سديم السرطان

من ويكيبيديا، الموسوعة الحرة
اذهب إلى: تصفح، ‏ ابحث

الإحداثيات: Sky map 5س 34د 31.97ث، +22° 00′ 52.1″

سديم السرطان
Crab Nebula.jpg
صورة فسيفساء لسديم السرطان بواسطة مقراب الفضاء هابل
بيانات الرصد
النوع مستعر أعظم
المطلع المستقيم 05سا 34دق 31.97ثا[1]
شذوذ مداري +22° 00′ 52.1″[1]
المسافة 6.5 ± 1.6 ألف سنة ضوئية [2]
القدر الظاهري (V) +8.4
البعد الظاهري (V) 420″ × 290″[3][a]
الكوكبة الثور
الصفات الفيزيائية
نصف القطر 5.5 سنة ضوئية [4]
القدر المطلق (V) −3.1 ± 0.5[b]
ملامح ملحوظة نباض مرئي
أسماء أخرى مسييه 1,[1] NGC 1952,[1] 244 شاربلس
انظر أيضا: سديم
ع · ن · ت

سديم السرطان وُيعرف كذلك باسم مسييه 1 (Messier 1 NGC 1952) هو عبارة عن بقايا مستعر أعظم وسديم رياح نبضية في كوكبة الثور. كان جون بفيس قد لاحظ هذا السديم سنة 1731، وتطابق موقعه المكتشف مع سجلات تاريخية تعود للعرب والصينيين والكوريين واليابانيين لموقع نجم لامع ظهر سنة 1054، وتفيد هذه السجلات أن النجم كان لامعًا لدرجة أنه بقي ظاهرًا في وضح النهار طيلة 23 يومًا، وفي الليل طيلة 653 يومًا.[5][6][7] وهناك بعض الأدلّة التي تدعم ما قيل بأن شعبيّ "الميمبريس" و"الأناسازي" الأمريكيين الأصليين لاحظوا لمعان النجم وقاموا بتوثيق ذلك في إحدى رسوماتهم على الهضاب المحيطة بقراهم.[8]

تزيد طاقة هذا السديم المنبعثة على شكل أشعة سينية وأشعة غاما عن 30 كيلو إلكترون فولت (keV)، ويُعتبر سديم السرطان أقوى مصدر مستمر لهذه الطاقة في السماء حيث يَصل فيضه أيضاً إلى طاقة قدرها 1210 إلكترون فولت (eV). يبعد سديم السرطان نحو 6,500 سنة ضوئية عن الأرض. كما يَبلغ قطره حوالي 11 سنة ضوئية ويتمدد بسرعة تصل إلى نحو 1,500 كيلومتر في الثانية.

يوجد في مركز السديم نجم نيوتروني هو نباض السرطان، والذي يَبث إشعاعات نبضية مؤلفة من الأشعة السينية وأشعة غاما، ويَدور حول نفسه بسرعة 30.2 دورة في الثانية. سديم السرطان هو أول جرم سماوي عرف بأنه انفجار تاريخي لمستعر أعظم.

يعتبر سديم السرطان بمثابة مصدر إشعاعي لدراسة الأجرام السماوية التي يحتجب بها. في عقود 1950 و 1960 تمت دراسة هالة الشمس من خلال رصد الموجات الراديوية الصادرة من سديم السرطان عند مرورها خلال الهالة. وفي عام 2003، تم قياس سمك الغلاف الجوي للقمر تايتان - أحد توابع زحل - حيث تخللتها الأشعة السينية القادمة من السديم.

النشأة[عدل]

عرض فيديو لسديم السرطان (بالإنكليزية).

تتطابق نشأة السديم مع أرصاد الفلكيين الصينيين والفلكيين المسلمين حول رصد المستعر الأعظم م.أ 1054 في سنة 1045. أول من رصد سديم السرطان (في حالته السديمية) كان جون بفيس سنة 1731. ثم أعيد اكتشافه مرة أخرى بواسطة شارل مسييه سنة 1758 عندما كان يُراقب مذنباً. وقد وضعه مسييه كأول تصنيف له في مصنفه قائمة السديم وعناقيد النجوم. وفي سنة 1840 رصده ويليام بارسون من قلعة بير وأطلق عليه سديم السرطان لأن شكله يشبه السرطان.[9]

تشير السجلات التاريخية إلى ظهور نجم جديد يلمع في وقت النهار رُصد من قبل الفلكيين الصينيين والعرب ووُصف مكان تموضعه بشكل متطابق في السماء من قبل الطرفين.[10][11] وبالنظر إلى البعد بينهما فإن نجم النهار الذي رصده العرب والصينيون كان لابد أن يكون مستعراً أعظم، قد استنفذ مؤونته الطاقية من الاندماجات النووية وانهار على نفسه.

