เนบิวลาปู

จากวิกิพีเดีย สารานุกรมเสรี
(เปลี่ยนทางจาก เนบิวลารูปปู)

เนบิวลาปู
เนบิวลาปู ภาพจาก NASA/ESA
ข้อมูลสังเกตการณ์: ต้นยุคอ้างอิง J2000.0
ประเภทซากซุเปอร์โนวา
ไรต์แอสเซนชัน05h 34m 31.97s[1]
เดคลิเนชัน+22° 00′ 52.1″[1]
ระยะห่าง6.5 ± 1.6 พันปีแสง (2.0 ± 0.5 กิโลพาร์เซก)[2]
โชติมาตรปรากฏ (V)+8.4
ขนาดปรากฏ (V)420″ × 290″[3][a]
กลุ่มดาววัว
ลักษณะทางกายภาพ
รัศมี5.5 ly (1.7 pc) [4]
โชติมาตรสัมบูรณ์ (V)−3.1 ± 0.5[b]
ชื่ออื่นMessier 1,[1] NGC 1952,[1] Sharpless 244
ดูเพิ่ม: เนบิวลา, รายการเนบิวลา

เนบิวลาปู (บัญชีการตั้งชื่อ M1, NGC 1952 หรือ Taurus A) เป็นซากซูเปอร์โนวาและเนบิวลาลมพัลซาร์ในกลุ่มดาววัว เนบิวลานี้ได้รับการสังเกตโดยจอห์น เบวิส ในปี พ.ศ. 2274 ซึ่งสอดคล้องกับการบันทึกเหตุการณ์ซูเปอร์โนวาสว่างโดยนักดาราศาสตร์ชาวจีนและชาวอาหรับใน พ.ศ. 1597 ที่ระดับรังสีเอกซ์และรังสีแกมมาสูงกว่า 30 กิโลอิเล็กตรอนโวลต์ เนบิวลาปูเป็นแหล่งพลังงานที่เข้มที่สุดบนท้องฟ้ามาอย่างต่อเนื่อง โดยสามารถวัดฟลักซ์ได้ถึงสูงกว่า 1012 อิเล็กตรอนโวลต์ เนบิวลาปูตั้งอยู่ห่างจากโลก 6,500 ปีแสง (2 กิโลพาร์เซก) มีเส้นผ่านศูนย์กลาง 11 ปีแสง (3.4 พาร์เซก) และขยายตัวในอัตรา 1,500 กิโลเมตรต่อวินาที

ณ ใจกลางเนบิวลาปูเป็นที่อยู่ของพัลซาร์ปู ดาวนิวตรอนขนาดเส้นผ่านศูนย์กลาง 28-30 กิโลเมตร[5] ซึ่งปลดปล่อยรังสีตั้งแต่รังสีแกมมาไปจนถึงคลื่นวิทยุด้วยอัตราการหมุน 30.2 รอบต่อวินาที เนบิวลาปูเป็นวัตถุทางดาราศาสตร์วัตถุแรกที่สามารถระบุได้จากการระเบิดซูเปอร์โนวาในประวัติศาสตร์

เนบิวลานี้ทำตัวเสมือนหนึ่งแหล่งกำเนิดรังสีสำหรับการศึกษาเทห์ฟากฟ้าที่เคลื่อนผ่านตัวมัน ในช่วงปีพ.ศ. 2493 และ 2512 มีการทำแผนภูมิโคโรนาของดวงอาทิตย์ขึ้นจากการเฝ้าสังเกตคลื่นวิทยุจากเนบิวลาปูที่ผ่านชั้นโคโรนาไป และในปี พ.ศ. 2546 เราสามารถวัดความหนาของชั้นบรรยากาศของดวงจันทร์ไททัน ดาวบริวารของดาวเสาร์ได้จากการที่ชั้นบรรยากาศนี้กีดขวางรังสีเอกซ์จากเนบิวลา

บางครั้งเนบิวลาปูก็ถูกเรียกชื่อว่า เมสสิเยร์ 1 หรือ M1 คือเป็นวัตถุแรกในรายการวัตถุท้องฟ้าของเมสสิเยร์ในปี พ.ศ. 2301

จุดกำเนิด[แก้]

บทความหลัก: SN 1054
วิดีโอเนบิวลาปู (NASA)

