შინაარსზე გადასვლა

კიბორჩხალას ნისლეული

მასალა ვიკიპედიიდან — თავისუფალი ენციკლოპედია
ნისლეული
კიბორჩხალას ნისლეული
ინგლ. Crab Nebula

კიბორჩხალას ნისლეული. ფოტო გადაღებულია ესოს ძალიან დიდი ტელესკოპიდან
დაკვირვების მონაცემები
(ეპოქა J2000.0)
თანავარსკვლავედი კუროს თანავარსკვლავედი
პირდაპირი
აღვლენა (α)		 05სთ 34წთ 31.8წმ
დახრილობა (δ) +22° 01′ 03″
მანძილი მზის
სისტემიდან		 6.5±1.6 ათ. სინ. წელი (2.0±0.5 კპს)
ხილული
ვარსკვლავიერი
სიდიდე (m)		 8.4[1]
ზომა 420″ × 290″
ფიზიკური მახასიათებლები
აბსოლუტური
ვარსკვლავიერი
სიდიდე (M)		 −3.1±0.5
რადიუსი ~5.5 სინ. წელი (1.7 პს)
აღმოჩენის ისტორია
აღმომჩენ(ებ)ი ჯონ ბევისი
აღმოჩენის წელი 1731
სხვა აღნიშვნები მესიე 1, NGC 1952, Taurus A, Sh2-244
კიბორჩხალას ნისლეული ვარსკვლავიერ ცაზე

კიბორჩხალას ნისლეული,[2] კიბორჩხალასებრი ნისლოვანება, კიბორჩხალსახის ნისლეული[3] (ინგლ. Crab Nebula; ასევე ცნობილი, როგორც მესიე 1 ან M1, NGC1952) — ნისლეული კუროს თანავარსკვლავედში. წარმოადგენს სუპერნოვას ნარჩენს და პულსარული ქარის ნისლეულს. საერთო სახელწოდება მომდინარეობს ნახატიდან, რომელიც გარკვეულწილად წააგავდა კიბორჩხალას მკლავებით, რომელიც როსის მესამე გრაფმა უილიამ პარსონსმა, შექმნა 1842 ან 1843 წლებში 36 დიუმიანი (91 სმ) ტელესკოპით დაკვირვების შედეგად.[4] 1731 წელს ნისლეული აღმოაჩინა ინგლისელმა ასტრონომმა ჯონ ბევისმა. ის შეესაბამება კაშკაშა სუპერნოვას, რომელიც დააფიქსირეს 1054 წელს მაიას, იაპონელმა და არაბმა ვარსკვლავთმკვირვებლებმა;[5] ეს სუპერნოვა ასევე დაფიქსირდა ჩინელმა ასტრონომებმა, როგორც სტუმარი ვარსკვლავი. ნისლეული იყო პირველი ასტრონომიული ობიექტი, რომელიც შეესაბამება ისტორიულად დაკვირვებულ სუპერნოვას აფეთქებას.[6]

კიბორჩხალას ნისლეულს გააჩნია 8.4 ვარსკვლავიერი სიდიდე, რომელიც შედარებადია სატურნის თანამგზავრ ტიტანის სიდიდესთან, შეუიარაღებელი თვალით არ ჩანს, მაგრამ ხელსაყრელ პირობებში მისი გარჩევა შესაძლებელია ბინოკლით. ნისლეული მდებარეობს ირმის ნახტომის გალაქტიკის პერსევსის მკლავში, დედამიწიდან დაახლოებით 6.5 ათ. სინ. წელი (2.0 კპს) დაშორებით. მისი დიამეტრი 11 სინ. წელი (3.4 პს)-ია, რაც შეესაბამება დაახლოებით 7′-ის ხილულ დიამეტრს და ფართოვდება დაახლოებით 1,500 კმ/წმ სიჩქარით, ანუ სინათლის სიჩქარის 0.5%-ით.

კიბორჩხალას პულსარი, ნეიტრონული ვარსკვლავი, რომლის დიამეტრი 28-30 კმ-ია და ბრუნვის სიჩქარე წამში 30.2-ჯერ, მდებარეობს კიბორჩხალას ნისლეულის ცენტრში. ვარსკვლავი ასხივებს გამოსხივების იმპულსებს გამა სხივებიდან რადიოტალღებამდე. 30 კევ-ზე მეტი რენტგენის და გამა გამოსხივების ენერგიებზე, კიბორჩხალას ნისლეული ზოგადად ყველაზე კაშკაშა მუდმივი გამა გამოსხივების წყაროა ცაში, გაზომილი ნაკადით, რომელიც 10 ტევ-ზე მეტს აღწევს. ნისლეულის გამოსხივება საშუალებას იძლევა დეტალურად შევისწავლოთ ციური სხეულები, რომლებიც მას ფარავენ. 1950-იან და 1960-იან წლებში მზის გვირგვინი შედგენილი იქნა კიბორჩხალას ნისლეულის რადიოტალღების დაკვირვების საფუძველზე, ხოლო 2003 წელს გაიზომა სატურნის თანამგზავრის, ტიტანის, ატმოსფეროს სისქე, რადგან ის ნისლეულიდან რენტგენის სხივებს ბლოკავდა.

დაკვირვების ისტორია

[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]

SN 1054-ის დაკვირვების უძველესი ჩანაწერი 1054 წლით თარიღდება, როდესაც ის აღწერეს ჩინელმა ასტრონომებმა და იაპონელმა დამკვირვებლებმა. 1921 წლით თარიღდება იმის აღქმა, რომ კიბორჩხალას ნისლეული სუპერნოვას ნარჩენს წარმოადგენდა. იმ დროს კარლ ოტო ლამპლენდმა განაცხადა, რომ მან ნისლეულის სტრუქტურაში ცვლილებები შენიშნა.[7] ამან საბოლოოდ მიიყვანა იმ დასკვნამდე, რომ კიბორჩხალას ნისლეული შეესაბამებოდა შუა საუკუნეების ასტრონომების მიერ 1054 წელს დაფიქსირებულ კაშკაშა SN 1054 სუპერნოვას.[8]

პირველი იდენტიფიცირება

[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]
ლორდ როსის მიერ 1844 წელს შესრულებული ნისლეულის პირველი გამოსახულების რეპროდუქცია
კიბორჩხალას ნისლეულის HaRGB გამოსახულება, მიღებული ლივერპულის ტელესკოპით (ექსპოზიციის ჯამური ხანგრძლივობა — 1,4 საათი)
კიბორჩხალას ნისლეული M1