يُشير التحليل الحالي للسجلات التاريخية باحتمال ظهور المستعر الأعظم الذي وَلَدَ سديم السرطان في نيسان أو أيار. وارتفع قدره الظاهري ليَبلغ أعلى قيمة في تموز لتتراوح ما بين -7 و-4.5 (كان أكثر سطوعاً من أي شيء في السماء باستثناء الشمس والقمر). وبقي المستعر الأعظم مرئياً بالعين المجردة لمدة سنتين بعد أول رصد له.[12] وبذلك أصبح سديم السرطان أول جرم سماوي مُثبت أنه نشأ بسبب انفجار مستعر أعظم.

الخواص الفيزيائية[عدل]

سديم السرطان بعدة طرق تصوير.
صورة مركبة لثلاث صور : صورة الأشعة تحت الحمراء (أحمر) من خلال مقراب سبيتزر الفضائي، صورة الضوء المرئي (أخضر)، وصورة الأشعة السينية (أزرق) لسديم "مسييه 1"، تبين مصادر إصدار تلك الإشعاعات من السديم.

يَبدو سديم السرطان في الضوء المرئي على أنه يتألف من تجمع واسع بيضوي - إهليجي - الشكل من الشعيرات يُحيط بمنطقة مركزية زرقاء، بعرض يبلغ 4 دقائق قوسية وطول 6 دقائق قوسية. يُعتقد أن شكله ثلاثي الأبعاد سيكون كروياً متطاولاً.[3] الشعيرات هي بقايا الغلاف الجوي لسلف النجم المنفجر، وتحتوي على كمية عالية من الهليوم والهيدروجين المتأين بالإضافة إلى الأكسجين والكربون والحديد والنتروجين والنيون والكبريت. تتراوح درجة حرارة الشعيرات ما بين 11,000 و 18,000 كلفن، أما كثافتها فحوالي 1,300 جزيء في السنتيمتر المكعب.[13]

اقترح يوسف شيكلوفسكي سنة 1953 بأن منطقة الضوء الأزرق المنتشرة نشأت نتيجة إشعاع سيكلوتروني، وهو الإشعاع الناتج عن تقوس حركة الإلكترونات عند تحركها بسرعة تعادل نصف سرعة الضوء.[14] أكدت هذه النظرية بعد ثلاث سنوات بواسطة الرصد. اكتشف سنة 1960 أن مصدر انحراف مسار الإلكترونات هو حقل مغناطيسي كبير متولد نتيجة وُجود نجم نيتروني في مركز السديم .[15]

البُعد[عدل]

صورة لمنطقة صغيرة من سديم السرطان تظهر منظقة ريليه-تايلر غير المستقرة مُلتقطة بواسطة مرصد هابل الفضائي.

على الرغم من أن سديم السرطان محور مهم لمناقشات علماء الفلك، إلا أن المسافة التي تفصلنا عنه ما زالت سؤالاً مطروحاً. وذلك بسبب الشك في أساليب جميع الطرق المستخدمة في حساب المسافة. وُجد إجماع سنة 2008 على أن المسافة التي تفصل الأرض عن سديم السرطان تبلغ 2.0 ± 0.5 ألف فرسخ فلكي (6500 ± 1600 سنة ضوئية). يتمدد سديم السرطان حالياً نحو الخارج بسرعة 1500 كيلومتر في الساعة.[16] وقد أخذت صور عديدة لهذا السديم على مر الكثير من السنين دون اكتشاف توسعه البطيء،[17] تم تحديد سرعة التوسع بمقارنة زاوية التمدد مع التحليل الطيفي. استخدمت عدة طرق تحليلية سنة 1973 لحساب المسافة الفاصلة عن السديم لتصل في النهاية إلى نتيجة 6300 سنة ضوئية.[3]

إن تتبع الأثر الذي تركه تمدد السديم يُلائم البيانات حول نشأة السديم في سنة 1054. مما يعني أن سرعته التمددية تسارعت منذ حدوث الانفجار،[18] ويعتقد أن هذا التسارع ناتج عن طاقة النابض المغذية لحقل السديم المغناطيسي..[19]