การกำเนิดของเนบิวลาปูมีความเกี่ยวพันกับซูเปอร์โนวา SN 1054 ซึ่งได้รับการบันทึกโดยนักดาราศาสตร์ชาวจีนและชาวอาหรับใน พ.ศ. 1597 ส่วนตัวเนบิวลาเองถูกสังเกตพบเป็นครั้งแรกโดย จอห์น เบวิส ในปี พ.ศ. 2271 เนบิวลาได้รับการค้นพบอีกครั้งหนึ่งต่างหากในปี พ.ศ. 2301 โดย ชาลส์ เมสสิเยร์ ระหว่างที่เขากำลังสังเกตดูดาวหางสว่าง เมสสิเยร์ได้บันทึกเนบิวลาปูไว้เป็นลำดับแรกในรายการวัตถุท้องฟ้าของเขาว่าเป็นวัตถุคล้ายดาวหาง เอิร์ลแห่งรอสส์ได้สังเกตเนบิวลาที่ปราสาทเบอร์ ในช่วงปี พ.ศ. 2383-2392 และเรียกเนบิวลาดังกล่าวว่า "เนบิวลาปู" เนื่องจากเนบิวลาที่เขาวาดนั้นมีรูปร่างคล้ายปู[6]

ในช่วงต้นคริสต์ศตวรรษที่ 20 การวิเคราะห์ภาพถ่ายในช่วงแรกของเนบิวลาต้องใช้เวลาหลายปีจึงสามารถระบุได้ว่าเนบิวลากำลังขยายตัว ซึ่งเมื่อติดตามการขยายตัวของเนบิวลาดูแล้ว ก็ทำให้ทราบว่าเนบิวลาปูจะต้องมองเห็นได้จากโลกเมื่อราว 900 ปีก่อน สอดคล้องกับการบันทึกในประวัติศาสตร์ที่ว่ามีดาวส่องสว่างพอที่จะเห็นได้ในตอนกลางวันและได้รับบันทึกไว้บริเวณส่วนเดียวกันของท้องฟ้าโดยนักดาราศาสตร์ชาวจีนและชาวอาหรับใน พ.ศ. 1597[7][8] เมื่อคำนึงถึงระยะห่างอันไกลโพ้น "ดาวอาคันตุกะ" ที่มองเห็นได้ในเวลากลางวันนี้จะเป็นได้แต่เพียงซูเปอร์โนวาเท่านั้น ซึ่งเป็นการระเบิดครั้งใหญ่ของดาวฤกษ์ที่เผาผลาญเชื้อเพลิงพลังงานจากปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชั่นจนหมดและยุบตัวลงในที่สุด

การวิเคราะห์บันทึกประวัติศาสตร์เมื่อไม่นานมานี้ค้นพบว่าซูเปอร์โนวาซึ่งให้กำเนิดเนบิวลาปูนั้นปรากฏขึ้นในช่วงเดือนเมษายนหรือต้นเดือนพฤษภาคม และมีความสว่างเพิ่มขึ้นสูงสุดระหว่างความส่องสว่างปรากฏ -7 และ -4.5 (สว่างกว่าวัตถุใด ๆ บนท้องฟ้ากลางคืนยกเว้นดวงจันทร์) ในเดือนกรกฎาคม ซูเปอร์โนวาสามารถเห็นได้ด้วยตาเปล่าเป็นเวลากว่าสองปีนับจากการสังเกตครั้งแรก[9] และเนื่องจากการบันทึกการสังเกตของนักดาราศาสตร์ชาวจีนและชาวอาหรับ เนบิวลาปูจึงเป็นวัตถุทางดาราศาสตร์วัตถุแรกที่ได้รับรองว่าเชื่อมโยงกับซูเปอร์โนวา[8]

ลักษณะทางกายภาพ[แก้]