1731 წელს კიბორჩხალის ნისლეული პირველად ჯონ ბევისმა აღმოაჩინა.[9] 1758 წელს ნისლეული დამოუკიდებლად ხელახლა შარლ მესიემ აღმოაჩინა, როდესაც ის კაშკაშა კომეტას აკვირდებოდა.[9] მესიემ ის კომეტის მსგავსი ობიექტების კატალოგში პირველ ჩანაწერად შეიყვანა; 1757 წელს ალექსის კლერომ ხელახლა გადახედა ედმუნდ ჰალეის გამოთვლებს და იწინასწარმეტყველა ჰალეის კომეტის დაბრუნება 1758 წლის ბოლოსკენ. კომეტის დაბრუნების ზუსტი დროის დასადგენად საჭირო იყო მზის სისტემის პლანეტების, როგორიცაა იუპიტერი, მისი ორბიტის ცვლილებების გათვალისწინება, რაც კლერომ და მისმა ორმა კოლეგამ, ჟერომ ლალანდმა და ნიკოლ-რეინ ლეპომ, ჰალეიზე უფრო ზუსტად განახორციელეს და დაადგინეს, რომ კომეტა კუროს თანავარსკვლავედში უნდა გამოჩენილიყო. სწორედ კომეტის უშედეგო ძიებისას იპოვა შარლ მესიემ კიბორჩხალის ნისლეული, რომელიც თავდაპირველად ჰალეის კომეტად ეგონა.[10] გარკვეული დაკვირვების შემდეგ, როდესაც შენიშნა, რომ ობიექტი, რომელსაც აკვირდებოდა, ცაზე არ მოძრაობდა, მესიემ დაასკვნა, რომ ობიექტი კომეტა არ იყო. შემდეგ მესიემ გააცნობიერა, თუ რამდენად სასარგებლო იყო ღრუბლიანი ბუნების, მაგრამ ცაზე დაფიქსირებული ციური ობიექტების კატალოგის შედგენა, რათა თავიდან აეცილებინა მათი კომეტებად არასწორად კატალოგიზაცია. ამ გაცნობიერებამ იგი „მესიეს კატალოგის“ შედგენამდე მიიყვანა.[10]

1783-1809 წლებში უილიამ ჰერშელმა კიბორჩხალის ნისლეულს მრავალჯერ დააკვირდა, მაგრამ უცნობია, 1783 წელს იცოდა თუ არა მან მისი არსებობის შესახებ, თუ ის მესიესა და ბევისისგან დამოუკიდებლად აღმოაჩინა. რამდენიმე დაკვირვების შემდეგ მან დაასკვნა, რომ ის ვარსკვლავების ჯგუფისგან შედგებოდა.[11] 1840-იანი წლების დასაწყისში როსის მესამე გრაფმა უილიამ პარსონსმა, ნისლეულს ბირის ციხესიმაგრეში 36 დიუმიანი (0.9 მ) ტელესკოპის გამოყენებით დააკვირდა და მისი ნახატი შექმნა, რომელზეც ის კიბორჩხალის მსგავსი მკლავებით იყო გამოსახული.[4] მან ის მოგვიანებით, 1848 წელს, 72 დიუმიანი (1.8 მ) ტელესკოპის გამოყენებით კვლავ დაათვალიერა, თუმცა სავარაუდო მსგავსების დადასტურება ვერ შეძლო, თუმცა სახელი მაინც დარჩა.[12][13]

კავშირი SN 1054-თან

[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]
ნისლეული ხილულ სპექტრში 550 ნმ ტალღის სიგრძეზე (მწვანე შუქი) ჩანს.

კიბორჩხალას ნისლეული იყო პირველი ობიექტი, რომელიც სუპერნოვას აფეთქებასთან იყო დაკავშირებული.[11] მეოცე საუკუნის დასაწყისში, ნისლეულის რამდენიმე წლის ინტერვალით გადაღებული ადრეული ფოტოების ანალიზმა აჩვენა, რომ ის ფართოვდებოდა. გაფართოების უკან კვალის დაკვირვებამ აჩვენა, რომ ნისლეული დედამიწაზე დაახლოებით 900 წლით ადრე უნდა გამხდარიყო ხილული. ისტორიული ჩანაწერები აჩვენებს, რომ ახალი ვარსკვლავი, რომელიც საკმარისად კაშკაშა იყო დღისით, ცის იმავე ნაწილში დააფიქსირეს ჩინელმა ასტრონომებმა 1054 წლის 4 ივლისს და, სავარაუდოდ, იაპონელმა დამკვირვებლებმაც.[11][14][15]

1913 წელს, როდესაც ვესტო სლიფერმა ცის სპექტროსკოპიული კვლევა დაარეგისტრირა, კიბორჩხალას ნისლეული ერთ-ერთი პირველი შესწავლილი ობიექტი იყო. ღრუბელში ცვლილებები, რაც მის მცირე მასშტაბზე მიუთითებს, კარლ ლემპლენდმა 1921 წელს აღმოაჩინა.[7] იმავე წელს ჯონ ჩარლზ დუნკანმა აჩვენა, რომ ნარჩენი ფართოვდებოდა,[16] ხოლო კნუტ ლუნდმარკმა აღნიშნა მისი სიახლოვე 1054 წლის „სტუმარი ვარსკვლავთან“.[15][17]

1928 წელს ედუინ ჰაბლმა ასტრონომებს შესთავაზა ნისლეულის 1054 წლის სუპერნოვასთან დაკავშირების იდეა, მაგრამ საკამათო დარჩა მანამ, სანამ სუპერნოვების ბუნება არ გაირკვა და სწორედ ნიკოლას მეიალმა მიუთითა, რომ 1054 წლის ვარსკვლავი უდავოდ ის სუპერნოვა იყო, რომლის აფეთქებამაც კიბორჩხალას ნისლეული წარმოქმნა.

ჩინურ დაკვირვებებთან თავდაპირველი კავშირის შემდეგ, 1934 წელს, მეიგეცუკიში, ჩინურ მითითებამდე რამდენიმე კვირით ადრე, „სტუმარი ვარსკვლავის“ შესახებ მეიგეცუკის იაპონურ მითითებასთან დაკავშირდა.[18][19][20] ეს მოვლენა დიდი ხნის განმავლობაში ისლამურ ასტრონომიაში აღუწერლად ითვლებოდა,[21] მაგრამ 1978 წელს მითითება იპოვეს მე-13 საუკუნის ასლში, რომელიც იბნ აბი უსაიბიამ დაწერა სუპერნოვას დროს ბაღდადში მოღვაწე ნესტორიანელი ქრისტიანი ექიმის, იბნ ბუტლანის ნაშრომის შესახებ.[22][23]

მისი დიდი მანძილის გათვალისწინებით, ჩინელების მიერ დაფიქსირებული დღის „სტუმარი ვარსკვლავი“ მხოლოდ სუპერნოვა შეიძლებოდა ყოფილიყო — მასიური, აფეთქებადი ვარსკვლავი, რომელმაც ამოწურა ბირთვული შერწყმიდან ენერგიის მარაგი და საკუთარ თავში დაიშალა.[24][25] ისტორიული ჩანაწერების ბოლოდროინდელმა ანალიზმა აჩვენა, რომ კიბორჩხალას ნისლეულის შემქმნელი სუპერნოვა, სავარაუდოდ, აპრილში ან მაისის დასაწყისში გამოჩნდა და ივლისისთვის მაქსიმალურ სიკაშკაშეს მიაღწია -7-დან -4.5-მდე (უფრო კაშკაშა, ვიდრე ვენერას -4.2 და ღამის ცაზე ყველაფერი, მთვარის გარდა). სუპერნოვა შეუიარაღებელი თვალით ხილული იყო პირველი დაკვირვების შემდეგ დაახლოებით ორი წლის განმავლობაში.[26]

კიბორჩხალას პულსარი

[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]
სურათი, რომელიც აერთიანებს ჰაბლის ოპტიკურ მონაცემებს (წითლად) და რენტგენის გამოსახულებებს ჩანდრას რენტგენის ობსერვატორიიდან (ლურჯი).