الكتلة[عدل]

إن تقدير كتلة السديم الكلية أمر هام من أجل تقدير كتلة المستعر الأعظم الذي وَلدَ هذا السديم. وتقدر الكتلة الكلية في الشعيرات والنجم النباض بحوالي 4.6 ± 1.8 كتلة شمسية.[20]

الطارات الغنية بالهليوم[عدل]

إحدى المكونات العديدة للسدم الطارات الغنية بالهليوم والتي يمكن رؤيتها في الشريط الشرقي -الغربي المتقاطع مع منطقة النباض. وتتكون الطارة بنسبة 25% من مقذوفات مرئية، وتبلغ نسبة الهيليوم فيها 95%. حتى الآن لا يُوجد تفسير مقبول وضع لتفسير تركيب الطارة.[21]

النجم المركزي[عدل]

يُوجد نجمان خافتان في مركز سديم السرطان. وأحدهما هو النجم المسؤول عن وجود السديم. وقد حُدد لأول مرة سنة 1942 عندما لاحظ رودولف مينكوسكي طيفاً بصرياً كبيراً بشكل غير اعتيادي.[22] وُجٍدت سنة 1949 منطقة كمصدر كبير للأمواج الإشعاعية،[23] وللأشعة السينية سنة 1963،[24] وحُدد كواحد من ألمع النجوم بأشعة غاما في السماء سنة 1967.[25] اكتشف سنة 1968 أن هذا النجم يبعث إشعاعاته بشكل نبضي، ليكون أول نجم نباض مكتشف.

صورة النجم النباض، وتجمع هذه الصورة بين الأشعة تحت الحمراء الملتقطة بواسطة هابل (اللون الأحمر) والأشعة السينية الملتقطة بواسطة تلسكوب شاندرا الفضائي للأشعة السينية (اللون الأزرق).

النباض مصدر كبير للأشعة الكهرومغناطيسية، فهو يَبعث العديد من النبضات القصيرة المنتظمة بشكل كبير في الثانية الواحدة. كان هذا الانبعاث مصدر لغز كبير عندما أٌكتشف لأول مرة سنة 1967، واعتبر الفريق الذي اكتشفه لأول مرة أن مصدر الانبعاثات هي حضارة متطورة متواجدة هناك.[26] على أي حال فإن اكتشاف مصدر الإشعاعات النبضية في قلب السديم كان دليلاً على أن النباض تشكل نتيجة انفجار مستعر أعظم.

يُعتقد أن قطر نباض السرطان يتراوح بين 28 إلى 30 كيلومتر،[27] ويُصدر نبضة إشعاعية كل 33 ميلي ثانية،[28] ويكون طول الموجة النبضية على نحو الطيف الكهرومغناطيسي، من الأمواج الراديوية إلى الأشعة السينية. ومثل كل النباضات المعزولة فإن فترة الدوران تتباطأ تدريجياً. يُظهر تباطؤ فترة دوران النباض أحياناً تغيرات حادة، وتعرف باسم "الخلل"، ويُعتقد أن هذا ناتج عن إعادة التجميع المفاجئ داخل النجم النيوتروني. تعتبر كمية الطاقة الناتجة عن تباطؤ دوران النباض كمية هائلة. فطاقة الإشعاع السنكروتروني المنبعثة من سديم السرطان تملك ضياء كلياً يَبلغ 75,000 ضعف ضياء الشمس.[29]

يؤدي خروج الطاقة العالي من النباض إلى إنشاء منطقة ذات ديناميكية عالية في مركز سديم السرطان. فتظهر الأجرام الفلكية ضمن هذه المنطقة تغيرات سريعة تمتد على مقياس زمني يَبلغ بضعة أيام فقط، في حين أن التغيرات على الأجسام الفلكية تتطور بشكل بطيء، تحدد على مقياس زمني يمتد لعدة سنين.[30] أكثر التغيرات الديناميكة تحدث في السديم في النقطة التي تصطدم فيها الرياح الاستوائية للنباض مع كتلة السديم، مُشكلَة ما يُعرف بالموجة الصدمية. يتغير شكل وموضع هذه الملامح بسرعة, فالرياح الاستوائية تبدو كحزم رقيقة تنحني وتلمع ثم تتلاشى كلما ابتعدت عن النباض إلى أن تخرج من جسمه الرئيسي.