ในคลื่นที่ตามองเห็น เนบิวลาประกอบด้วยมวลของเส้นใยทรงรีกว้าง ยาว 6 ลิปดาและกว้าง 4 ลิปดา(เทียบกับจันทร์เพ็ญที่มีเส้นผ่านศูนย์กลาง 30 ลิปดา) ล้อมรอบบริเวณใจกลางสีน้ำเงินที่กระจายตัวออก ส่วนในสามมิติคาดว่าเนบิวลาปูจะมีรูปร่างคล้ายทรงคล้ายทรงกลมแบนข้าง[3] เส้นใยที่เห็นเป็นซากที่เหลือจากชั้นบรรยากาศของดาวฤกษ์ต้นกำเนิดซูเปอร์โนวา ส่วนใหญ่ประกอบด้วยฮีเลียมและไฮโดรเจนไอออน ตลอดจนคาร์บอน ออกซิเจน ไนโตรเจน เหล็ก นีออน และซัลเฟอร์ อุณหภูมิของเส้นใยอยู่ที่ระหว่าง 11,000-18,000 เคลวิน และความหนาแน่นของมันอยู่ที่ 1,300 อนุภาคต่อตารางเซนติเมตร[10]

เนบิวลาปูในช่วงคลื่นอินฟราเรด โดย กล้องโทรทรรศน์อวกาศสปิตเซอร์
ภาพจากกล้องโทรทัศน์อวกาศฮับเบิลแสดงบริเวณเล็ก ๆ ใจกลางเนบิวลาปู ซึ่งมีความไม่เสถียรเรย์ลี-เทย์เลอร์ ในโครงสร้างเส้นใยที่ซับซ้อน ภาพจาก NASA/ESA

ในปี พ.ศ. 2496 ไอโอซิฟ ชคล็อฟสกีเสนอว่าบริเวณการกระจายตัวสีน้ำเงินนั้นส่วนมากเกิดจากการแผ่รังสีซิงโครตรอน ซึ่งมีการปล่อยรังสีออกไปเป็นแนวโค้งของอิเล็กตรอนที่มีความเร็วสูงเกือบครึ่งหนึ่งของอัตราเร็วของแสง[11] สามปีให้หลัง ทฤษฎีดังกล่าวได้รับการพิสูจน์จากการสังเกต ในช่วงคริสต์ทศวรรษ 1960 มีการค้นพบว่าแหล่งกำเนิดอิเล็กตรอนแนวโค้งนั้นเป็นสนามแม่เหล็กเข้มสร้างจากดาวนิวตรอนซึ่งอยู่ใจกลางเนบิวลา[12]

ระยะห่าง[แก้]

ถึงแม้ว่าเนบิวลาปูจะเป็นที่สนใจของบรรดานักดาราศาสตร์อย่างมาก แต่ระยะห่างจากโลกของมันยังคงเป็นปริศนาเนื่องจากวิธีการที่ใช้ในการประมาณระยะห่างยังไม่ชัดเจน จนถึงปี พ.ศ. 2551 จึงได้ข้อสรุปที่เห็นตรงกันว่ามันอยู่ห่างจากโลก 2.0 ± 0.5 กิโลพาร์เซก (6.5 ± 1.6 ปีแสง) เนบิวลาปูกำลังขยายตัวออกไปด้วยอัตราเร็ว 1,500 กิโลเมตรต่อวินาที[13] ภาพถ่ายเมื่อหลายปีก่อนแสดงให้เห็นถึงการขยายตัวอย่างช้า ๆ ของเนบิวลา[14] และเมื่อเปรียบเทียบการขยายตัวเชิงมุมกับสเปกโทรสโคปีซึ่งวัดจากอัตราเร็วในการขยายตัวของมัน ทำให้สามารถประมาณระยะห่างจากโลกของเนบิวลาปูได้ ในปี พ.ศ. 2516 การวิเคราะห์จากหลายวิธีที่แตกต่างกันซึ่งใช้เพื่อคำนวณระยะห่างไปยังเนบิวลาได้ข้อสรุปว่าอยู่ที่ราว 6,300 ปีแสง[3] ขนาดของเนบิวลาด้านที่ยาวที่สุดซึ่งมองเห็นได้ วัดได้ราว 13 ± 3 ปีแสง

เมื่อย้อนไปยังการขยายตัวอย่างต่อเนื่องนับตั้งแต่เนบิวลาก่อตัวขึ้นหลายทศวรรษหลังปี พ.ศ. 1597 จึงประมาณได้ว่าความเร็วในการขยายตัวของมันเพิ่มขึ้นนับแต่การระเบิดของซูเปอร์โนวา[15] เชื่อว่าความเร่งดังกล่าวเกิดจากพลังงานจากพัลซาร์ซึ่งส่งถ่ายให้กับสนามแม่เหล็กของเนบิวลา ซึ่งขยายตัวและบังคับให้เส้นใยของเนบิวลาพุ่งออกไป[16][17]

