi sao khối lượng lớn đã cạn kiệt nhiên liệu để có thể duy trì phản ứng nhiệt hạch và dẫn đến ngôi sao bị co sụp dưới trường hấp dẫn của chính nó, làm cho ngôi sao đạt đến nhiệt độ cực lớn và phát nổ. Sự có mặt của sao xung trong tinh vân Con Cua có nghĩa là nó phải được hình thành từ một siêu tân tinh có nhân suy sụp; và kiểu Ia không tạo ra sao xung.

Mô hình lý thuyết của các vụ nổ siêu tân tinh tiên đoán ngôi sao đã nổ tạo ra tinh vân Con Cua phải có khối lượng từ 9 đến 11 lần khối lượng của Mặt Trời.[20][30] Các ngôi sao với khối lượng nhỏ hơn 8 lần khối lượng Mặt Trời là quá nhỏ để tạo ra vụ nổ siêu tân tinh, và cuối đời chúng sẽ tạo ra một tinh vân hành tinh, trong khi một ngôi sao nặng hơn 12 lần khối lượng Mặt Trời có thể tạo ra một tinh vân với các thành phần hóa học khác so với các thành phần đã được quan sát trong tinh vân Con Cua[31].

Một vấn đề quan trọng trong nghiên cứu tinh vân Con Cua là khi kết hợp khối lượng của tinh vân với khối lượng của sao xung thì tổng khối lượng này nhỏ hơn khối lượng được tiên đoán của tiền sao, và câu hỏi đặt ra là 'khối lượng thiếu' này đã đi đâu vẫn còn chưa giải quyết được[19]. Ước lượng khối lượng tinh vân bằng cách đo tổng lượng ánh sáng phát ra, sau đó tính ra khối lượng cần để phát ra lượng ánh sáng này, và đo được nhiệt độ và mật độ của tinh vân. Kết quả tính toán cho khối lượng tinh vân Con Cua vào khoảng 1-5 lần khối lượng Mặt Trời với khối lượng 2-3 lần khối lượng Mặt Trời được chấp nhận rộng rãi[31]. Sao neutron có khối lượng vào khoảng 1,4 đến 2 lần khối lượng Mặt Trời.

Lý thuyết nổi bật nhất tính đến sự mất khối lượng của tiền sao Con Cua cho rằng một lượng lớn khối lượng của tiền sao đã bị gió mạnh của ngôi sao mang ra xa trước khi xảy ra vụ nổ siêu tân tinh. Tuy nhiên, điều này phải tạo ra một lớp vỏ bao quanh tinh vân. Và nhiều cố gắng quan sát lớp vỏ ở các bước sóng khác nhau đã bị thất bại.[32]

Sự đi ngang qua của các vật thể trong hệ Mặt Trời sửa

Tinh vân Con Cua nằm chếch gần 1½ ° so với mặt phẳng hoàng đạo-mặt phẳng của quỹ đạo Trái Đất quanh Mặt Trời. Điều này có nghĩa là Mặt Trăng - và thỉnh thoảng các hành tinh có thể đi ngang qua hoặc che khuất tinh vân. Mặc dù, Mặt Trời không đi ngang qua tinh vân, nhưng vành nhật hoa của nó cũng đi ngang tinh vân. Những sự đi ngang qua và che khuất có thể được áp dụng để phân tích đặc tính của tinh vân Con Cua và cả đối tượng đi ngang qua trước nó, bằng cách quan sát lượng bức xạ phát ra từ tinh vân bị thay đổi bao nhiêu do vật thể đi ngang qua trước nó.

Sự đi ngang qua của Mặt Trăng đã được dùng để vẽ bản đồ phân bố bức xạ tia X từ tinh vân. Trước khi phóng các vệ tinh quan sát tia X, như Đài quan sát tia X Chandra, các quan sát trong miền tia X thu được độ phân giải góc rất thấp, nhưng khi Mặt Trăng đi ngang qua trước tinh vân, và vị trí của tinh vân đã được biết một cách chính xác, cho nên các sự thay đổi trong độ sáng của tinh vân có thể dùng để tạo ra bản đồ bức xạ tia X.[33] Khi các tia X lần đầu tiên được quan sát từ tinh vân Con Cua, các nhà thiên văn đã áp dụng sự che khuất của Mặt Trăng để đo vị trí chính xác của nguồn bức xạ.[23].

