Остаток сверхновой Краб и его история наблюдений

Введение

Остатки сверхновой в созвездии Тельца.

При видимой звездной величине 8,4, сопоставимой с величиной спутника Сатурна Титана, она не видна невооруженным глазом, но может быть различима в бинокль при благоприятных условиях. Туманность расположена в рукаве Персея галактики Млечный Путь, на расстоянии около 6500 световых лет от Земли. Её диаметр составляет около 11 световых лет, что соответствует угловому диаметру примерно 7 угловых минут, и она расширяется со скоростью около 1500 км/с, или 0,5% от скорости света. В центре туманности находится пульсар Краба – нейтронная звезда диаметром около 20 километров, вращающаяся с частотой 30,2 раза в секунду, излучающая импульсы излучения в диапазоне от гамма-лучей до радиоволн. В рентгеновском и гамма-лучевом диапазонах энергий выше 30 кэВ туманность Краба обычно является самым ярким постоянным источником гамма-излучения на небе, с измеренным потоком, достигающим значений выше 10 ТэВ. Излучение туманности позволяет проводить детальное изучение небесных тел, закрывающих её. В 1950-х и 1960-х годах корону Солнца картографировали на основе наблюдений за радиоволнами туманности Краба, проходящими сквозь неё, а в 2003 году была измерена толщина атмосферы спутника Сатурна Титана, когда он заслонил рентгеновское излучение туманности.

История наблюдений

Первое зафиксированное наблюдение астрономического объекта SN 1054 было сделано китайскими астрономами и японскими наблюдателями в 1054 году, во время самого события, что и обусловило его числовое обозначение. Современное понимание того, что туманность Краб образовалась в результате взрыва сверхновой, восходит к 1921 году, когда Карл Отто Лэмпленд сообщил об обнаружении изменений в структуре туманности.

Первая идентификация

Туманность Краба была впервые идентифицирована в 1731 году Джоном Бевисом. Туманность была независимо повторно открыта в 1758 году Шарлем Мессье, когда он наблюдал яркую комету. После некоторого времени наблюдения, заметив, что наблюдаемый им объект не перемещался по небу, Мессье пришел к выводу, что это не комета. Тогда Мессье осознал полезность составления каталога небесных объектов, имеющих размытый вид, но фиксированных в положении, чтобы избежать их ошибочной классификации как комет. Это осознание и побудило его к составлению "каталога Мессье".

Подключение к SN 1054

Туманность Краба была первым астрономическим объектом, признанным связанным со взрывом сверхновой. В 1913 году, когда Весто Слифер зарегистрировал результаты своего спектроскопического исследования неба, туманность Краба вновь стала одним из первых изученных объектов. Изменения в облаке, указывающие на его небольшие размеры, были обнаружены Карлом Лэмплендом в 1921 году. В том же году Джон Чарльз Дункан продемонстрировал, что остаток расширяется, а Кнут Лундмарк отметил его близость к звезде-гостю 1054 года. В 1928 году Эдвин Хаббл предложил связать облако со звездой 1054 года, идея, которая оставалась спорной до тех пор, пока не была установлена природа сверхновых, и Николас Мейалл указал, что звезда 1054 года, несомненно, была сверхновой, взрыв которой породил туманность Краба. С этого момента начались поиски исторических сверхновых: путем сравнения современных наблюдений остатков сверхновых с астрономическими документами прошлых веков было обнаружено семь других исторических свидетельств. После первоначальной связи с китайскими наблюдениями, в 1934 году были установлены связи с японским упоминанием XIII века о "гостевой звезде" в "Меигетсуки", появившимся за несколько недель до китайского упоминания. Долгое время считалось, что это событие не было зафиксировано в исламской астрономии, но в 1978 году была найдена запись в копии XIII века, сделанной Ибн Аби Усаибией, в работе Ибн Бутлана, несторианского христианского врача, практиковавшего в Багдаде во время взрыва сверхновой. Учитывая огромное расстояние, "гостевая звезда", наблюдавшаяся китайцами днем, могла быть только сверхновой — массивной, взрывающейся звездой, исчерпавшей запасы энергии от ядерного синтеза и коллапсировавшей под собственной тяжестью. Недавний анализ исторических записей показал, что сверхновая, создавшая туманность Краба, вероятно, появилась в апреле или начале мая, достигнув пика яркости между видимой звездной величиной −7 и −4,5 (ярче даже Венеры −4,2 и всего на ночном небе, кроме Луны) к июлю. Сверхновая была видна невооруженным глазом около двух лет после первого наблюдения.