1960-იან წლებში, პულსარების პროგნოზირებისა და აღმოჩენის გამო, კიბორჩხალას ნისლეული კვლავ გახდა ინტერესის მთავარი ობიექტი. სწორედ მაშინ იწინასწარმეტყველა ფრანკო პაჩინიმ პირველად კიბორჩხალას პულსარის არსებობა, რაც ხსნიდა ღრუბლის სიკაშკაშეს. 1968 წლის ბოლოს, დევიდ ჰ. სტელინმა და ედვარდ ს. რაიფენშტაინ III-მ მწვანე ბანკის ტელესკოპის გამოყენებით კიბორჩხალას ნისლეულის მიდამოებში ორი სწრაფად ცვალებადი რადიოწყაროს აღმოჩენა დააფიქსირეს.[27][28] მათ NP 0527 და NP 0532 დაარქვეს. 1968 წლის 10 ნოემბერს კიბორჩხალას ნისლეულის პულსარის NP 0532 33 მილიწამის პერიოდი და ზუსტი მდებარეობა აღმოაჩინეს რიჩარდ ვ. ე. ლავლეისმა და მისმა თანამშრომლებმა არესიბოს რადიოობსერვატორიაში.[29][30] ამ აღმოჩენამ ასევე დაამტკიცა, რომ პულსარები მბრუნავი ნეიტრონული ვარსკვლავებია (და არა პულსირებადი თეთრი ჯუჯები, როგორც ბევრი მეცნიერი ვარაუდობდა). კიბორჩხალას პულსარის აღმოჩენიდან მალევე, დევიდ რიჩარდსმა აღმოაჩინა (არესიბოს ობსერვატორიის გამოყენებით), რომ კიბორჩხალას პულსარი ბრუნავს და, შესაბამისად, პულსარი კარგავს ბრუნვის ენერგიას. თომას გოლდმა აჩვენა, რომ პულსარის სპინის შემცირებული სიმძლავრე საკმარისია კიბორჩხალას ნისლეულის ენერგიის მისაწოდებლად.

კიბორჩხალას პულსარის აღმოჩენა და მისი ზუსტი ასაკის (თითქმის დღემდე) ცოდნა საშუალებას იძლევა გადამოწმდეს ამ ობიექტების ძირითადი ფიზიკური თვისებები, როგორიცაა დამახასიათებელი ასაკი და სპინის შემცირებული სიკაშკაშე, ჩართული სიდიდის რიგი (განსაკუთრებით მაგნიტური ველის სიძლიერე), ასევე ნარჩენების დინამიკასთან დაკავშირებული სხვადასხვა ასპექტი. სუპერნოვა SN 1054-ს როლი სუპერნოვას ნარჩენების სამეცნიერო გაგებაში გადამწყვეტი იყო, რადგან არცერთ სხვა ისტორიულ სუპერნოვას არ შეუქმნია პულსარი, რომლის ზუსტი ასაკი დანამდვილებით იყო ცნობილი. ამ წესის ერთადერთი შესაძლო გამონაკლისი იქნებოდა SN 1181, რომლის სავარაუდო ნარჩენი 3C 58 პულსარის სამშობლოა, მაგრამ მისი იდენტიფიკაცია 1181 წლიდან ჩინური დაკვირვებების გამოყენებით სადავოა.[31]

კიბორჩხალას ნისლეულის შიდა ნაწილში დომინირებს პულსარის ქარის ნისლეული, რომელიც პულსარს აკრავს. ზოგიერთი წყარო კიბორჩხალას ნისლეულს პულსარული ქარის ნისლეულისა და სუპერნოვას ნარჩენის მაგალითად მიიჩნევს,[32][33][34] ზოგი კი ამ ორ ფენომენს ენერგიის წარმოებისა და ქცევის სხვადასხვა წყაროების მიხედვით ყოფს.[35]

მაღალი ენერგიის გამა სხივების წყარო

[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]

კიბორჩხალას ნისლეული იყო პირველი ასტროფიზიკური ობიექტი, რომლის მიერ დადასტურებული გამა სხივების გამოსხივება 100 გევ-ზე მეტი ენერგიის ძალიან მაღალი ენერგიის (VHE) დიაპაზონში მოხდა. 1989 წელს ძალიან მაღალი ენერგიის აღმოჩენა უიპლის ობსერვატორიის 10 მეტრიანი გამა-სხივური ტელესკოპით განხორციელდა,[36][37] რამაც ძალიან მაღალი ენერგიის გამა-სხივების ფანჯარა გახსნა და მას შემდეგ მრავალი ძალიან მაღალი ენერგიის წყაროს აღმოჩენა გამოიწვია.

2019 წელს კიბორჩხალას ნისლეული 100 ტევ-ზე მეტი სიმძლავრის გამა სხივების გამოსხივებაში დაფიქსირდა, რაც მას 100 ტევ-ზე მეტი სიმძლავრის პირველ იდენტიფიცირებულ წყაროდ აქცევს.[38]

ფიზიკური პარამეტრები

[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]
„ჰაბლის“ მიერ გადაღებული კრაბის ნისლეულის მცირე მონაკვეთი, რომელზეც მისი რთული, ძაფისებრი სტრუქტურის რეილი-ტეილორის არამდგრადობებია აღბეჭდილი.

ხილულ სინათლეში, კიბორჩხალის ნისლეული შედგება ფართოდ ოვალური ფორმის ძაფების მასისგან, დაახლოებით 6′-ის სიგრძისა და 4′-ის სიგანის (შედარებისთვის, სავსე მთვარე 30′-ის დიამეტრისაა), რომელიც გარშემორტყმულია დიფუზური ლურჯი ცენტრალური რეგიონით. სამ განზომილებაში ნისლეულის ფორმა სავარაუდოდ ან შეკუმშული სფეროიდის (შეფასებულია 4.5 ათ. სინ. წელი (1.38 კპს) მანძილით) ან გაშლილი სფეროიდის (შეფასებულია 6.6 ათ. სინ. წელი (2.02 კპს) მანძილით) მსგავსია.[39] ძაფები წინაპარი ვარსკვლავის ატმოსფეროს ნარჩენებია და ძირითადად შედგება იონიზებული ჰელიუმისა და წყალბადისგან, ნახშირბადთან, ჟანგბადთან, აზოტთან, რკინასთან, ნეონთან და გოგირდთან ერთად. ძაფების ტემპერატურა, როგორც წესი 11,000-დან 18,000 K-მდეა, ხოლო მათი სიმკვრივე დაახლოებით 1,300 ნაწილაკია სმ³-ზე.[40]

1953 წელს იოსებ შკლოვსკიმ ივარაუდა, რომ დიფუზური ლურჯი რეგიონი უპირატესად წარმოიქმნება სინქროტრონული გამოსხივებით, რომელიც მაგნიტურ ველში ელექტრონების მრუდი მოძრაობით წარმოქმნილი გამოსხივებაა. გამოსხივება შეესაბამება ელექტრონების მოძრაობას სინათლის სიჩქარის ნახევარამდე სიჩქარით.[41] სამი წლის შემდეგ, ჰიპოთეზა დაკვირვებებით დადასტურდა. 1960-იან წლებში აღმოჩნდა, რომ ელექტრონების წყარო იყო ნისლეულის ცენტრში ნეიტრონული ვარსკვლავის მიერ წარმოქმნილი ძლიერი მაგნიტური ველი.[42]

მანძილი

[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]

მიუხედავად იმისა, რომ კიბორჩხალას ნისლეული ასტრონომების დიდი ყურადღების ცენტრშია, მისი მანძილი ღია საკითხად რჩება, მანძილის შესაფასებლად გამოყენებული ყველა მეთოდის გაურკვევლობის გამო. 2008 წელს კონსენსუსი იყო, რომ დედამიწიდან მისი მანძილი 6.5 ± 1.6 ათ. სინ. წელი (2.0 ± 0.5 კპს) იყო.[43] მისი ყველაზე გრძელი ხილული განზომილების გასწვრივ, მისი სიგანე დაახლოებით 13 ± 3 სინ. წელი (4.1 ± 1 პს)-ია.