Vào tháng 6 hàng năm, vành nhật hoa của Mặt Trời vượt qua trước tinh vân Con Cua. Những thay đổi trong tín hiệu radio thu được từ tinh vân trong thời gian này được sử dụng để dẫn ra các chi tiết về mật độ và cấu trúc của vành nhật hoa. Những quan sát ban đầu đưa ra kết luận là vành nhật hoa mở rộng đến những khoảng cách lớn hơn mà trước đó từng nghĩ tới; và những quan sát tiếp theo đã tiết lộ ra những sự thay đổi mật độ của các nguyên tố trong vành nhật hoa.[34]

Rất hiếm khi Sao Thổ đi ngang qua tinh vân Con Cua. Lần đầu tiên nó đi ngang qua là vào năm 2003 kể từ năm 1296; lần tiếp theo sẽ xuất hiện vào năm 2267. Các nhà thiên văn đã sử dụng Đài quan sát tia X Chandra để quan sát vệ tinh Sao Thổ là Titan khi nó vượt qua trước tinh vân, và họ đã tìm thấy 'bóng' của tia X của Titan lớn hơn bề mặt rắn của nó, do sự hấp thụ tia X của khí quyển Titan.Nhờ quan sát này mà các nhà thiên văn tính được bề dày của khí quyển Titan là 880 km[35]. Sự đi ngang qua của Sao Thổ không được quan sát bởi Chandra do lúc này nó đang vượt qua vành đai Van Allen.

Hình ảnh Tinh vân Con Cua trong văn học và phim ảnh sửa

  • Trong phần tiếp theo của Doctor Who là Thuộc địa Không gian (Colony in Space), Master đã nói cho bác sĩ biết rằng tinh vân Con Cua là kết quả của một siêu tộc trên hành tinh Exarius (hay Uxarius) trong việc thử vũ khí Doomsday nhắm chống lại lực lượng phản vật chất có tốc độ vượt tốc độ ánh sáng.
  • Trong Trận chiến giữa các hành tinh (Battle of the Planets), tinh vân Con Cua là nơi có các hành tinh Spectra, từ đó Zoltar và các đại thần tiến hành chiến tranh chống lại Liên bang (trong đó có Trái Đất)

Xem thêm sửa

 Rosette NebulaTinh vân Con CuaOrion NebulaTrifid NebulaLagoon NebulaOmega NebulaEagle NebulaNorth America NebulaRigelThe Three KingsPolarisMặt TrờiBetelgeuseDenebPerseus armNhánh OrionSagittarius Arm
Nhánh Lạp Hộ và các nhánh kề cận. Tinh vân Con Cua có chữ màu đỏ, ở giữa phía trên
 Rosette NebulaSeagull NebulaCone NebulaCalifornia NebulaHeart NebulaOrion NebulaSoul NebulaNorth America NebulaCocoon NebulaGamma Cygni NebulaVeil NebulaTrifid NebulaCrescent NebulaLagoon NebulaOmega NebulaEagle NebulaCat's Paw NebulaEta Carinae NebulaTinh vân Con CuaMessier 37Messier 36Messier 38Messier 50Messier 46Messier 67Messier 34Messier 48Messier 41Messier 47Messier 44Messier 45Messier 37Messier 52Messier 93Messier 7Messier 6Messier 25Messier 23Messier 21Messier 18Messier 26Messier 11Messier 35NGC 2362IC 2395NGC 3114NGC 3532IC 1396IC 2602NGC 6087NGC 6025NGC 3766NGC 4665IC 2581IC 2944NGC 4755NGC 3293NGC 6067NGC 6193NGC 6231NGC 6383Tr 14Tr 16Messier 103Messier 29HPerChi PerCol 228O VelPerseus ArmNhánh OrionSagittarius ArmQuần tinhTinh vân
Các tinh vân và quần tinh lân cận chúng ta. Tinh vân Con Cua có chữ màu trắng, ở giữa phía trên

Ghi chú sửa

  1. ^ Kích thước được đo trên tấm chụp của Sidney van den Berg vào cuối năm 1969.[3][36]
  2. ^ Độ sáng biểu kiến 8.4 - Modun khoảng cách của 11.5 ± 0.5 = −3.1 ± 0.5
  3. ^ khoảng cách × tan(đường kính góc = 420″) = đường kính 4.1 ± 1.0 pc =đường kính 13 ± 3 ly.

