Krebsnebel

Krebsnebel
Datenbanklinks zu Krebsnebel (Messier 1)
Sichtung, bzw. auf heute bezogen vor etwa 7300 Jahren.
Der Krebsnebel ist sowohl ein Supernovaüberrest als
auch ein Pulsarwind-Nebel im Sternbild Stier und wird
im Messier-Katalog als M 1 sowie im New General Catalogue als NGC 1952 geführt.
1
2 Physikalische Eigenschaften
Beobachtungsgeschichte
Siehe auch: Supernova 1054
Einem Mönch in Flandern fiel am 11. April 1054 eine „helle Scheibe am Nachmittag“ auf, die – wie wir
heute wissen – die Erstbeobachtung des Lichts einer
Supernova-Explosion war, die also am 11. April 1054
erstmals auf der Erde wahrgenommen wurde. Bekannter ist, dass am 4. Juli 1054 ein chinesischer Hofastronom einen Stern entdeckte, der auch tagsüber neben der
Sonne sichtbar war. Auch in Nordamerika stellen Zeichnungen diese Supernovaexplosion dar, aus der der Nebel
anschließend entstand. Insgesamt konnten bisher 13 zeitnahe historische Quellen zu diesem Himmelsereignis von
1054 gefunden werden.
Zentrum des Krebsnebels, Überlagerung von Aufnahmen in den
Bereichen des sichtbaren Lichts (rot) und der Röntgenstrahlen
(blau). Man erkennt den eingebetteten Pulsar.
Der nebelartige Überrest wurde 1731 von John Bevis
sowie, davon unabhängig, von Charles Messier am 28.
August 1758 entdeckt. Diese Entdeckung war für Messier der Auslöser zur Erstellung des Messier-Katalogs, in
dem der Krebsnebel als erstes Objekt M 1 eingeordnet
ist. Der Name Krebsnebel wurde 1844 von Lord Rosse
geprägt, der den Nebel mit seinem großen Spiegelteleskop detailliert beobachtete und auch zeichnete. Anhand
der Ähnlichkeit der Filamente mit Krebsbeinen stellte
er fest: „Er sieht aus wie ein Krebs.“ 1948 konnte der
Nebel mit der Radioquelle Taurus A und 1964 mit der
Röntgenquelle Taurus X-1 identifiziert werden. 1968/69
konnte der Pulsar PSR B0531+21 im optischen Bereich
als Zentralstern des Krebsnebels identifiziert werden.
Im sichtbaren Licht ist der Krebsnebel als ovaler Körper zu sehen, der aus breiten Filamenten besteht. Diese
Hülle ist rund 6 Bogenminuten lang und 4 Bogenminuten breit und umgibt die diffuse blaue Region im Zentrum des Körpers. Die Filamente sind Überreste der Atmosphäre des Ursprungssterns und enthalten zum größten Teil ionisiertes Helium und Wasserstoff und weiterhin Kohlenstoff, Sauerstoff, Stickstoff, Eisen, Neon und
Schwefel. Die Temperatur der Filamente liegt meist zwischen 11.000 K und 18.000 K und ihre Dichte beträgt
rund 1.300 Teilchen pro cm³.[2]
Als man Anfang des 20. Jahrhunderts die ersten
Fotografien aufnahm, stellte sich heraus, dass der Nebel expandiert. Durch Zurückberechnung dieser Expansion schloss man auf eine Supernovaexplosion vor rund
900 Jahren. Die Zeitangabe entspricht dem praktizierten Standard, dass Supernovae (oder allgemein kosmische Ereignisse) auf den Zeitpunkt der ersten möglichen
Sichtung datiert werden. Mit dem heute bestimmten Abstand des Nebels von 6300 Lichtjahren liegt die Entstehung der Supernova somit ungefähr 7200 Jahre vor der
1953 schlug Iosef Shklovsky vor, das blaue Leuchten
des Zentrums durch Synchrotronstrahlung zu erklären.