มวล[แก้]

การประมาณค่ามวลทั้งหมดของเนบิวลามีความสำคัญต่อการประมาณมวลของดาวฤกษ์ต้นกำเนิดซูเปอร์โนวา ปริมาณสสารที่พบในเส้นใยของเนบิวลาปู (มวลของสสารกระจายไอออนและก๊าซที่เป็นกลางทางประจุ ซึ่งส่วนใหญ่เป็นฮีเลียม[18]) ประมาณกันว่าอยู่ที่ 4.6 ± 1.8 M☉[19]

ทอรัสซึ่งประกอบด้วยฮีเลียม[แก้]

หนึ่งในส่วนประกอบ (หรือความผิดปกติ) ของเนบิวลาปู คือ ทอรัสซึ่งประกอบด้วยฮีเลียมที่มองเห็นได้จากแถบคลื่นตะวันออก-ตะวันตกที่ข้ามบริเวณพัลซาร์ ทอรัสประกอบด้วยสสารกระจายที่มองเห็นได้ประมาณ 25% และประกอบด้วยฮีเลียมราว 95% จนถึงปัจจุบัน ยังไม่มีคำอธิบายที่สมเหตุสมผลเกี่ยวกับโครงสร้างของทอรัสเลย[20]

ดาวฤกษ์ที่ใจกลาง[แก้]

บทความหลัก: พัลซาร์ปู
ภาพเนบิวลาปู ประกอบด้วยข้อมูลที่มองเห็นได้ด้วยตาเปล่าจากกล้องฮับเบิล (ในสีแดง) และภาพรังสีเอกซ์จากกล้องจันทรา (ในสีน้ำเงิน)

ณ ใจกลางเนบิวลาปูมีดาวฤกษ์ที่ไม่สว่างนักสองดวง ซึ่งดาวฤกษ์หนึ่งในนั้นทำให้เนบิวลาปูสามารถถือกำเนิดขึ้นได้ การระบุข้อเท็จจริงนี้เกิดขึ้นในปี พ.ศ. 2485 เมื่อรูดอล์ฟ มินคอฟสกีค้นพบว่าคลื่นที่ตามองเห็นในบริเวณดังกล่าวมีความผิดปกติสูง[21] ปี ค.ศ. 1949 มีการค้นพบแหล่งคลื่นวิทยุอย่างเข้มในบริเวณโดยรอบดาวฤกษ์นี้[22] และพบแหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์ในปี พ.ศ. 2506[23] นอกจากนี้ยังจัดดาวฤกษ์นี้ว่าเป็นหนึ่งในวัตถุที่สว่างที่สุดบนท้องฟ้าที่มองเห็นในช่วงรังสีแกมมา ในปี ค.ศ. 1967[24] ต่อมาในปี ค.ศ. 1968 มีการค้นพบว่าดาวฤกษ์ปลดปล่อยรังสีออกมาเป็นจังหวะถี่ ๆ ซึ่งทำให้มันเป็นหนึ่งในพัลซาร์แห่งแรก ๆ ที่มีการค้นพบ

พัลซาร์เป็นแหล่งรังสีคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้ากำลังสูง ซึ่งปลดปล่อยพลังงานออกมาในเวลาสั้น ๆ ด้วยความถี่ที่รวดเร็วหลายครั้งต่อวินาที พวกมันเป็นปริศนาที่ยิ่งใหญ่เมื่อครั้งถูกค้นพบในปี พ.ศ. 2510 และทีมนักดาราศาสตร์ถึงกับคิดว่ามันอาจเป็นสัญญาณจากอารยธรรมที่เจริญแล้วทีเดียว[25] อย่างไรก็ตาม การค้นพบว่ามันเป็นแหล่งคลื่นวิทยุที่มีการปลดปล่อยออกมาเป็นจังหวะที่ใจกลางของเนบิวลาปู ได้กลายมาเป็นหลักฐานชิ้นสำคัญที่ว่าพัลซาร์ถือกำเนิดขึ้นมาจากซูเปอร์โนวา ปัจจุบันนี้เป็นที่เข้าใจกันว่ามันเป็นดาวนิวตรอนที่หมุนรอบตัวเองด้วยความเร็วสูง ซึ่งมีสนามแม่เหล็กกำลังแรงที่รวมการปลดปล่อยรังสีออกมาเป็นลำแคบ ๆ