سلف النجم المركزي[عدل]

تظهر هذه الصورة الملتقطة بواسطة مرصد هابل تغيرات الملامح داخل السديم وهي متسلسلة على مدى أربع شهور.

يُشار إلى النجم الذي انفجر كمستعر أعظم بسلف المستعر الأعظم. يوجد نوعان من النجوم يُمكن أن يَنفجرا كمستعر أعظم: الأقزام البيضاء والنجوم عالية الكتلة. النوع الأول هو نجم كان قزماً أبيضاً بكتلة الشمس التقط مادة إضافية من نجم مجاور له إلى أن وَصلَ إلى كتلة حرجة هي حدّ شاندراسيخار مما أدى إلى انفجاره. أما النوع الثاني فهو نجم كان ذو كتلة كبيرة نفذ وقوده النووي لتتغلب قوى الجاذبية على ضغطه الداخلي فانهار على نفسه، فوصل إلى درجة حرارة استثنائية تسمح له بالانفجار. يُثبت وجود النباض في قلب سديم السرطان أنه تشكل في مركز انهيار المستعر الأعظم. كما أن الأقزام البيضاء لا تنتج نجوماً نباضة.

يقترح النموذج النظري لانفجار المستعر الأعظم، بأن النجم الذي انفجر مشكلاً سديم السرطان قد كان نجماً ضخم الكتلة تبلغ كتلته بين 9 إلى 11 ضعف كتلة الشمس.[21][31] وطبقاً للنظرية فإن نجماً كتلته أقل من 8 أضعاف كتلة الشمس لا يمكن أن يتسبب بانفجار في صورة مستعر أعظم، وإنما تكون نهايته بتشكيل سديم كوكبي. أما النجوم ذات الكتلة الأكبر من 12 كتلة شمسية فهي تنتج سديماً له تركيب كيميائي مختلف عن تركيب سديم السرطان .[32]

إحدى أكبر المشكلات التي واجهت دراسة سديم السرطان أن كتلة السديم مع كتلة النباض أقل بكثير من الكتلة المتنبأ بها لكتلة النجم السلف، والسؤال الكبير الذي ما زال بدون حل هو أين ذهبت الكتلة المفقودة.[32] يتم تقدير كتلة السديم من خلال قياس كمية الضوء الكلية المنبعثة، ليتم حساب كتلة السديم، ويعطي كلاً من درجة حرارة وكثافة السديم. بذلك أشارات التقديرات إلى أن كتلته تتراوح من 1 إلى 5 أضعاف كتلة الشمس، وتعتبر القيمة المقبولة من 2-3 أضعاف كتلة الشمس.[32] وتتراوح كتلة النجم النيتروني بين 1.4-2 ضعف كتلة الشمس.

تفيد النظرية الأكثر قبولاً لتفسير النقص في كتلة سديم السرطان، بأن نسبة كبيرة من الكتلة قد نفذت قُبيل انفجار المستعر الأعظم من خلال رياح نجمية سريعة. وهذا سيشكل غلافاً حول السديم، وعلى الرغم من المحاولات المبذولة للكشف عن هذا الغلاف باستخدام مراقبات بأطوال موجية مختلفة، فلم يتم حتى الآن اكتشاف هذا الغلاف.[33]

عبور أجرام النظام الشمسي[عدل]

يَقع سديم السرطان بميل مقداره 1.5 درجة عن مسار الشمس. ويعني هذا أن القمر وأحياناً الكواكب من الممكن أن تعبر أو تحجب السديم. على الرغم من أن الشمس لا تحجب السديم، لكن من الممكن أن تمر هالتها من أمامه. يُستخدم هذا العبور والاحتجاب لدراسة السديم والأجرام المارة أمامه، بمراقبة تغير الإشعاع الصادر عن السديم أثناء العبور.