Hierbei handelt es sich um die Strahlung, die emittiert
wird, wenn Elektronen, die sich mit mindestens der halben Lichtgeschwindigkeit bewegen, durch ein Magnetfeld
auf eine Kreisbahn gezwungen werden.[3] Drei Jahre später wurde diese Theorie durch Beobachtungen bestätigt.
1960 fand man heraus, dass das Magnetfeld von etwa 108
Tesla aus einem Neutronenstern im Zentrum des Nebels
resultiert.[4]
1
2
4 URSPRÜNGLICHER STERN
Der Krebsnebel dehnt sich derzeit mit einer Geschwindigkeit von 1500 km/s aus[5] und Bilder, die vor mehreren
Jahren gemacht wurden, bestätigen dies. Vergleicht man
nun die Ausdehnung und die Rotverschiebung, kann man
die Entfernung bestimmen. Durch moderne Beobachtungen hat man eine Entfernung von rund 6.300 Lichtjahren
ermittelt.[6]
Rechnet man die Expansion zurück, erhält man ein Datum für die Bildung des Nebels, das auf mehrere Jahrzehnte nach 1054 verweist. Es scheint, als hätte sich der
Nebel beschleunigt ausgedehnt.[7] Man vermutet, dass die
notwendige Energie für die Beschleunigung vom Pulsar stammt, der das Magnetfeld verstärkte, und dass dadurch die Filamente vom Zentrum stärker wegbewegt
wurden.[8]
Es ist erforderlich, die Masse des Nebels abzuschätzen,
um die Masse des ursprünglichen Sterns zu ermitteln,
der vor der Supernova existierte. Die Schätzungen für die
Masse der Filamente des Krebsnebels reichen von 1 bis 5
Sonnenmassen.[9]
3
entsteht eine extrem dynamische Region im Zentrum des
Krebsnebels. Während die meisten Veränderungen von
astronomischen Objekten so langsam geschehen, dass
man sie erst nach vielen Jahren wahrnehmen kann, ändert sich das Innere des Krebsnebels innerhalb einiger
Tage.[18] Die Gebiete mit den stärksten Veränderungen
im inneren Teil des Nebels sind an dem Punkt, wo die
Polarjets des Pulsars mit dem umgebenden Material kollidieren und eine Stoßwelle bilden. Zusammen mit dem
äquatorialen Wind erscheinen sie als eine Serie von büschelähnlichen Gebilden, die steil hervorwachsen, aufhellen und dann verblassen, wenn sie sich vom Pulsar wegund in den Nebel hineinbewegen.
4 Ursprünglicher Stern
Zentralstern
Im Zentrum des Krebsnebels befinden sich zwei schwache Sterne. Einer von ihnen ist für die Entstehung des Nebels verantwortlich. 1942 erkannte Rudolph Minkowski,
dass der Krebsnebel ein extrem ungewöhnliches Spektrum besitzt.[10] Man fand in der Region um den Stern
1949 eine starke Quelle für Radiowellen,[11] 1963 für
Röntgenstrahlen,[12] und es war eines der hellsten Objekte im Bereich für Gammastrahlung 1967.[13] 1968 stellte man fest, dass die Strahlung in Impulsen ausgesendet
wird.
Der Krebsnebel im Infrarotbereich aufgenommen vom SpitzerPulsare sind Quellen starker elektromagnetischer Strahlung, die in kurzen und extrem regelmäßigen Intervallen mehrmals in der Sekunde emittiert werden. 1967 war
es ein großes Rätsel, wie so etwas zu erklären sei. Das
Team, welches den Pulsar entdeckte, ging selbst von einem Signal einer fortgeschrittenen Zivilisation aus.[14]
Heute weiß man, dass es sich bei Pulsaren um schnell drehende Neutronensterne handelt, deren starkes Magnetfeld
in schmalen Strahlen konzentriert ist.
Weltraumteleskop.