เชื่อกันว่าพัลซาร์ปูมีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 28-30 กิโลเมตร[26] ปลดปล่อยรังสีออกมาเป็นจังหวะทุก ๆ 33 มิลลิวินาที[27] โดยการปล่อยรังสีออกมาแต่ละครั้งจะมีความยาวคลื่นที่แตกต่างกันมากตามสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้า ตั้งแต่คลื่นวิทยุไปจนถึงรังสีเอกซ์ เช่นเดียวกับพัลซาร์เดี่ยวอื่น ๆ ทั้งหมด คาบการหมุนของมันกำลังค่อยๆ ช้าลง บางครั้งคาบการหมุนของมันก็เกิดการเปลี่ยนแปลงอย่างเห็นได้ชัด ซึ่งเชื่อว่าเกิดจากการเปลี่ยนแปลงภายในดาวนิวตรอนอย่างฉับพลัน พลังงานที่ปลดปล่อยจากพัลซาร์ที่หมุนช้าลงมีมหาศาล และกำลังที่ปลดปล่อยออกมาจากการแผ่รังสีซิงโครตรอนของเนบิวลาปู มีความสว่างทั้งหมดคิดเป็นกว่า 75,000 เท่าของความสว่างของดวงอาทิตย์[28]

การปลดปล่อยพลังงานสูงได้ทำให้เกิดย่านความเปลี่ยนแปลงสูงอย่างผิดปกติที่ใจกลางของเนบิวลาปู ในขณะที่วัตถุทางดาราศาสตร์ส่วนใหญ่วิวัฒนาการตัวเองอย่างช้า ๆ จนต้องใช้เวลาหลายปีในการสังเกตหาความแตกต่าง แต่ส่วนในของเนบิวลาปูแสดงความเปลี่ยนแปลงจนสังเกตเห็นได้ในเวลาไม่กี่วัน[29] ลักษณะความเปลี่ยนแปลงที่มากที่สุดในส่วนในของเนบิวลาปู คือ จุดที่ลมเส้นศูนย์สูตรของพัลซาร์ปะทะกับส่วนกั้นเนบิวลา ซึ่งทำให้เกิดคลื่นชะงัก รูปร่างและตำแหน่งของปรากฏการณ์ดังกล่าวเปลี่ยนแปลงอย่างรวดเร็ว เพราะลมเส้นศูนย์สูตรปรากฏขึ้นมาเป็นวงๆ จำนวนมากที่ทั้งสูงชั้นและสว่าง แล้วจึงจางหายไปเมื่อมันเคลื่อนออกจากพัลซาร์ไปยังส่วนหลักของเนบิวลา

ดาวฤกษ์ต้นกำเนิดซูเปอร์โนวา[แก้]

ภาพต่อเนื่องจากกล้องฮับเบิล แสดงให้เห็นลักษณะความเปลี่ยนแปลงภายในเนบิวลาปูในเวลาสี่เดือน

ดาวฤกษ์ที่ระเบิดเป็นซูเปอร์โนวานั้นจะเรียกว่า ดาวฤกษ์ต้นกำเนิดซูเปอร์โนวา (progenitor star) มีดาวฤกษ์สองประเภทที่สามารถระเบิดออกเป็นซูเปอร์โนวาได้ ได้แก่ ดาวแคระขาวและดาวมวลมาก ในซูเปอร์โนวาประเภท Ia แก๊สที่ตกลงสู่ดาวแคระขาวจะทำให้มวลของมันเพิ่มขึ้นจนใกล้ระดับวิกฤตที่เรียกว่า ขีดจำกัดจันทรเศขร ส่งผลให้เกิดการระเบิด ส่วนในซูเปอร์โนวาประเภท Ib และ Ic และซูเปอร์โนวาประเภท II ดาวฤกษ์ต้นกำเนิดซูเปอร์โนวาจะเป็นดาวมวลมากที่หมดสิ้นเชื้อเพลิงที่จะสร้างพลังงานให้กับปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชั่นภายในดาว และจึงยุบตัวลง โดยมีอุณหภูมิสูงมากในขณะที่เกิดการระเบิด การมีอยู่ของพัลซาร์ในเนบิวลาปูหมายความว่า ในอดีต ดาวฤกษ์ต้นกำเนิดซูเปอร์โนวาจะต้องก่อให้เกิดซูเปอร์โนวาที่ยุบตัวในแกนกลาง ในขณะที่ซูเปอร์โนวาประเภท Ia ไม่ก่อให้เกิดพัลซาร์