კიბორჩხალის ნისლეული ამჟამად ფართოვდება დაახლოებით 1,500 კმ/წმ სიჩქარით.[44] რამდენიმე წლის ინტერვალით გადაღებული სურათები ავლენს ნისლეულის ნელ გაფართოებას,[45] და ამ კუთხური გაფართოების სპექტროსკოპულად განსაზღვრულ გაფართოების სიჩქარესთან შედარებით, შესაძლებელია ნისლეულის მანძილის შეფასება. 1973 წელს, ნისლეულამდე მანძილის გამოსათვლელად გამოყენებული მრავალი მეთოდის ანალიზმა დაახლოებით 6.3 ათ. სინ. წელი (1.9 კპს) დასკვნამდე მივიდა, რაც შეესაბამება ამჟამად მოყვანილ მნიშვნელობას.[39]

მეცნიერებმა M1-ის გაფართოების ტემპის უკუთვლით დაადგინეს სუპერნოვას წარმოქმნის თარიღი, რომელიც გამოთვლებით 1054 წლიდან რამდენიმე ათწლეულის შემდეგ მოხდა, რაც იმაზე მიუთითებს, რომ მისი გაფართოების სიჩქარე სუპერნოვას აფეთქების შემდეგ ნაკლებად შენელდა, ვიდრე ვარაუდობდნენ.[46] ითვლება, რომ ეს შემცირებული შენელება გამოწვეულია პულსარის ენერგიით, რომელიც ნისლეულის მაგნიტურ ველს კვებავს, რომელიც ფართოვდება და ნისლეულის ძაფებს გარეთ აიძულებს.[47][48]

მასა

[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]

ნისლეულის მთლიანი მასის შეფასება მნიშვნელოვანია სუპერნოვას წინაპარი ვარსკვლავის მასის დასადგენად. კიბორჩხალას ნისლეულის ძაფებში შემავალი მატერიის რაოდენობა (იონიზებული და ნეიტრალური აირის გამოტყორცნილი მასა; ძირითადად ჰელიუმი[49]) შეფასებულია, როგორც 4.6±1.8 M☉.[50]

ჰელიუმით მდიდარი ტორი

[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]

კიბორჩხალას ნისლეულის მრავალი ნისლეული კომპონენტიდან (ან ანომალიიდან) ერთ-ერთია ჰელიუმით მდიდარი ტორი, რომელიც ჩანს, როგორც აღმოსავლეთ-დასავლეთის ზოლი, რომელიც პულსარის რეგიონს კვეთს. ტორი ხილული გამოტყორცნილი ნაწილაკების დაახლოებით 25%-ს შეადგენს. თუმცა, გამოთვლებით ვარაუდობენ, რომ ტორის დაახლოებით 95% ჰელიუმია. ჯერჯერობით, ტორის სტრუქტურის შესახებ არანაირი დამაჯერებელი ახსნა არ არსებობს.[51]

ცენტრალური ვარსკვლავი

[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]
მთავარი სტატია: კიბორჩხალას პულსარი.
კიბორჩხალას პულსარის ვიდეო (შენელებულ რეჟიმში), გადაღებული OES-ის ერთფოტონიანი კამერით.
ორბიტალური ობსერვატორიების მონაცემები აჩვენებს კიბორჩხალას ნისლეულის რენტგენული გამოსხივების მოულოდნელ ცვლილებებს, რაც, სავარაუდოდ, მის ცენტრში მდებარე ნეიტრონული ვარსკვლავის გარემოცვას უკავშირდება.
NASA-ს „ფერმის“ (Fermi) გამა-სხივების კოსმოსური ტელესკოპი კიბორჩხალას ნისლეულში „სუპერანთებებს“ აფიქსირებს.
ნისლეულის ნაზი სტრუქტურების (ე.წ. „ფოჩების“) გაფართოება, რომელიც „ჰაბლმა“ 2005 წლის სექტემბერსა და ნოემბერს შორის დააფიქსირა.

კიბორჩხალას ნისლეულის ცენტრში ორი მკრთალი ვარსკვლავია, რომელთაგან ერთ-ერთი ნისლეულის არსებობაზე პასუხისმგებელი ვარსკვლავია. ის ასეთად 1942 წელს იქნა იდენტიფიცირებული, როდესაც რუდოლფ მინკოვსკიმ აღმოაჩინა, რომ მისი ოპტიკური სპექტრი უკიდურესად უჩვეულო იყო.[52] ვარსკვლავის გარშემო არსებული რეგიონი 1949 წელს რადიოტალღების[53] და 1963 წელს რენტგენის[54] ძლიერ წყაროდ იქნა მიჩნეული, ხოლო 1967 წელს გამა სხივების ცაში ერთ-ერთ ყველაზე კაშკაშა ობიექტად იქნა აღიარებული.[55] შემდეგ, 1968 წელს, აღმოჩნდა, რომ ვარსკვლავი სწრაფი იმპულსებით ასხივებდა, რაც ერთ-ერთი პირველი პულსარი გახდა, აღმოჩენილთა შორის.[23]

პულსარები ძლიერი ელექტრომაგნიტური გამოსხივების წყაროებია, რომლებიც წამში რამდენჯერმე მოკლე და უკიდურესად რეგულარული იმპულსებით ასხივებენ. ისინი დიდ საიდუმლოს წარმოადგენდნენ 1967 წელს აღმოჩენისას და პირველი პულსარის იდენტიფიცირების გუნდმა განიხილა შესაძლებლობა, რომ ეს შეიძლება განვითარებული ცივილიზაციის სიგნალი ყოფილიყო.[56] თუმცა, კიბორჩხალას ნისლეულის ცენტრში პულსირებადი რადიოწყაროს აღმოჩენა ძლიერი მტკიცებულება იყო იმისა, რომ პულსარები სუპერნოვას აფეთქებების შედეგად წარმოიქმნა.[57] ახლა ისინი სწრაფად მბრუნავ ნეიტრონულ ვარსკვლავებად მიიჩნევა, რომელთა ძლიერი მაგნიტური ველები მათ გამოსხივებას ვიწრო სხივებად აკონცენტრირებს.[58]

ითვლება, რომ კიბორჩხალას პულსარს დიამეტრი დაახლოებით 28–30 კმ აქვს;[59] ის ყოველ 33 მილიწამში ასხივებს რადიაციას.[60] იმპულსები ელექტრომაგნიტური სპექტრის ტალღის სიგრძეებზე გამოიყოფა, რადიოტალღებიდან რენტგენის სხივებამდე. ყველა იზოლირებული პულსარის მსგავსად, მისი პერიოდი ძალიან თანდათანობით მცირდება. ზოგჯერ, მისი ბრუნვის პერიოდი ავლენს მკვეთრ ცვლილებებს, რომლებიც ცნობილია როგორც „შეცდომები“, რომლებიც, სავარაუდოდ, გამოწვეულია ნეიტრონული ვარსკვლავის შიგნით უეცარი გადაადგილებით. პულსარის შენელებისას გამოყოფილი ენერგიის სიჩქარე უზარმაზარია და ის აძლიერებს კიბორჩხალას ნისლეულის სინქროტრონული გამოსხივების გამოსხივებას, რომლის სრული სიკაშკაშე დაახლოებით 148 000-ჯერ მეტია მზისაზე.[61]