Der Krebsnebel entstand aus der Supernovaexplosion eines Sterns. Aus theoretischen Modellen von Supernovaexplosionen schließt man, dass der Stern eine Masse zwischen 8 und 12 Sonnenmassen gehabt haben musste. Man
vermutet, dass Sterne, die weniger als 8 Sonnenmassen
haben, zu klein sind, um in einer Supernova zu explodieren und ihr Leben mit der Erzeugung eines Planetarischen
Nebels beenden, während Sterne mit mehr als 12 SonnenMan vermutet, dass der Pulsar einen Durchmesser von 28 massen einen Nebel mit einer anderen chemischen Zubis 30 km hat.[15] Er sendet alle 33 Millisekunden Strah- sammensetzung als der des Krebsnebels bilden.[19]
lungsimpulse aus,[16] die über das gesamte elektromagne- Ein ungelöstes Problem beim Krebsnebel ist, dass die
tische Spektrum, von Radio- bis Röntgenstrahlung, ver- Masse des Pulsars und des Nebels zusammen kleiner ist
teilt sind. Wie bei allen Pulsaren nimmt seine Periode als die des ursprünglichen Sterns und man nicht weiß, wo
langsam ab. Manchmal zeigt der Pulsar zeitliche Störun- die fehlende Masse verblieben ist.[9] Um die Masse des
gen in seiner Periode. Es wird angenommen, dass diese Nebels abzuschätzen, misst man die Menge des emittieraus einer plötzlichen Umordnung des Materials im Neu- ten Lichts und berechnet die Masse bei gegebener Temtronenstern resultieren. Die Energie, die der Pulsar ver- peratur und Dichte des Nebels. Daraus erhält man ein Inliert, während er langsamer wird, ist enorm. Allein die tervall von 1–5 Sonnenmassen, während 2–3 SonnenmasSynchrotronstrahlung besitzt eine Leuchtstärke, die rund sen der am meisten akzeptierte Wert ist.[19] Der Neutro75.000 Mal stärker als die der Sonne ist.[17]
nenstern wird auf eine Masse zwischen 1,4 und 2 SonDurch die extreme Energiemenge, die der Pulsar abgibt, nenmassen geschätzt.
3
Eine vorherrschende Theorie besagt, dass die fehlende
Masse vom ursprünglichen Stern durch den Sternwind
vor der Supernovaexplosion weggetragen wurde. Dies
würde jedoch zu einer Hülle um den Krebsnebel führen.
Obwohl man nach dieser Hülle in unterschiedlichen Wellenlängen gesucht hatte, wurde bisher keine gefunden.[20]
5
Transit von Körpern des Sonnensystems
hin angenommen, spätere Beobachtungen zeigten, dass
sie beachtliche Dichteschwankungen aufweist.[22]
Sehr selten durchquert der Saturn den Nebel. Sein Transit im Jahr 2003 war der erste seit 1296, der nächste wird
2267 sein. Mit Hilfe des Chandra X-Ray Observatory
wurde der Saturnmond Titan genauer untersucht. Dabei
stellte sich heraus, dass auch um Titan Röntgenstrahlung
emittiert wurde. Der Grund liegt in der Absorption der
Röntgenstrahlung in seiner Atmosphäre. Dadurch erhielt
man für die Dicke von Titans Atmosphäre einen Wert von
880 km.[23] Der Saturntransit selbst konnte nicht beobachtet werden, da Chandra zu der Zeit den Van-AllenGürtel durchquerte.
6 Siehe auch
• Südlicher Krebsnebel
7 Video
• Was steckt im Krebsnebel? aus der FernsehSendereihe alpha-Centauri (ca. 15 Minuten).
Erstmals ausgestrahlt am 6. Aug. 2003.