The Crab Nebula was the first astronomical object recognized as being connected to a supernova explosion. In 1913, when Vesto Slipher registered his spectroscopy study of the sky, the Crab Nebula was again one of the first objects to be studied. Changes in the cloud, suggesting its small extent, were discovered by Carl Lampland in 1921. That same year, John Charles Duncan demonstrated that the remnant was expanding, while Knut Lundmark noted its proximity to the guest star of 1054. In 1928, Edwin Hubble proposed associating the cloud with the star of 1054, an idea that remained controversial until the nature of supernovae was understood, and it was Nicholas Mayall who indicated that the star of 1054 was undoubtedly the supernova whose explosion produced the Crab Nebula. The search for historical supernovae started at that moment: seven other historical sightings have been found by comparing modern observations of supernova remnants with astronomical documents of past centuries. After the original connection to Chinese observations, in 1934 connections were made to a 13th century Japanese reference to a "guest star" in Meigetsuki a few weeks before the Chinese reference. The event was long considered unrecorded in Islamic astronomy, but in 1978 a reference was found in a 13th century copy made by Ibn Abi Usaibia of a work by Ibn Butlan, a Nestorian Christian physician active in Baghdad at the time of the supernova. Given its great distance, the daytime "guest star" observed by the Chinese could only have been a supernova—a massive, exploding star, having exhausted its supply of energy from nuclear fusion and collapsed in on itself. Recent analysis of historical records have found that the supernova that created the Crab Nebula probably appeared in April or early May, rising to its maximum brightness of between apparent magnitude −7 and −4.5 (brighter even than Venus' −4.2 and everything in the night sky except the Moon) by July. The supernova was visible to the naked eye for about two years after its first observation.

Пулсар Краба

В 1960-х годах, благодаря предсказанию и открытию пульсаров, туманность Краба вновь стала центром пристального внимания. Именно тогда Франко Пачини впервые предсказал существование пульсара в туманности Краба, что могло бы объяснить яркость облака. В конце 1968 года Дэвид Х. Сталин и Эдвард С. Райфенштейн III сообщили об обнаружении двух быстропеременных радиоисточников в области туманности Краба с помощью радиотелескопа Грин-Бэнк. Они обозначили их как NP 0527 и NP 0532. Период в 33 миллисекунды и точное местоположение пульсара NP 0532 в туманности Краба были установлены Ричардом В. Э. Лавлейсом и его коллегами 10 ноября 1968 года в обсерватории Аресибо. Это открытие также подтвердило, что пульсары являются вращающимися нейтронными звездами (а не пульсирующими белыми карликами, как предполагали многие ученые). Вскоре после открытия пульсара Краба Дэвид Ричардс, используя обсерваторию Аресибо, обнаружил, что пульсар Краба замедляется, и, следовательно, теряет энергию вращения. Томас Голд показал, что мощность, теряемая пульсаром при замедлении, достаточна для поддержания свечения туманности Краба. Открытие пульсара Краба и знание его точного возраста (с точностью до дня) позволяют проверять фундаментальные физические свойства этих объектов, такие как характеристический возраст и светимость при замедлении, порядок величин, связанные с ними (в частности, напряженность магнитного поля), а также различные аспекты динамики остатка сверхновой. Роль этой сверхновой в научном понимании остатков сверхновых была решающей, поскольку ни одна другая историческая сверхновая не породила пульсар, чей возраст известен столь точно. Единственным возможным исключением является сверхновая 1181 года, остаток которой, 3C 58, содержит пульсар, однако его идентификация на основе китайских наблюдений 1181 года вызывает споры. Внутренняя часть туманности Краба доминируется туманностью пульсарного ветра, окружающего пульсар. Некоторые источники рассматривают туманность Краба как пример как туманности пульсарного ветра, так и остатка сверхновой, в то время как другие разделяют эти два явления, основываясь на различных источниках энергии и их поведении. Это открыло окно в область гамма-излучения сверхвысоких энергий (VHE) и привело к обнаружению множества источников VHE с тех пор. В 2019 году было обнаружено, что туманность Краба излучает гамма-лучи с энергией более 100 ТэВ, что сделало ее первым идентифицированным источником, превышающим порог в 100 ТэВ.