استعمل العبور القمري لتحديد انبعاث الأشعة السينية من السديم. فقبل استخدام الأقمار الصناعية المزودة بتلسكوبات تقيس الأشعة السينية، كانت تستحدم تلسكوبات أرضية حساسة للأشعة السينية ولكن دقتها الزاوية كانت منخفضة. لكن عند عبور القمر أمام السديم يكون التوضع مناسباً جداً. ويمكن استخدام تغيرات الإضاء لرسم خرائط لانبعثات الأشعة السينية بألوان "كاذبة" مختلفة، يعبر كل لون عن أشعة سينية منخفضة الطاقة، أشعة سينية متوسطة الطاقة وأشعة سينية عالية الطاقة، حيث يصدر كل منها من موقع معين في السديم.[34] فعند رصد أول أشعة سينية صادرة من السديم، استخدم احتجاب القمر لتحديد مصدر الأشعة بدقة.[24]

تعبر هالة الشمس أمام السديم سنوياً في شهر حزيران (يونيو). تستخدم تغيرات الأمواج الراديوية المستقبلة من السديم في تحديد كثافة وتركيب الهالة. وقد أكدت الأرصاد الأولية أن هالة الشمس تمتد للخارج أكثر مما كان متوقعاً في السابق، وأكد الرصد الحالي أن كثافة الهالة تتغير بشكل كبير.[35]

من النادر أن يعبر زحل سديم السرطان، وقد كان آخر عبور كهذا في سنة 2003، في حين أن العبور الذي سبقه كان سنة 1296، وسيحدث العبور التالي سنة 2267. استخدم تلسكوب شاندرا الفضائي للأشعة السينية في مراقبة قمر زحل تايتان. ليكتشف أن ظل تيتان المرسوم بواسطة الأشعة السينية أكبر منه كجسم صلب، وذلك بسبب امتصاص غلافه الجوي للأشعة السينية. وقد استخدم هذا الرصد في حساب سماكة غلافه الجوي وتبين أنه يبلغ نحو 800 كيلومتر.[36] ولن يستطيع تلسكوب شاندرا الفضائي للأشعة السينية مراقبة عبور زحل القادم لأنه سيمر خلال حزام فان آلن الإشعاعي في ذلك الوقت.

اقرأ أيضاً[عدل]

المراجع[عدل]