Falschfarbenüberlagerung von Infrarot- (rot) optischen (grün)
und Röntgen-aufnahmen (blau) des Krebsnebels Messier 1
• Video Leschs Kosmos: Der 4. Juli 1054 und die Folgen (31. Januar 2011, 1:20 Uhr, 16:01 Min.) in der
ZDFmediathek, abgerufen am 3. Februar 2014
Der Krebsnebel ist rund 1,5° von der Ekliptik der Erdbahn um die Sonne entfernt. Das bedeutet, dass der Mond 8 Weblinks
und manchmal auch Planeten diesen Nebel scheinbar
am Himmel durchqueren oder streifen können. Die SonCommons: Messier 1 – Album mit Bildern, Videos
ne selbst durchquert den Nebel nicht, dafür aber ihre
und
Audiodateien
Korona. Solche Ereignisse helfen, den Nebel und die Objekte vor dem Nebel besser zu erforschen, indem man
untersucht, wie sich die Strahlung des Nebels ändert.
• Bilder des Krebsnebels von Chandra
Mondtransits wurden verwendet, um die Quellen der
Röntgenstrahlen im Nebel zu finden. Bevor man Satel• A Giant Hubble Mosaic of the Crab Nebula
liten wie das Chandra X-Ray Observatory hatte, die die
(12/01/2005)
Röntgenstrahlung beobachten konnten, hatten Röntgenbeobachtungen meist eine geringe Auflösung. Wenn sich
• Peering into the Heart of the Crab Nebula
jedoch der Mond vor den Nebel schiebt, kann man die
(06/01/2000)
Helligkeitsänderungen des Nebels verwenden, um Karten
der Röntgenstrahlenemission des Nebels anzufertigen.[21]
• Bilder des Krebsnebels in einer PresseveröffentliAls man das erste Mal Röntgenstrahlen im Krebsnebel
chung der ESO
beobachtet hatte, wurde der Mond, als er den Nebel am
Himmel streifte, verwendet, um die genaue Position der
• Hubble Astronomers Unveil „Crab Nebula – The
Röntgenstrahlung auszumachen.[12]
Movie“ (05/30/1996)
Die Sonnenkorona durchquert den Krebsnebel jeden Juni. Durch Veränderungen der Radiowellen des Krebsne• M1 The Crab Nebula
bels kann man auf die Dichte und Struktur der Sonnen• M1 aufgenommen mit einem semiprofessionellen
korona schließen. Die ersten Beobachtungen offenbarten,
Amateurteleskop
dass die Sonnenkorona viel ausgedehnter ist als bis da-
4
9
9
Einzelnachweise
[1] http://messier.seds.org/m/m001.html
[2] R. A. Fesen, R. P. Kirshner: The Crab Nebula. I – Spectrophotometry of the filaments. In: Astrophysical Journal.
Band 258, 1982, S. 1–10
[3] Iosif Shklovskii: On the Nature of the Crab Nebula’s Optical Emission. In: Doklady Akademii Nauk SSSR. 90,
1953, S. 983.
[4] B. J. Burn: A synchrotron model for the continuum spectrum of the Crab Nebula. In: Monthly Notices of the Royal
Astronomical Society. Band 165, 1973, S. 421
[5] M. F. Bietenholz, P. P. Kronberg, D. E. Hogg und A. S.
Wilson: The expansion of the Crab Nebula. In: Astrophysical Journal Letters. Band 373, 1991, S. L59–L62
[6] V. Trimble: The Distance to the Crab Nebula and NP 0532.
In: Publications of the Astronomical Society of the Pacific.
Band 85, 1973, S. 579
[7] V. Trimble: Motions and Structure of the Filamentary Envelope of the Crab Nebula. In: Astronomical Journal. Band
73, 1968, S. 535
[8] M. Bejger und P. Haensel: Accelerated expansion of the
Crab Nebula and evaluation of its neutron-star parameters.