In the 1960s, because of the prediction and discovery of pulsars, the Crab Nebula again became a major center of interest. It was then that Franco Pacini predicted the existence of the Crab Pulsar for the first time, which would explain the brightness of the cloud. In late 1968, David H. Staelin and Edward C. Reifenstein III reported the discovery of two rapidly variable radio sources in the area of the Crab Nebula using the Green Bank Telescope. They named them NP 0527 and NP 0532. The period of 33 milliseconds and precise location of the Crab Nebula pulsar NP 0532 was discovered by Richard V. E. Lovelace and collaborators on 10 November 1968 at the Arecibo Observatory. This discovery also proved that pulsars are rotating neutron stars (not pulsating white dwarfs, as many scientists suggested). Soon after the discovery of the Crab Pulsar, David Richards discovered (using the Arecibo Observatory) that the Crab Pulsar spins down and, therefore, the pulsar loses its rotational energy. Thomas Gold has shown that the spin down power of the pulsar is sufficient to power the Crab Nebula. The discovery of the Crab Pulsar and the knowledge of its exact age (almost to the day) allows for the verification of basic physical properties of these objects, such as characteristic age and spin down luminosity, the orders of magnitude involved (notably the strength of the magnetic field), along with various aspects related to the dynamics of the remnant. The role of this supernova to the scientific understanding of supernova remnants was crucial, as no other historical supernova created a pulsar whose precise age is known for certain. The only possible exception to this rule would be SN 1181, whose supposed remnant 3C 58 is home to a pulsar, but its identification using Chinese observations from 1181 is contested. The inner part of the Crab Nebula is dominated by a pulsar wind nebula enveloping the pulsar. Some sources consider the Crab Nebula to be an example of both a pulsar wind nebula as well as a supernova remnant, while others separate the two phenomena based on the different sources of energy production and behaviour. which opened the VHE gamma ray window and led to the detection of numerous VHE sources since then. In 2019 the Crab Nebula was observed to emit gamma rays in excess of 100 TeV, making it the first identified source beyond 100 TeV.

Физические параметры

В видимом свете туманность Краба состоит из протяжённой овальной массы нитей, длиной около 6 угловых минут и шириной 4 угловых минуты (для сравнения, полный диск Луны имеет диаметр 30 угловых минут), окружающих диффузную голубую центральную область. В трёх измерениях считается, что туманность имеет форму либо сплюснутого сфероида (оценивается в удалённости), либо вытянутого сфероида (оценивается в удалённости). В 1953 году Иосиф Шкловский предположил, что диффузная голубая область в основном создаётся синхротронным излучением – излучением, возникающим при криволинейном движении электронов в магнитном поле. Это излучение соответствовало электронам, движущимся со скоростью до половины скорости света. Три года спустя эта гипотеза была подтверждена наблюдениями. В 1960-х годах было установлено, что причиной искривлённых траекторий электронов является сильное магнитное поле, создаваемое нейтронной звездой в центре туманности.

Расстояние

Несмотря на то, что туманность Краба является объектом пристального внимания астрономов, её расстояние остаётся открытым вопросом из-за неопределённости в каждом методе, используемом для его оценки. В 2008 году сложилось мнение, что расстояние от Земли составляет около 6500 световых лет. Изображения, полученные с интервалом в несколько лет, демонстрируют медленное расширение туманности, и, сравнивая это угловое расширение со скоростью расширения, определённой спектроскопически, можно оценить расстояние до туманности. В 1973 году анализ множества методов вычисления расстояния до туманности пришёл к выводу о значении примерно 6500 световых лет, что согласуется с современными данными. Экстраполяция расширения назад во времени (с учётом постоянного уменьшения скорости расширения из-за массы туманности) дала дату образования туманности на несколько десятилетий после 1054 года, что указывает на меньшее замедление скорости расширения, чем предполагалось после взрыва сверхновой. Считается, что это уменьшение замедления вызвано энергией пульсара, которая передаётся в магнитное поле туманности, которое расширяется и выталкивает нити туманности наружу.