Tham khảo sửa

  1. ^ a b c d “Cơ sở dữ liệu thiên văn học SIMBAD”. Kết quả cho NGC 1952. Truy cập ngày 25 tháng 12 năm 2006.
  2. ^ Kaplan, D. L.; Chatterjee, S.; Gaensler, B. M.; Anderson, J. (2008), “A Precise Proper Motion for the Crab Pulsar, and the Difficulty of Testing Spin-Kick Alignment for Young Neutron Stars”, Accepted for publication in the Astrophysical Journal, 677: 1201, doi:10.1086/529026
  3. ^ a b c d Trimble, Virginia Louise (tháng 10 năm 1973), “The Distance to the Crab Nebula and NP 0532”, Các xuất bản phẩm của Hiệp hội thiên văn Thái Bình Dương, 85 (507): 579, Bibcode:1973PASP...85..579T, doi:10.1086/129507
  4. ^ Carroll, Bradley W.; Ostlie, Dale A., An Introduction to Modern Astrophysics, Tái bản lần hai, Bản gốc lưu trữ ngày 25 tháng 1 năm 2012, truy cập ngày 31 tháng 3 năm 2010
  5. ^ Glyn Jones K. (1976). “The Search for the Nebulae”. Tạp chí History of Astronomy. 7: 67.
  6. ^ Lundmark K. (1921). “Suspected New Stars Recorded in Old Chronicles and Among Recent Meridian Observations”. Các xuất bản phẩm của Hiệp hội thiên văn Thái Bình Dương. 33: 225.
  7. ^ a b Mayall N.U. (1939). “The Crab Nebula, a Probable Supernova”. Hiệp hội thiên văn Thái Bình Dương. 3: 145.
  8. ^ Ibn Abi Usaibia (1971) [1245–1246]. “Chapter 10: On the Classes of Physicians of Iraq, al-Jazirah and Diyar Bekr”. Lives of the Physicians. Kopf, Lothar (trans.).
  9. ^ a b Green, David A.; Stephenson, F. Richard (2003). Weiler, K. W. (biên tập). “The Historical Supernovae”. Supernovae and Gamma Ray Bursters. Lecture Notes in Physics. Berlin: Springer. 598: 7–19. arXiv:astro-ph/0301603. Bibcode:2003LNP...598....7G. ISBN 978-3-540-44053-6.
  10. ^ Collins, George W. II; Claspy, William P.; Martin, John C. (tháng 7 năm 1999), “A Reinterpretation of Historical References to the Supernova of A.D. 1054”, Các xuất bản phẩm của Hiệp hội thiên văn Thái Bình Dương, 111 (761): 871–880, doi:10.1086/316401
  11. ^ Fesen, R. A.; Kirshner, R. P. (ngày 1 tháng 7 năm 1982), “The Crab Nebula. I - Spectrophotometry of the filaments”, The Astrophysical Journal, 258 (1): 1–10, Bibcode:1982ApJ...258....1F, doi:10.1086/160043
  12. ^ Shklovskii, Iosif (1953). “On the Nature of the Crab Nebula's Optical Emission”. Doklady Akademii Nauk SSSR. 90: 983.
  13. ^ Burn, B. J. (1973). “A synchrotron model for the continuum spectrum of the Crab Nebula”. MNRAS. 165 (4): 421. Bibcode:1973MNRAS.165..421B. doi:10.1093/mnras/165.4.421.
  14. ^ Bietenholz, M. F.; Kronberg, P. P.; Hogg, D. E.; Wilson, A. S. (ngày 1 tháng 6 năm 1991), “The expansion of the Crab Nebula”, Astrophysical Journal, Part 2 - Letters (ISSN 0004-637X); Research supported by NSERC and University of Toronto, 373: L59-L62, doi:10.1086/186051
  15. ^ Ảnh động cho thấy sự giãn nở từ 1973 đến 2001
  16. ^ Trimble, Virginia Louise (1968), “Motions and Structure of the Filamentary Envelope of the Crab Nebula”, Astronomical Journal, 73: 535, doi:10.1086/110658
  17. ^ Bejger, M.; Haensel, P. (2003), “Accelerated expansion of the Crab Nebula and evaluation of its neutron-star parameters”, Astronomy and Astrophysics, 405: 747–751, doi:10.1051/0004-6361:20030642
  18. ^ Green, D. A.; Tuffs, R. J.; Popescu, C. C. (2004), “Far-infrared and submillimetre observations of the Crab nebula”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 355 (4): 1315–1326, doi:10.1111/j.1365-2966.2004.08414.x
  19. ^ a b Fesen, Robert A.; Shull, J. Michael; Hurford, Alan P. (1997), “An Optical Study of the Circumstellar Environment Around the Crab Nebula”, Astronomical Journal, 113: 354–363, doi:10.1086/118258