პულსარის უკიდურესი ენერგიის გამომუშავება ქმნის უჩვეულოდ დინამიურ რეგიონს კიბორჩხალას ნისლეულის ცენტრში. მიუხედავად იმისა, რომ ასტრონომიული ობიექტების უმეტესობა იმდენად ნელა ვითარდება, რომ ცვლილებები მხოლოდ მრავალი წლის განმავლობაშია შესამჩნევი, კიბორჩხალას ნისლეულის შიდა ნაწილები ცვლილებებს მხოლოდ რამდენიმე დღის განმავლობაში ავლენს.[62] ნისლეულის შიდა ნაწილში ყველაზე დინამიური მახასიათებელია ის წერტილი, სადაც პულსარის ეკვატორული ქარი ნისლეულის დიდ ნაწილს ეჯახება და შოკის ფრონტს ქმნის. ამ მახასიათებლის ფორმა და პოზიცია სწრაფად იცვლება, ეკვატორული ქარი კი ნისლეულის მსგავსი მახასიათებლების სერიის სახით ჩნდება, კაშკაშდება და შემდეგ ქრება, როგორც კი პულსარიდს შორდება და ნისლეულის ძირითად ნაწილში ღრმად აღწევს.[62] ნისლეული 2 სინათლის წლის რადიუსში სინათლის სიჩქარის დაახლოებით 50%-ის სიჩქარით ფართოვდება. უფრო შორს სიჩქარე მცირდება და ნისლეულს შეუძლია შერწყმა.[63]

წინაპარი ვარსკვლავი

[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]
„ჰაბლის“ მიერ გადაღებული გამოსახულებების ეს სერია კრაბის ნისლეულის შიდა ნაწილში მიმდინარე ცვლილებებს ოთხი თვის განმავლობაში ასახავს.

სუპერნოვად აფეთქებული ვარსკვლავი სუპერნოვას წინაპარ ვარსკვლავად მოიხსენიება. ორი ტიპის ვარსკვლავი ფეთქდება სუპერნოვად: თეთრი ჯუჯები და მასიური ვარსკვლავები. ე.წ. Ia ტიპის სუპერნოვებში, „მკვდარ“ თეთრ ჯუჯაზე დაცემული გაზები ზრდის მის მასას მანამ, სანამ ის კრიტიკულ დონეს ჩანდრასეკარის ზღვარს არ მიაღწევს, რაც იწვევს ბირთვული შერწყმის აფეთქებას, რომელიც ანადგურებს ვარსკვლავს; Ib/c და II ტიპის სუპერნოვებში, წინაპარი ვარსკვლავი არის მასიური ვარსკვლავი, რომლის ბირთვსაც ამოეწურება საწვავი ბირთვული შერწყმის რეაქციების უზრუნველსაყოფად და კოლაფსირდება საკუთარ თავზე, გამოყოფს გრავიტაციულ პოტენციურ ენერგიას ისეთი ფორმით, რომელიც ვარსკვლავის გარე ფენებს აფრქვევს. Ia ტიპის სუპერნოვები არ წარმოქმნიან პულსარებს,[64] ამიტომ კიბორჩხალას ნისლეულში არსებული პულსარი აჩვენებს, რომ ის ბირთვის კოლაფსის შედეგად წარმოქმნილი სუპერნოვა უნდა ყოფილიყო.[65]

სუპერნოვას აფეთქებების თეორიული მოდელები ვარაუდობენ, რომ კრაბის ნისლეულის წარმოსაქმნელად აფეთქებულ ვარსკვლავს 9-დან 11 M☉ მასამდე მასა უნდა ჰქონოდა.[51][66] 8 M☉ მასაზე ნაკლები მასის მქონე ვარსკვლავები, სავარაუდოდ, ძალიან პატარები არიან სუპერნოვას აფეთქებების წარმოსაქმნელად და მათ სიცოცხლეს პლანეტარული ნისლეულის წარმოქმნით ამთავრებენ, ხოლო 12 M☉-ზე მძიმე ვარსკვლავი წარმოქმნიდა კიბორჩხალას ნისლეულში დაფიქსირებულისგან განსხვავებული ქიმიური შემადგენლობის ნისლეულს.[67] თუმცა, ბოლოდროინდელი კვლევები ვარაუდობენ, რომ წინაპარი შეიძლება ყოფილიყო 8-დან 10 M☉ მასამდე დიაპაზონში მყოფი სუპერასიმპტოტური გიგანტური ტოტის ვარსკვლავი, რომელიც ელექტრონების დამჭერი სუპერნოვაში აფეთქდებოდა.[68] 2021 წლის ივნისში ჟურნალ Nature Astronomy-ში გამოქვეყნებულ სტატიაში ნათქვამი იყო, რომ 2018 წლის სუპერნოვა SN 2018zd (გალაქტიკა NGC 2146-ში, დედამიწიდან დაახლოებით 31 მილიონი სინათლის წლის დაშორებით) ელექტრონების დამჭერი სუპერნოვას პირველი დაკვირვება იყო.[69][70][71] 1054 წლის სუპერნოვას აფეთქება, რომელმაც კიბორჩხალას ნისლეული შექმნა, ელექტრონების დამჭერი სუპერნოვის საუკეთესო კანდიდატად ითვლებოდა და 2021 წლის ნაშრომი ამ აზრის სისწორეს კიდევ უფრო სავარაუდოს ხდის.[70][71]

კიბორჩხალას ნისლეულის შესწავლის ერთ-ერთი მნიშვნელოვანი პრობლემა ის არის, რომ ნისლეულისა და პულსარის კომბინირებული მასა წინაპარი ვარსკვლავის პროგნოზირებულ მასაზე მნიშვნელოვნად ნაკლებია და კითხვა, თუ სად არის „დაკარგული მასა“, კვლავ გადაუჭრელი რჩება.[50] ნისლეულის მასის შეფასება ხდება გამოსხივებული სინათლის მთლიანი რაოდენობის გაზომვით და საჭირო მასის გამოთვლით, ნისლეულის გაზომილი ტემპერატურისა და სიმკვრივის გათვალისწინებით. შეფასებები დაახლოებით 1–5 M☉-ს შორის მერყეობს, სადაც ზოგადად მიღებული მნიშვნელობა 2–3 M☉-ია.[67] ნეიტრონული ვარსკვლავის მასა, სავარაუდოდ, 1.4 M☉-დან 2 M☉-მდეა.

კიბორჩხალას ნისლეულის დაკარგული მასის ახსნის უპირატესი თეორია არის ის, რომ წინაპრის მასის მნიშვნელოვანი ნაწილი სუპერნოვას აფეთქებამდე სწრაფი ვარსკვლავური ქარით გაიტაცა, ფენომენი, რომელიც ხშირად შეინიშნება ვოლფ-რაიეს ვარსკვლავებში. თუმცა, ამან ნისლეულის გარშემო გარსი შექმნა. მიუხედავად იმისა, რომ გარსის დაკვირვების მცდელობები რამდენიმე ტალღის სიგრძეზე განხორციელდა, ჯერ არცერთი არ არის ნაპოვნი.[72]

მზის სისტემის ციურ სხეულთა ტრანზიტები

[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]
ჩანდრას რენტგენული ობსერვატორიის გამოსახულება, რომელზეც ნაჩვენებია სატურნის მთვარე ტიტანი, რომელიც ნისლეულში ტრანზიტს გადის.