แบบจำลองการระเบิดซูเปอร์โนวาในทางทฤษฎีได้เสนอว่า ดาวฤกษ์ที่ระเบิดและก่อให้เกิดเนบิวลาปูนั้นจะต้องมีมวลราว 9-11 เท่าของมวลดวงอาทิตย์[20][30] ดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยกว่า 8 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ถือว่าเล็กเกินกว่าจะก่อให้เกิดซูเปอร์โนวาได้ และสิ้นสุดอายุขัยโดยวิวัฒนาการตนเองกลายไปเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์แทน ในขณะที่ดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่า 12 เท่าของมวลดวงอาทิตย์จะก่อให้เกิดเนบิวลาที่มีองค์ประกอบทางเคมีแตกต่างจากที่พบในเนบิวลาปู[31]

ปัญหาที่สำคัญของการศึกษาเนบิวลาปู คือ มวลรวมกันของเนบิวลาและพัลซาร์ยังถือว่าน้อยมากเมื่อเทียบกับมวลของดาวฤกษ์ต้นกำเนิดซูเปอร์โนวาเท่าที่ประมาณกันไว้ และคำถามที่ว่า "มวลที่หายไป" อยู่ที่ใดนั้นยังคงหาคำตอบไม่ได้[19] มวลของเนบิวลาสามารถประมาณได้จากการวัดปริมาณแสงที่ปลดปล่อยออกมาทั้งหมด คำนวณมวลที่จำเป็นต้องใช้ และให้ค่าเป็นอุณหภูมิและความหนาแน่นของเนบิวลา ค่าที่ประมาณนั้นอยู่ระหว่าง 1-5 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ โดยค่าที่เป็นที่ยอมรับกันทั่วไปนั้นอยู่ระหว่าง 2-3 เท่าของมวลดวงอาทิตย์[31] ส่วนมวลของดาวนิวตรอนนั้นประมาณว่าอยู่ระหว่าง 1.4-2 เท่าของมวลดวงอาทิตย์

ทฤษฎีที่โดดเด่นในการบรรยายมวลที่หายไปของเนบิวลาปูนั้นมีว่า มวลสัดส่วนมากของดาวฤกษ์ต้นกำเนิดซูเปอร์โนวานั้นถูกพัดพาไปก่อนเกิดซูเปอร์โนวาโดยลมดาวฤกษ์ความเร็วสูง อย่างไรก็ตาม เหตุการณ์ดังกล่าวควรจะก่อให้เกิดเปลือกหุ้มรอบเนบิวลาปู ถึงแม้ว่าจะมีความพยายามสังเกตเปลือกหุ้มเนบิวลาปูในความยาวคลื่นที่แตกต่างกันแล้ว แต่ก็ยังหาไม่พบ[32]

การเคลื่อนผ่านโดยระบบสุริยะ[แก้]

เนบิวลาปูอยู่ห่างจากสุริยวิถี 1½ ° ซึ่งเป็นระนาบของวงโคจรของโลกรอบดวงอาทิตย์ ซึ่งหมายความว่า ดวงจันทร์ และโลกในบางครั้ง สามารถเคลื่อนผ่านหรือบดบังเนบิวลาได้ และถึงแม้ว่าดวงอาทิตย์จะไม่เคลื่อนผ่านเนบิวลา แต่ชั้นโคโรน่าของดวงอาทิตย์ได้ผ่านด้านหน้าเนบิวลา การเคลื่อนผ่านและการผ่านหน้าสามารถใช้วิเคราะห์ทั้งเนบิวลาและวัตถุที่ผ่านหน้ามันได้ โดยการสังเกตลักษณะการเปลี่ยนแปลงของรังสีจากเนบิวลาที่เกิดขึ้นจากวัตถุที่เคลื่อนผ่าน