  20. ^ a b MacAlpine, Gordon M.; Ecklund, Tait C.; Lester, William R.; Vanderveer, Steven J.; Strolger, Louis-Gregory (2007). “A Spectroscopic Study of Nuclear Processing and the Production of Anomalously Strong Lines in the Crab Nebula”. The Astronomical Journal. 133 (1): 81–88. arXiv:astro-ph/0609803. Bibcode:2007AJ....133...81M. doi:10.1086/509504.
  21. ^ Minkowski, Rudolph (1942). “The Crab Nebula”. The Astrophysical Journal. 96: 199. Bibcode:1942ApJ....96..199M. doi:10.1086/144447.
  22. ^ Bolton, John G.; Stanley, G. J.; Slee, O. B. (1949). “Positions of three discrete sources of Galactic radio frequency radiation”. Nature. 164 (4159): 101–102. Bibcode:1949Natur.164..101B. doi:10.1038/164101b0.
  23. ^ a b Bowyer, S.; Byram, E. T.; Chubb, T. A.; Friedman, H. (1964). “Lunar Occultation of X-ray Emission from the Crab Nebula”. Science. 146 (3646): 912–917. Bibcode:1964Sci...146..912B. doi:10.1126/science.146.3646.912. PMID 17777056.
  24. ^ Haymes, R. C.; Ellis, D. V.; Fishman, G. J.; Kurfess, J. D.; Tucker, W. H. (1968). “Observation of Gamma Radiation from the Crab Nebula”. The Astrophysical Journal Letters. 151: L9. Bibcode:1968ApJ...151L...9H. doi:10.1086/180129.
  25. ^ Del Puerto, C. (2005). “Pulsars In The Headlines”. EAS Publications. 16: 115–119. Bibcode:2005EAS....16..115D. doi:10.1051/eas:2005070.
  26. ^ Bejger, M.; Haensel, P. (tháng 12 năm 2002), “Moments of inertia for neutron and strange stars: Limits derived for the Crab pulsar”, Astronomy and Astrophysics, 396: 917–921, doi:10.1051/0004-6361:20021241
  27. ^ Harnden, F. R.; Seward, F. D. (1984). “Einstein observations of the Crab nebula pulsar”. The Astrophysical Journal. 283: 279–285. Bibcode:1984ApJ...283..279H. doi:10.1086/162304.
  28. ^ Kaufmann W.J. (1996). Universe . Freeman press. tr. 428.
  29. ^ a b Hester, J. Jeff; Scowen, P. A.; Sankrit, R.; Michel, F. C.; và đồng nghiệp (1996). “The Extremely Dynamic Structure of the Inner Crab Nebula”. Bulletin of the American Astronomical Society. 28 (2): 950. Bibcode:1996BAAS...28..950H.
  30. ^ Nomoto, K. (1985). “Evolutionary models of the Crab Nebula's progenitor”. The Crab Nebula and related supernova remnants; Proceedings of the Workshop. Cambridge University Press. tr. 97–113. Bibcode:1985cnrs.work...97N.
  31. ^ a b Davidson, K.; Fesen, R. A. (1985), “Recent developments concerning the Crab Nebula”, Annual review of astronomy and astrophysics. (A86-14507 04-90), Palo Alto, CA: Annual Reviews, Inc., 23 (507): 119, Bibcode:1985ARA&A..23..119D, doi:10.1146/annurev.aa.23.090185.001003
  32. ^ Frail, D. A.; Kassim, N. E.; Cornwell, T. J.; Goss, W. M. (1995). “Does the Crab Have a Shell?”. The Astrophysical Journal Letters. 454 (2): L129–L132. arXiv:astro-ph/9509135. Bibcode:1995ApJ...454L.129F. doi:10.1086/309794.
  33. ^ Palmieri, T. M.; Seward, F. D.; Toor, A.; van Flandern, T. C. (1975). “Spatial distribution of X-rays in the Crab Nebula”. The Astrophysical Journal. 202: 494–497. Bibcode:1975ApJ...202..494P. doi:10.1086/153998.
  34. ^ Erickson, W. C. (1964). “The Radio-Wave Scattering Properties of the Solar Corona”. The Astrophysical Journal. 139: 1290. Bibcode:1964ApJ...139.1290E. doi:10.1086/147865.
  35. ^ Mori, K.; Tsunemi, H.; Katayama, H.; Burrows, D. N.; Garmire, G. P.; Metzger, A. E. (2004). “An X-Ray Measurement of Titan's Atmospheric Extent from Its Transit of the Crab Nebula”. The Astrophysical Journal. 607 (2): 1065–1069. arXiv:astro-ph/0403283. Bibcode:2004ApJ...607.1065M. doi:10.1086/383521. Chandra images used by Mori et al. can be viewed here [1]
  36. ^ van den Bergh, Sidney (1970), “A Jetlike Structure Associated with the Crab Nebula”, The Astrophysical Journal, 160 (letters): L27, Bibcode:1970ApJ...160L..27V, doi:10.1086/180516

Liên kết ngoài sửa

Tọa độ:   5h 34m 31.97s, +22° 00′ 52.1″

Lấy từ “https://vi.wikipedia.org/w/index.php?title=Tinh_vân_Con_Cua&oldid=70846700”