კიბორჩხალას ნისლეული დაახლოებით 1.5 გრადუსით არის დაშორებული ეკლიპტიკიდან - დედამიწის მზის გარშემო ორბიტის სიბრტყიდან. ეს ნიშნავს, რომ მთვარეს და ზოგჯერ პლანეტებს შეუძლიათ ნისლეულის დაფარვა. მიუხედავად იმისა, რომ მზე ტრანსზიტში არ მონაწილეობს, მისი გვირგვინი მის წინ გადის. ეს ტრანზიტები და დაფარვები შეიძლება გამოყენებულ იქნას როგორც ნისლეულის, ასევე მის წინ გამვლელი ობიექტის გასაანალიზებლად, იმის დაკვირვებით, თუ როგორ იცვლება ნისლეულიდან გამოსხივება ტრანზიტული სხეულის მიერ.

მთვარე

[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]

მთვარის ტრანზიტები გამოიყენებოდა ნისლეულიდან რენტგენის გამოსხივების რუკების შესაქმნელად. რენტგენის დამკვირვებელი თანამგზავრების, როგორიცაა ჩანდრას რენტგენის ობსერვატორია, გაშვებამდე რენტგენის დაკვირვებებს ზოგადად საკმაოდ დაბალი კუთხური გარჩევადობა ჰქონდა, მაგრამ როდესაც მთვარე ნისლეულის წინ გადის, მისი პოზიცია ძალიან ზუსტად არის ცნობილი და ამიტომ ნისლეულის სიკაშკაშის ვარიაციები შეიძლება გამოყენებულ იქნას რენტგენის გამოსხივების რუკების შესაქმნელად.[73] როდესაც რენტგენის სხივები პირველად დაფიქსირდა კიბორჩხალის ნისლეულიდან, მთვარის დაფარვა გამოიყენებოდა მათი წყაროს ზუსტი ადგილმდებარეობის დასადგენად.[54]

მზე

[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]

მზის გვირგვინი ყოველ ივნისში გადის კიბორჩხალის ნისლეულის წინ. ამ დროს კიბორჩხალის ნისლეულიდან მიღებული რადიოტალღების ვარიაციები შეიძლება გამოყენებულ იქნას გვირგვინის სიმკვრივისა და სტრუქტურის შესახებ დეტალების დასადგენად. ადრეულმა დაკვირვებებმა აჩვენა, რომ გვირგვინი გაცილებით დიდ მანძილზე ვრცელდებოდა, ვიდრე ადრე ეგონათ; მოგვიანებით დაკვირვებებმა აჩვენა, რომ გვირგვინს სიმკვრივის მნიშვნელოვანი ვარიაციები ჰქონდა.[74]

სხვა ობიექტები

[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]

ძალიან იშვიათად, სატურნი კიბორჩხალას ნისლეულს კვეთს. მისი 2003 წლის 4 იანვარის (UTC) ტრანზიტი პირველი იყო 1295 წლის 31 დეკემბრის შემდეგ; კიდევ ერთი ტრანზიტი 2267 წლის 5 აგვისტომდე არ მოხდება. მკვლევარებმა გამოიყენეს ჩანდრას რენტგენული ობსერვატორია სატურნის თანამგზავრ ტიტანზე დასაკვირვებლად, როდესაც ის ნისლეულს კვეთდა და აღმოაჩინეს, რომ ტიტანის რენტგენის „ჩრდილი“ მის მყარ ზედაპირზე დიდი იყო, რაც მის ატმოსფეროში რენტგენის სხივების შთანთქმის გამო მოხდა. ამ დაკვირვებებმა აჩვენა, რომ ტიტანის ატმოსფეროს სისქე 880 კმ-ია.[75] თავად სატურნის ტრანზიტის დაკვირვება ვერ მოხერხდა, რადგან იმ მომენტში „ჩანდრა“ ვან ალენის სარტყლებს გადიოდა.

იხილეთ აგრეთვე

[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]

ლიტერატურა

[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]

  1. Journal of Astronomy, part 9, chapter 56 of Sung History (Sung Shih) first printing, 1340. (Facsimile on the frontispiece of Misner, Thorne, Wheeler Gravitation, 1973.)
  2. Mitton, S. «The Crab Nebula», Charles Schribner’s Sons, 1978.
  3. Ruderman, Malvin A. Highlights of Modern Astrophysics: Old and New Neutron Stars, pp. 21–44. ISBN 0-471-82421-6, Stuart L. Shapiro and Saul A. Teukolsky. 1986.
  4. Manchester R. & Taylor J. «Pulsars», Freeman, 1977
  5. Lyne, A. G. & Graham-Smith F. «Pulsar astronomy», Cambridge University Press, 1998

რესურსები ინტერნეტში

[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]