Масса

Оценки общей массы туманности важны для оценки массы звезды-предшественника сверхновой. Количество вещества, содержащегося в нитях туманности Краба (масса выброшенного ионизированного и нейтрального газа, преимущественно гелия), оценивается в 4,6.

Богатый гелием торус

Одним из многих компонентов туманности (или аномалий) туманности Краба является богатый гелием тор, который виден как восточно-западная полоса, пересекающая область пульсара. Тор составляет около 25% видимого выброса. Однако, согласно расчетам, около 95% тора состоит из гелия. До настоящего времени не было предложено правдоподобного объяснения структуры тора. Область вокруг звезды была обнаружена как сильный источник радиоволн в 1949 году и рентгеновских лучей в 1963 году, а в 1967 году была идентифицирована как один из самых ярких объектов на небе в гамма-лучах. Затем, в 1968 году, было обнаружено, что звезда излучает свое излучение в быстрых импульсах, став одним из первых открытых пульсаров. Однако открытие пульсирующего радиоисточника в центре туманности Краба стало веским доказательством того, что пульсары образуются в результате взрывов сверхновых. Теперь известно, что это быстро вращающиеся нейтронные звезды, чьи мощные магнитные поля концентрируют их излучение в узкие пучки. Диаметр пульсара Краба, по оценкам, составляет около 100 мм; он излучает импульсы излучения каждые 33 миллисекунды. Импульсы испускаются на длинах волн во всем электромагнитном спектре, от радиоволн до рентгеновских лучей. Как и у всех изолированных пульсаров, его период замедляется очень постепенно. Иногда в периоде вращения наблюдаются резкие изменения, известные как «сбои», которые, предположительно, вызваны внезапной перестройкой внутри нейтронной звезды. Энергия, высвобождаемая при замедлении пульсара, огромна и питает синхротронное излучение туманности Краба, общая светимость которой примерно в 75 000 раз превышает светимость Солнца. Экстремальная мощность излучения пульсара создает необычайно динамичную область в центре туманности Краба. В то время как большинство астрономических объектов эволюционируют настолько медленно, что изменения видны лишь в течение многих лет, внутренние части туманности Краба демонстрируют изменения в течение всего нескольких дней. Наиболее динамичной особенностью внутренней части туманности является точка, где экваториальный ветер пульсара сталкивается с основной частью туманности, образуя ударный фронт. Форма и положение этой структуры быстро меняются, а экваториальный ветер проявляется в виде серии нитевидных структур, которые уплотняются, становятся ярче, а затем затухают по мере удаления от пульсара в основное тело туманности. Таким образом, пульсар в туманности Краба указывает на то, что он образовался в результате коллапса ядра сверхновой. Теоретические модели взрывов сверхновых предполагают, что звезда, взорвавшаяся и образовавшая туманность Краба, должна была иметь массу между Звезды с массой менее, чем считаются слишком малыми для взрывов сверхновых и заканчивают свою жизнь образованием планетарной туманности, в то время как звезда тяжелее, чем это, произвела бы туманность с другим химическим составом, чем наблюдаемый в туманности Краба. Однако недавние исследования показывают, что предшественником могла быть сверхгигантская звезда асимптотической ветви в диапазоне, которая взорвалась бы как сверхновая с захватом электронов. В июне 2021 года в журнале Nature Astronomy была опубликована статья, в которой сообщалось, что сверхновая SN 2018zd (в галактике NGC 2146, примерно в 31 миллионе световых лет от Земли) 2018 года, по-видимому, стала первым наблюдением сверхновой с захватом электронов. Взрыв сверхновой 1054 года, создавший туманность Краба, считался лучшим кандидатом на сверхновую с захватом электронов, и статья 2021 года делает это более вероятным.