  1. ^ أ ب ت ث "SIMBAD Astronomical Database". Results for NGC 1952. اطلع عليه بتاريخ 2006-12-25. 
  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. ^ أ ب ت Trimble، Virginia Louise (October 1973). "The Distance to the Crab Nebula and NP 0532". Publications of the Astronomical Society of the Pacific 85 (507): 579. doi:10.1086/129507 
  4. ^ Carroll، Bradley W.؛ Ostlie، Dale A. "An Introduction to Modern Astrophysics, Second Edition" 
  5. ^ Supernova 1054 - Creation of the Crab Nebula
  6. ^ Duyvendak، J. J. L. (April 1942). "Further Data Bearing on the Identification of the Crab Nebula with the Supernova of 1054 A.D. Part I. The Ancient Oriental Chronicles". Publications of the Astronomical Society of the Pacific 54 (318): 91–94. 
    Mayall، N. U.؛ Oort، Jan Hendrik (April 1942). "Further Data Bearing on the Identification of the Crab Nebula with the Supernova of 1054 A.D. Part II. The Astronomical Aspects". Publications of the Astronomical Society of the Pacific 54 (318): 95–104. 
  7. ^ Brecher، K.؛ et al. (1983). "Ancient records and the Crab Nebula supernova". The Observatory 103: 106–113. اطلع عليه بتاريخ 2008-06-04. 
  8. ^ Miller، Williams C. (1955). "Two possible astronomical pictographs found in northern Arizona". Plateau 27 (4): 6–13. 
  9. ^ Glyn Jones K. (1976), The Search for the Nebulae, Journal of the History of Astronomy, v. 7, p.67
  10. ^ Lundmark K. (1921), Suspected New Stars Recorded in Old Chronicles and Among Recent Meridian Observations'', Publications of the Astronomical Society of the Pacific, v. 33, p.225
  11. ^ Mayall N.U. (1939), The Crab Nebula, a Probable Supernova, Astronomical Society of the Pacific Leaflets, v. 3, p.145
  12. ^ Collins، George W., II؛ Claspy، William P.؛ Martin، John C. (July 1999). "A Reinterpretation of Historical References to the Supernova of A.D. 1054". The Publications of the Astronomical Society of the Pacific 111 (761): 871–880. doi:10.1086/316401 
  13. ^ Fesen، R. A.؛ Kirshner، R. P. (July 1, 1982). "The Crab Nebula. I - Spectrophotometry of the filaments". Astrophysical Journal 258 (1): 1–10. doi:10.1086/160043 
  14. ^ Shklovskii، Iosif (1953). "On the Nature of the Crab Nebula’s Optical Emission". Doklady Akademii Nauk SSSR 90: 983. 
  15. ^ Burn B.J. (1973), A synchrotron model for the continuum spectrum of the Crab Nebula, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, v. 165, p. 421 (1973)
  16. ^ Bietenholz، M. F.؛ Kronberg، P. P.؛ Hogg، D. E.؛ Wilson، A. S. (June 1, 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 Extra |pages= or |at= (help). doi:10.1086/186051 
  17. ^ "Animation showing expansion from 1973 to 2001". Apod.nasa.gov. اطلع عليه بتاريخ 2010-03-20. 
  18. ^ Trimble، Virginia Louise (September 1968). "Motions and Structure of the Filamentary Envelope of the Crab Nebula". Astronomical Journal 73: 535. doi:10.1086/110658 
  19. ^ Bejger، M.؛ Haensel، P. (July 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 
  20. ^ Fesen، Robert A.؛ Shull، J. Michael؛ Hurford، Alan P. (January 1997). "An Optical Study of the Circumstellar Environment Around the Crab Nebula". Astronomical Journal 113: 354–363. doi:10.1086/118258 
  21. ^ أ ب MacAlpine، Gordon M.؛ Ecklund، Tait C.؛ Lester، William R.؛ Vanderveer، Steven J.؛ Strolger، Louis-Gregory (January 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. doi:10.1086/509504 
  22. ^ Minkowski، R. (1942). "The Crab Nebula". Astrophysical Journal 96: 199. doi:10.1086/144447. 
  23. ^ Bolton، J. G.؛ Stanley، G. J.؛ Slee، O. B. (1949). "Positions of three discrete sources of Galactic radio frequency radiation". Nature 164 (4159): 101–102. doi:10.1038/164101b0. 
  24. ^ أ ب 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. doi:10.1126/science.146.3646.912. PMID 17777056. 
  25. ^ Haymes، R. C.؛ Ellis، D. V.؛ Fishman، G. J.؛ Kurfess، J. D.؛ Tucker، W. H. (1968). "Observation of Gamma Radiation from the Crab Nebula". Astrophysical Journal 151: L9. doi:10.1086/180129. 
  26. ^ Del Puerto، C. (2005). "Pulsars In The Headlines". EAS Publications Series 16: 115–119. doi:10.1051/eas:2005070. 
  27. ^ Bejger، M.؛ Haensel، P. (December 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. 
  28. ^ Harnden، F. R.؛ Seward، F. D. (1984). "Einstein observations of the Crab nebula pulsar". Astrophysical Journal 283: 279–285. doi:10.1086/162304. 
  29. ^ Kaufmann، W. J. (1996). Universe (الطبعة 4th). New York: W. H. Freeman. صفحة 428. ISBN 0716723794. 
  30. ^ Hester، J. J.؛ Scowen، P. A.؛ Sankrit، R.؛ Michel، F. C.؛ Graham، J. R.؛ Watson، A.؛ Gallagher، J. S. (1996). "The Extremely Dynamic Structure of the Inner Crab Nebula". Bulletin of the American Astronomical Society 28 (2): 950. Bibcode:1996BAAS...28..950H. 
  31. ^ Nomoto، K. (October 11, 1984). "Evolutionary models of the Crab Nebula's progenitor". كتب في Fairfax, VA. The Crab Nebula and related supernova remnants; Proceedings of the Workshop, (A86-41101 19-90). Sponsorship: Ministry of Education, Science, and Culture. (Cambridge and New York: Cambridge University Press, نشر 1985): 97–113 
  32. ^ أ ب ت 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): 119–146. doi:10.1146/annurev.aa.23.090185.001003 
  33. ^ Frail، D. A.؛ Kassim، N. E.؛ Cornwell، T. J.؛ Goss، W. M. (1995). "Does the Crab Have a Shell?". Astrophysical Journal 454 (2): L129–L132. doi:10.1086/309794. 
  34. ^ Palmieri، T. M.؛ Seward، F. D.؛ Toor، A.؛ van Flandern، T. C. (1975). "Spatial distribution of X-rays in the Crab Nebula". Astrophysical Journal 202: 494–497. doi:10.1086/153998. 
  35. ^ Erickson، W. C. (1964). "The Radio-Wave Scattering Properties of the Solar Corona". Astrophysical Journal 139: 1290. doi:10.1086/147865. 
  36. ^ 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". Astrophysical Journal 607 (2): 1065–1069. doi:10.1086/383521.  Chandra images used by Mori et al. can be viewed here [1].

وصلات خارجية[عدل]