სქოლიო

[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]
  1. ↑ Messier 1. ციტირების თარიღი: 21 July 2024
  2. ↑ ლომიძე ი., ენციკლოპედია „საქართველო“
  3. ↑ ქართული საბჭოთა ენციკლოპედია, ტ. 5, თბ., 1980. — გვ. 504.
  4. 1 2 Ridpath, Ian. Lord Rosse and the Crab Nebula. ციტირების თარიღი: 6 September 2023
  5. ↑ Crab Nebula (27 October 2016). ციტირების თარიღი: 9 December 2024
  6. ↑ Garner, Rob. (6 October 2017) Messier 1 (The Crab Nebula). ციტირების თარიღი: 27 April 2022
  7. 1 2 Lampland, C. O. (1921). „Observed Changes in the Structure of the "Crab" Nebula (N. G. C. 1952)“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 33 (192): 79–84. Bibcode:1921PASP...33...79L. doi:10.1086/123039. JSTOR 40710638. S2CID 122115955.
  8. ↑ Katgert-Merkelijn, J.; Damen, J.. A short biography of Jan Hendrik Oort: 7. Crab Nebula. Leiden University Library (2000). დაარქივებულია ორიგინალიდან — 4 September 2014. ციტირების თარიღი: 9 March 2015
  9. 1 2 Barrow, John D. (2008) Cosmic Imagery: Key Images in the History of Science. Random House, გვ. 45. ISBN 978-0-224-07523-7. 
  10. 1 2 Pugh, Philip (November 2011) Observing the Messier Objects with a Small Telescope: In the Footsteps of a Great Observer. Springer Science, გვ. 8–10. ISBN 978-0-387-85357-4. 
  11. 1 2 3 Mayall, Nicholas Ulrich (1939). „The Crab Nebula, a Probable Supernova“. Astronomical Society of the Pacific Leaflets. 3 (119): 145. Bibcode:1939ASPL....3..145M.
  12. ↑ Parsons, William (1844). „Observations on Some of the Nebulae“. Philosophical Transactions of the Royal Society of London. 134 (134). fig. 81, plate xviii, p. 321. doi:10.1098/rstl.1844.0012. JSTOR 108366. S2CID 186212669.
  13. ↑ Jones, Kenneth Glyn (1975). The Search for the Nebulae. Alpha Academic. ISBN 978-0-905193-01-4. 
  14. ↑ Leverington, David (2012). A History of Astronomy: from 1890 to the Present (en). Springer Science & Business Media, გვ. 197. ISBN 978-1-4471-2124-4. 
  15. 1 2 Lundmark, Knut (1921). „Suspected New Stars Recorded in Old Chronicles and Among Recent Meridian Observations“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 33 (195): 225–238. Bibcode:1921PASP...33..225L. doi:10.1086/123101. JSTOR 40668518. S2CID 120275870.
  16. ↑ Duncan, John Charles (1921). „Changes Observed in the Crab Nebula in Taurus“. Proceedings of the National Academy of Sciences. 7 (6): 179–181. Bibcode:1921PNAS....7..179D. doi:10.1073/pnas.7.6.179. PMC 1084821. PMID 16586833.
  17. ↑ Srinivasan, G. (1997). „Neutron Stars“, Stellar Remnants, Lecture Notes 1995, Swiss Society for Astrophysics and Astronomy. Springer Science, გვ. 108. ISBN 978-3-540-61520-0. 
  18. ↑ Usui, Tadashi. (11 January 2007) Why and how did a Japanese poet record the Supernova of AD 1054?. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 3 March 2016. ციტირების თარიღი: 4 March 2015
  19. ↑ Fujiwara no Sadaie (c. 1200). Meigetsuki. 
  20. ↑ Stephenson, F. Richard; Green, David A. (2003). „Was the supernova of AD 1054 reported in European history?“. Journal of Astronomical History and Heritage. 6 (1): 46. Bibcode:2003JAHH....6...46S. doi:10.3724/SP.J.1440-2807.2003.01.05. S2CID 128868531.
  21. ↑ Gingerich, Owen (April 1986). „Islamic astronomy“ (PDF). Scientific American. 254 (10): 74. Bibcode:1986SciAm.254d..74G. doi:10.1038/scientificamerican0486-74.
  22. ↑ Ibn Abi Usaibia (1971). „Chapter 10: On the Classes of Physicians of Iraq, al-Jazirah and Diyar Bekr“, Lives of the Physicians, Kopf, Lothar (trans.). 
  23. 1 2 Green, David A.; Stephenson, F. Richard (2003) „Historical Supernovae“, Supernovae and Gamma-Ray Bursters, Lecture Notes in Physics. Berlin: Springer, გვ. 7–19. DOI:10.1007/3-540-45863-8_2. ISBN 978-3-540-44053-6. 
  24. ↑ Tao, Li (2004). Xu Zizhi Tongjian Changbian (zh). Beijing: Zhonghua Book Company, გვ. 4263. „己丑，客星出天关之东南可数寸。嘉祐元年三月乃没。“ 
  25. ↑ Song Huiyao (zh). „嘉佑元年三月，司天监言：'客星没，客去之兆也'。初，至和元年五月，晨出东方，守天关。昼如太白，芒角四出，色赤白，凡见二十三日。“ 
  26. ↑ Collins, George W. II; et al. (1999). „A Reinterpretation of Historical References to the Supernova of A.D. 1054“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 111 (761): 871–880. arXiv:astro-ph/9904285. Bibcode:1999PASP..111..871C. doi:10.1086/316401. S2CID 14452581.
  27. ↑ Howard, W. E.; Staelin, D. H.; Reifenstein, E. C. (1968-01-01). „Pulsating radio sources near Crab Nebula“. International Astronomical Union Circular (2110): 2. Bibcode:1968IAUC.2110....2H. ISSN 0081-0304.
  28. ↑ Staelin, David H.; Reifenstein, Edward C. (December 1968). „Pulsating Radio Sources near the Crab Nebula“. Science (ინგლისური). 162 (3861): 1481–1483. Bibcode:1968Sci...162.1481S. doi:10.1126/science.162.3861.1481. ISSN 0036-8075. PMID 17739779.
  29. ↑ Lovelace, R. V. E.; Sutton, J. M.; Craft, H. D. (November 1968). „Pulsar NP 0532 Near Crab Nebula“. International Astronomical Union Circular (2113): 1. Bibcode:1968IAUC.2113....1L. ISSN 0081-0304.
  30. ↑ Comella, J. M.; Craft, H. D.; Lovelace, R. V. E.; Sutton, J. M.; Tyler, G. Leonard (February 1969). „Crab Nebula Pulsar NP 0532“. Nature (ინგლისური). 221 (5179): 453–454. Bibcode:1969Natur.221..453C. doi:10.1038/221453a0. ISSN 0028-0836.
  31. ↑ Bietenholz, M. F. (July 2006). „Radio Images of 3C 58: Expansion and Motion of Its Wisp“. The Astrophysical Journal. 645 (2): 1180–1187. arXiv:astro-ph/0603197. Bibcode:2006ApJ...645.1180B. doi:10.1086/504584. S2CID 16820726.
  32. ↑ Gaensler, Bryan M.; Slane, Patrick O. (18 August 2006). „The Evolution and Structure of Pulsar Wind Nebulae“. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 44 (1): 17–47. arXiv:astro-ph/0601081. Bibcode:2006ARA&A..44...17G. doi:10.1146/annurev.astro.44.051905.092528. ISSN 0066-4146. S2CID 10699344.
  33. ↑ X-RAY UNIVERSE :: Make a Pulsar: Crab Nebula in 3D. ციტატა: „the [Crab] nebula is not a classic supernova remnant, as once commonly thought, but that the system is better classified as a pulsar wind nebula“ ციტირების თარიღი: 31 October 2020
  34. ↑ Pulsar Wind Nebulae. Smithsonian Astrophysical Observatory (4 November 2016). ციტირების თარიღი: 26 March 2017
  35. ↑ Hester, J. J. (2008). „The Crab Nebula: An Astrophysical Chimera“. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 46: 127–155. Bibcode:2008ARA&A..46..127H. doi:10.1146/annurev.astro.45.051806.110608.
  36. ↑ Gibbs, Kenneth Gerard (1987). The application of imaging to the atmospheric Cerenkov technique: Observations of the Crab Nebula. The University of Arizona. 
  37. ↑ Weekes, T.C. (1989). „Observation of TeV Gamma Rays from the Crab Nebula Using the Atmospheric Cerenkov Imaging Technique“ (PDF). Astrophysical Journal. 342: 379. Bibcode:1989ApJ...342..379W. doi:10.1086/167599. S2CID 119424766.
  38. ↑ Amenomori, M.; et al. (June 2019). „First Detection of Photons with Energy Beyond 100 TeV from an Astrophysical Source“. Physical Review Letters. 123 (5). arXiv:1906.05521. Bibcode:2019PhRvL.123e1101A. doi:10.1103/PhysRevLett.123.051101. PMID 31491288. S2CID 189762075. დამოწმებას აქვს ცარიელი უცნობი პარამეტრ(ებ)ი: |article-number= (დახმარება)