In: Astronomy and Astrophysics. Band 405, 2003, S. 747–
751
[9] R. A. Fesen, J. M. Shull und A. P. Hurford: An Optical Study of the Circumstellar Environment Around the Crab Nebula. In: Astronomical Journal. Band 113, 1997, S. 354–
363
[10] R. Minkowski: The Crab Nebula. In: Astrophysical Journal. Band 96, 1942, S. 199
[11] J. G. Bolton, G. J. Stanley und O. B. Slee: Positions of three
discrete sources of Galactic radio frequency radiation. In:
Nature. Band 164, 1949, S. 101
EINZELNACHWEISE
[18] J. J. Hester, P. A. Scowen, R. Sankrit, F. C. Michel, J. R.
Graham, A. Watson und J. S. Gallagher: The Extremely
Dynamic Structure of the Inner Crab Nebula. In: Bulletin
of the American Astronomical Society. Band 28, 1996, S.
950
[19] K. Davidson und R. A. Fesen: Recent developments concerning the Crab Nebula. In: Annual Review of Astronomy
and Astrophysics. Band 23, 1985, S. 119–146
[20] D. A. Frail, N. E. Kassim, T. J. Cornwell und W. M. Goss:
Does the Crab Have a Shell?. In: Astrophysical Journal.
Band 454, 1995, S. L129–L132
[21] T. M. Palmieri, F. D. Seward, A. Toor und T. C. van Flandern: Spatial distribution of X-rays in the Crab Nebula. In:
Astrophysical Journal. Band 202, 1975, S. 494–497
[22] W. C. Erickson: The Radio-Wave Scattering Properties of
the Solar Corona. In: Astrophysical Journal. Band 139,
1964, S. 1290
[23] K. Mori, H. Tsunemi, H. Katayama, D. N. Burrows, G.
P. Garmire und A. E. Metzger: An X-Ray Measurement of
Titan’s Atmospheric Extent from Its Transit of the Crab Nebula. In: Astrophysical Journal. Band 607, 2004, S. 1065–
1069. Chandra images used by Mori et al can be viewed
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1941 | NGC 1942 | NGC 1943 | NGC 1944 | NGC 1945 |
[13] R. C. Haymes, D. V. Ellis, G. J. Fishman, J. D. Kur- NGC 1946 | NGC 1947 | NGC 1948 | NGC 1949 | NGC
fess und W. H. Tucker: Observation of Gamma Radiati- 1950 | NGC 1951 | NGC 1952 | NGC 1953 | NGC 1954 |
on from the Crab Nebula. In: Astrophysical Journal. Band NGC 1955 | NGC 1956 | NGC 1957 | NGC 1958 | NGC
151, 1968, S. L9
1959 | NGC 1960 | NGC 1961 | NGC 1962 | NGC 1963 |
[14] C. Del Puerto: Pulsars In The Headlines. In: EAS Publica- NGC 1964 | NGC 1965 | NGC 1966 | NGC 1967 | NGC
1968 | NGC 1969 | NGC 1970 | NGC 1971 | NGC 1972 |
tions Series. Band 16, 2005, S. 115–119
NGC 1973 | NGC 1974 | NGC 1975 | NGC 1976 | NGC
[15] M. Bejger and P. Haensel: Moments of inertia for neutron 1977
[12] S. Bowyer, E. T. Byram, T. A. Chubb und H. Friedman:
Lunar Occultation of X-ray Emission from the Crab Nebula. In: Science. Band 146, 1964, S. 912–917
and strange stars. Limits derived for the Crab pulsar. In:
Astronomy and Astrophysics. Band 396, 2002, S. 917–921
[16] F. R. Harnden und F. D. Seward: Einstein observations of
the Crab nebula pulsar. In: Astrophysical Journal. Band
283, 1984, S. 279–285
[17] W. J. Kaufmann: Universe. 4. Auflage, Freeman press,
1996, S. 428
Normdaten (Geografikum): GND: 4148360-1
5
10
10.1
Text- und Bildquellen, Autoren und Lizenzen
Text
• Krebsnebel Quelle: http://de.wikipedia.org/wiki/Krebsnebel?oldid=134592284 Autoren: Kurt Jansson, Gnu1742, Aka, Rivi, Mathias
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