One of the many nebular components (or anomalies) of the Crab Nebula is a helium rich torus which is visible as an east–west band crossing the pulsar region. The torus composes about 25% of the visible ejecta. However, it is suggested by calculation that about 95% of the torus is helium. As yet, there has been no plausible explanation put forth for the structure of the torus. The region around the star was found to be a strong source of radio waves in 1949 and X rays in 1963, and was identified as one of the brightest objects in the sky in gamma rays in 1967. Then, in 1968, the star was found to be emitting its radiation in rapid pulses, becoming one of the first pulsars to be discovered. However, the discovery of a pulsating radio source in the centre of the Crab Nebula was strong evidence that pulsars were formed by supernova explosions. They now are understood to be rapidly rotating neutron stars, whose powerful magnetic fields concentrates their radiation emissions into narrow beams. The Crab Pulsar is believed to be about in diameter; it emits pulses of radiation every 33 milliseconds. Pulses are emitted at wavelengths across the electromagnetic spectrum, from radio waves to X rays. Like all isolated pulsars, its period is slowing very gradually. Occasionally, its rotational period shows sharp changes, known as 'glitches', which are believed to be caused by a sudden realignment inside the neutron star. The energy released as the pulsar slows down is enormous, and it powers the emission of the synchrotron radiation of the Crab Nebula, which has a total luminosity about 75,000 times greater than that of the Sun. The pulsar's extreme energy output creates an unusually dynamic region at the centre of the Crab Nebula. While most astronomical objects evolve so slowly that changes are visible only over timescales of many years, the inner parts of the Crab Nebula show changes over timescales of only a few days. The most dynamic feature in the inner part of the nebula is the point where the pulsar's equatorial wind slams into the bulk of the nebula, forming a shock front. The shape and position of this feature shifts rapidly, with the equatorial wind appearing as a series of wisp like features that steepen, brighten, then fade as they move away from the pulsar to well out into the main body of the nebula. so the pulsar in the Crab Nebula shows it must have formed in a core collapse supernova. Theoretical models of supernova explosions suggest that the star that exploded to produce the Crab Nebula must have had a mass of between Stars with masses lower than are thought to be too small to produce supernova explosions, and end their lives by producing a planetary nebula instead, while a star heavier than would have produced a nebula with a different chemical composition from that observed in the Crab Nebula. Recent studies, however, suggest the progenitor could have been a super asymptotic giant branch star in the range that would have exploded in an electron capture supernova. In June 2021 a paper in the journal Nature Astronomy reported that the 2018 supernova SN 2018zd (in the galaxy NGC 2146, about 31 million light years from Earth) appeared to be the first observation of an electron capture supernova The 1054 supernova explosion that created the Crab Nebula had been thought to be the best candidate for an electron capture supernova, and the 2021 paper makes it more likely that this was correct.

Транзитные пути тел Солнечной системы

Туманность Краб расположена примерно в 1,5 градусах от эклиптики — плоскости орбиты Земли вокруг Солнца. Это означает, что Луна и изредка планеты могут совершать прохождение или затмевать туманность. Хотя Солнце само не проходит перед туманностью, его корона проходит на её фоне. Эти прохождения и затмения можно использовать для анализа как самой туманности, так и объекта, проходящего перед ней, наблюдая за тем, как излучение туманности изменяется под воздействием проходящего тела.

Лунный

Лунные транзиты использовались для картирования рентгеновского излучения из туманности. До запуска рентгеновских обсерваторий, таких как Рентгеновская обсерватория Чандры, рентгеновские наблюдения обычно имели довольно низкое угловое разрешение. Однако, когда Луна проходит перед туманностью, её положение известно с высокой точностью, что позволяет использовать изменения яркости туманности для создания карт рентгеновского излучения. Когда рентгеновское излучение впервые было обнаружено от туманности Краба, лунное покрытие было использовано для определения точного местоположения его источника.

Другие предметы

Очень редко Сатурн проходит через туманность Краба. Его прохождение 4 января 2003 года (UTC) было первым с 31 декабря 1295 года (по старому стилю); следующее произойдет не раньше 5 августа 2267 года. Исследователи использовали рентгеновскую обсерваторию "Чандра" для наблюдения за спутником Сатурна Титаном, когда он пересекал туманность, и обнаружили, что рентгеновская "тень" Титана была больше его твердой поверхности из-за поглощения рентгеновских лучей в его атмосфере. Эти наблюдения показали, что атмосфера Титана более плотная. Сам транзит Сатурна наблюдать не удалось, поскольку в это время "Чандра" проходила через пояса Ван Аллена.