  39. 1 2 Trimble, Virginia Louise (1973). „The Distance to the Crab Nebula and NP 0532“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 85 (507): 579–585. Bibcode:1973PASP...85..579T. doi:10.1086/129507. JSTOR 40675440. S2CID 122277030.
  40. ↑ Fesen, R. A. & Kirshner, R. P. (1982). „The Crab Nebula. I – Spectrophotometry of the filaments“. The Astrophysical Journal. 258 (1): 1–10. Bibcode:1982ApJ...258....1F. doi:10.1086/160043.
  41. ↑ Shklovskii, Iosif (1953). „On the Nature of the Crab Nebula's Optical Emission“. Doklady Akademii Nauk SSSR. 90: 983. Bibcode:1957SvA.....1..690S.
  42. ↑ Burn, B. J. (1973). „A synchrotron model for the continuum spectrum of the Crab Nebula“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 165 (4): 421–429. Bibcode:1973MNRAS.165..421B. doi:10.1093/mnras/165.4.421.
  43. ↑ Kaplan, David L.; et al. (2008). „A Precise Proper Motion for the Crab Pulsar, and the Difficulty of Testing Spin-Kick Alignment for Young Neutron Stars“. The Astrophysical Journal. 677 (2): 1201–1215. arXiv:0801.1142. Bibcode:2008ApJ...677.1201K. doi:10.1086/529026. S2CID 17840947.
  44. ↑ Bietenholz, M. F.; et al. (1991). „The expansion of the Crab Nebula“. The Astrophysical Journal Letters. 373: L59–L62. Bibcode:1991ApJ...373L..59B. doi:10.1086/186051.
  45. ↑ თარგი:Cite APOD
  46. ↑ Trimble, Virginia Louise (1968). „Motions and Structure of the Filamentary Envelope of the Crab Nebula“ (PDF). Astronomical Journal. 73: 535. Bibcode:1968AJ.....73..535T. doi:10.1086/110658. S2CID 120669550. დაარქივებულია ორიგინალიდან (PDF) — 22 September 2022. ციტირების თარიღი: 27 August 2019.
  47. ↑ Bejger, M. & Haensel, P. (2003). „Accelerated expansion of the Crab Nebula and evaluation of its neutron star parameters“. Astronomy and Astrophysics. 405 (2): 747–751. arXiv:astro-ph/0301071. Bibcode:2003A&A...405..747B. doi:10.1051/0004-6361:20030642. S2CID 10254761.
  48. ↑ Crab Nebula exploded in 1054. Astronomy.com (8 June 2007). ციტირების თარიღი: 10 September 2014
  49. ↑ Green, D. A.; et al. (2004). „Far-infrared and submillimetre observations of the Crab nebula“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 355 (4): 1315–1326. arXiv:astro-ph/0409469. Bibcode:2004MNRAS.355.1315G. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.08414.x. S2CID 6914133.
  50. 1 2 Fesen, Robert A.; et al. (1997). „An Optical Study of the Circumstellar Environment Around the Crab Nebula“. The Astronomical Journal. 113: 354–363. Bibcode:1997AJ....113..354F. doi:10.1086/118258. hdl:2060/19970022615.
  51. 1 2 MacAlpine, Gordon M.; et al. (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. S2CID 18599459.
  52. ↑ Minkowski, Rudolph (September 1942). „The Crab Nebula“. The Astrophysical Journal. 96: 199. Bibcode:1942ApJ....96..199M. doi:10.1086/144447.
  53. ↑ Bolton, John G.; et al. (1949). „Positions of three discrete sources of Galactic radio frequency radiation“. Nature. 164 (4159): 101–102. Bibcode:1949Natur.164..101B. doi:10.1038/164101b0. S2CID 4073162.
  54. 1 2 Bowyer, S.; et al. (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. S2CID 12749817.
  55. ↑ Haymes, R. C.; et al. (1968). „Observation of Gamma Radiation from the Crab Nebula“. The Astrophysical Journal Letters. 151: L9. Bibcode:1968ApJ...151L...9H. doi:10.1086/180129.
  56. ↑ Del Puerto, C. (2005). „Pulsars In The Headlines“. EAS Publications Series. 16: 115–119. Bibcode:2005EAS....16..115D. doi:10.1051/eas:2005070.
  57. ↑ LaViolette, Paul A. (April 2006) Decoding the Message of the Pulsars: Intelligent Communication from the Galaxy. Bear & Co., გვ. 73. ISBN 978-1-59143-062-9. 
  58. ↑ LaViolette, Paul A. (April 2006) Decoding the Message of the Pulsars: Intelligent Communication from the Galaxy. Bear & Co., გვ. 135. ISBN 978-1-59143-062-9. 
  59. ↑ Bejger, M. & Haensel, P. (2002). „Moments of inertia for neutron and strange stars: Limits derived for the Crab pulsar“. Astronomy and Astrophysics. 396 (3): 917–921. arXiv:astro-ph/0209151. Bibcode:2002A&A...396..917B. doi:10.1051/0004-6361:20021241. S2CID 13946022.
  60. ↑ 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.
  61. ↑ Carroll, B. W.; Ostlie, D. A. (2017) An Introduction To Modern Astrophysics, 2nd, Cambridge University Press, გვ. 532. ISBN 978-1-108-42216-1. 
  62. 1 2 Hester, J. Jeff; et al. (1996). „The Extremely Dynamic Structure of the Inner Crab Nebula“. Bulletin of the American Astronomical Society. 28 (2): 950. Bibcode:1996BAAS...28..950H.
  63. ↑ Camus, N. F.; Komissarov, S. S.; Bucciantini, N.; Hughes, P. A. (December 2009). „Observations of 'wisps' in magnetohydrodynamic simulations of the Crab Nebula“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (ინგლისური). 400 (3): 1241–1246. arXiv:0907.3647. Bibcode:2009MNRAS.400.1241C. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.15550.x. ISSN 0035-8711.
  64. ↑ Pasachoff, Jay M.; Filippenko, Alex (August 2013) The Cosmos: Astronomy in the New Millennium. Cambridge University Press, გვ. 357. ISBN 978-1-107-27695-6. 
  65. ↑ Maoz, Dan (December 2011) Astrophysics in a Nutshell. Princeton University Press, გვ. 90. ISBN 978-1-4008-3934-6. 
  66. ↑ Nomoto, K. (January 1985). „The Crab Nebula and Related Supernova Remnants: Proceedings of a Workshop Held at George Mason University, Fairfax, Virginia, October 11–12, 1984“. Cambridge University Press. 97–113. ISBN 0-521-30530-6.
  67. 1 2 Davidson, K. & Fesen, R. A. (1985). „Recent developments concerning the Crab Nebula“. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 23 (507): 119–146. Bibcode:1985ARA&A..23..119D. doi:10.1146/annurev.aa.23.090185.001003.
  68. ↑ Tominaga, N.; et al. (2013). „Supernova explosions of super-asymptotic giant branch stars: multicolor light curves of electron-capture supernovae“. The Astrophysical Journal Letters. 771 (1): L12. arXiv:1305.6813. Bibcode:2013ApJ...771L..12T. doi:10.1088/2041-8205/771/1/L12. S2CID 118860608.
  69. ↑ Hiramatsu D, Howell D, Van S, et al. (28 June 2021). „The electron-capture origin of supernova 2018zd“. Nat Astron. 5 (9): 903–910. arXiv:2011.02176. Bibcode:2021NatAs...5..903H. doi:10.1038/s41550-021-01384-2. S2CID 226246044.
  70. 1 2 New, Third Type Of Supernova Observed (28 June 2021).
  71. 1 2 „Astronomers discover new type of supernova“. RTE News. PA. 28 June 2021. ციტირების თარიღი: 1 July 2021.
  72. ↑ Frail, D. A.; et al. (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. S2CID 14787898.
  73. ↑ Palmieri, T. M.; et al. (1975). „Spatial distribution of X-rays in the Crab Nebula“. The Astrophysical Journal. 202: 494–497. Bibcode:1975ApJ...202..494P. doi:10.1086/153998.
  74. ↑ 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.
  75. ↑ Mori, K.; et al. (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. S2CID 8836905. Chandra images used by Mori et al. can be viewed here.
მოძიებულია „https://ka.wikipedia.org/w/index.php?title=კიბორჩხალას_ნისლეული&oldid=5543804“-დან