การเคลื่อนตัวผ่านของดวงจันทร์ได้ถูกใช้เพื่อทำแผนที่การปลดปล่อยรังสีเอกซ์จากเนบิวลา ก่อนหน้าการส่งดาวเทียมสังเกตรังสีเอกซ์ขึ้นสู่อวกาศ อย่างเช่น กล้องโทรทรรศน์อวกาศจันทรา การสังเกตรังสีเอกซ์ค่อนข้างจะมีความละเอียดเชิงมุมต่ำ แต่เมื่อดวงจันทร์ผ่านหน้าเนบิวลา ตำแหน่งของมันค่อนข้างจะเป็นที่รู้กันอย่างแม่นยำ ดังนั้น จึงสามารถใช้ความแปรผันของความสว่างของเนบิวลาในการสร้างแผนที่การปลดปล่อยรังสีเอกซ์[33] เมื่อรังสีเอกซ์ถูกค้นพบครั้งแรกในเนบิวลาปู จึงมีการใช้การผ่านหน้าของดวงจันทร์เพื่อระบุตำแหน่งที่แม่นยำของแหล่งรังสีนั้น[23]

โคโรน่าของดวงอาทิตย์ผ่านหน้าเนบิวลาปูทุกเดือนมิถุนายน ความแปรผันของคลื่นวิทยุที่ได้รับจากเนบิวลาปูในช่วงเวลาดัวงกล่าวสามารถใช้เพื่ออนุมานรายละเอียดของความหนาแน่นและโครงสร้างของโคโรน่า การสังเกตในช่วงแรก ๆ ได้แสดงให้เห็นว่าชั้นโคโรน่าได้ขยายออกไปเป็นระยะทางไกลเกินกว่าที่คาดกันไว้ก่อน การสังเกตในภายหลังค้นพบว่าชั้นโคโรน่ามีความหนาแน่นไม่สม่ำเสมอกัน[34]

ในโอกาสที่จะพบน้อยครั้ง ดาวเสาร์ก็เคลื่อนผ่านเนบิวลาปูเช่นกัน การเคลื่อนผ่านใน พ.ศ. 2546 นับเป็นการเคลื่อนผ่านครั้งแรกนับจาก พ.ศ. 1839 และจะไม่มีการเคลื่อนผ่านอีกจนกระทั่ง พ.ศ. 1810 นักสังเกตได้ใช้กล้องโทรทรรศน์อวกาศจันทราในการสังเกตดาวบริวารของดาวเสาร์ ไททัน เมื่อมันผ่านเนบิวลา และค้นพบว่า 'เงา' รังสีเอกซ์ของไททันมีขนาดใหญ่กว่าพื้นผิวที่เป็นของแข็งของมัน เนื่องจากการดูดซึมรังสีเอกซ์ในชั้นบรรยากาศ การสังเกตเหล่านี้แสดงให้เห็นถึงความหนาของชั้นบรรยากาศของไททันที่ 880 กิโลเมตร[35] การเคลื่อนผ่านของดาวเสาร์ไม่สามารถสังเกตได้โดยตรง เนื่องจากกล้องจันทรากำลังผ่านเข็มขัดแวน อัลเลนในเวลานั้น

เชิงอรรถ[แก้]

  1. ^ ขนาดตามที่วัดบนระนาบลึกมาก โดย ซิดนีย์ ฟาน เดน เบิกฮ์ เมื่อปลาย ค.ศ. 1969[3][36]
  2. ^ ความส่องสว่างปรากฏเท่ากับ 8.4 - โมดูลัสของระยะทาง 11.5 ± 0.5 = −3.1 ± 0.5

อ้างอิง[แก้]

  1. ↑ 1.0 1.1 1.2 1.3 "SIMBAD Astronomical Database". Results for NGC 1952. สืบค้นเมื่อ 2006-12-25.
  2. ↑ Kaplan, D. L.; Chatterjee, S.; Gaensler, B. M.; Anderson, J. (พ.ศ. 2551). "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. {{cite journal}}: ตรวจสอบค่าวันที่ใน: |year= (help)
  3. ↑ 3.0 3.1 3.2 3.3 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.
  4. ↑ Carroll, Bradley W.; Ostlie, Dale A. "An Introduction to Modern Astrophysics, Second Edition". คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2012-01-25. สืบค้นเมื่อ 2010-09-12.
  5. ↑ "Crab Nebula: The Spirit of Halloween Lives on as a Dead Star Creates Celestial Havoc" <http://chandra.harvard.edu/photo/2006/crab/>
  6. ↑ Glyn Jones K. (1976), The Search for the Nebulae, Journal of the History of Astronomy, v. 7, p.67
  7. ↑ 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
  8. ↑ 8.0 8.1 Mayall N.U. (1939), The Crab Nebula, a Probable Supernova, Astronomical Society of the Pacific Leaflets, v. 3, p.145
  9. ↑ 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.
  10. ↑ 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.
  11. ↑ Shklovskii, Iosif (1953). "On the Nature of the Crab Nebula's Optical Emission". Doklady Akademii Nauk SSSR. 90: 983.{{cite journal}}: CS1 maint: postscript (ลิงก์)
  12. ↑ 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)
  13. ↑ Bietenholz, M. F.; และคณะ (1991). "The expansion of the Crab Nebula". The Astrophysical Journal Letters. 373: L59–L62. Bibcode:1991ApJ...373L..59B. doi:10.1086/186051.
  14. ↑ "Animation showing expansion from 1973 to 2001". Apod.nasa.gov. สืบค้นเมื่อ 2010-03-20.
  15. ↑ 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.
  16. ↑ 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.
  17. ↑ "Crab Nebula exploded in 1054". Astronomy.com. 8 June 2007. สืบค้นเมื่อ 10 September 2014.
  18. ↑ Green, D. A.; Tuffs, R. J.; Popescu, C. C. (December 2004). "Far-infrared and submillimetre observations of the Crab nebula". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 355 (4): 1315–1326. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.08414.x.
  19. ↑ 19.0 19.1 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.
  20. ↑ 20.0 20.1 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.
  21. ↑ Minkowski, R. (1942). "The Crab Nebula". Astrophysical Journal. 96: 199. doi:10.1086/144447.
  22. ↑ 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.
  23. ↑ 23.0 23.1 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.
  24. ↑ Haymes, R. C.; Ellis, D. V.; Fishman, G. J.; Kurfess, J. D.; Tucker, W. H. (1968). "Observation of Gamma Radiation from the Crab Nebula". Astrophysical Journal. 151: L9. doi:10.1086/180129.
  25. ↑ Del Puerto, C. (2005). "Pulsars In The Headlines". EAS Publications Series. 16: 115–119. doi:10.1051/eas:2005070.
  26. ↑ 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.
  27. ↑ Harnden, F. R.; Seward, F. D. (1984). "Einstein observations of the Crab nebula pulsar". Astrophysical Journal. 283: 279–285. doi:10.1086/162304.
  28. ↑ Kaufmann, W. J. (1996). Universe (4th ed.). New York: W. H. Freeman. p. 428. ISBN 0716723794.
  29. ↑ 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.
  30. ↑ Nomoto, K. (October 11, 1984). Written at Fairfax, VA. "Evolutionary models of the Crab Nebula's progenitor". 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 (ตีพิมพ์ 1985): 97–113.
  31. ↑ 31.0 31.1 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.
  32. ↑ 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.
  33. ↑ 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.
  34. ↑ Erickson, W. C. (1964). "The Radio-Wave Scattering Properties of the Solar Corona". Astrophysical Journal. 139: 1290. doi:10.1086/147865.
  35. ↑ Mori, K.; Tsunemi, H.; Katayama, H.; Burrows, D. N.; Garmire, G. P.; Metzger, A. E. (2004). "An X-Ray Measurement of Titan's Atmospheric Extent from Its Transit of the Crab Nebula". Astrophysical Journal. 607 (2): 1065–1069. doi:10.1086/383521. Chandra images used by Mori et al. can be viewed here [1].
  36. ↑ van den Bergh, Sidney (1970). The Astrophysical Journal 160 (letters): L27

แหล่งข้อมูลอื่น[แก้]

วิกิมีเดียคอมมอนส์มีสื่อที่เกี่ยวข้องกับ เนบิวลาปู

พิกัด: Sky map 5h 34m 31.97s, +22° 00′ 52.1″

เข้าถึงจาก "https://th.wikipedia.org/w/index.php?title=เนบิวลาปู&oldid=10820149"