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Der Krebsnebel

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.

Der Krebsnebel (seltener Krabbennebel, früher auch Crab-Nebel von englisch Crab Nebula, katalogisiert als M 1 und NGC 1952) im Sternbild Stier ist der Überrest der im Jahr 1054 beobachteten Supernova, in dem sich ein Pulsarwind-Nebel gebildet hat. Er befindet sich im Perseus-Arm der Milchstraße und ist etwa 2000 Parsec von der Erde entfernt.

Krebsnebel

Der mit fast 1500 Kilometer pro Sekunde expandierende Nebel ist von ovaler Gestalt mit einer Länge von 6 Bogenminuten und einer Breite von 4 Bogenminuten. In seinem Zentrum befindet sich der aus dem explodierten Ursprungsstern hervorgegangene Neutronenstern, der etwa 30 mal pro Sekunde (33 ms Periodendauer) um seine Achse rotiert und im Radiofrequenzbereich sowie im optischen, Röntgen- und Gammafrequenzbereich als Pulsar (sog. Krebs- oder Crabpulsar) nachweisbar ist. Der ihn umgebende Nebel ist von Filamenten durchzogen, die aus den äußeren Schalen des Ursprungssterns entstanden sind und zum größten Teil aus ionisiertem Wasserstoff und Helium bestehen. Hinzu kommen kleinere Anteile von Kohlenstoff, Sauerstoff, Stickstoff, Eisen, Neon und Schwefel, teilweise auch in Form von Staub. Wegen seiner geringen scheinbaren Helligkeit kann der Krebsnebel nur durch Teleskope beobachtet werden und wurde erst mit deren systematischem Einsatz im 18. Jahrhundert entdeckt. Durch seine Nähe und als einer der jüngsten galaktischen Pulsarwind-Nebel gehört er seitdem zu den am intensivsten in der Astronomie erforschten Objekten

Beobachtungsgeschichte

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 nur 13 zeitnahe historische Quellen zu diesem Himmelereignis von 1054 gefunden werden.

Der nebelartige Überrest wurde 1731 von John Bevis sowie unabhängig davon durch 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.

Als man Anfang des 20. Jahrhundert 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 Supernova entstand somit schon vor ca. 7200 Jahren - bzw. auf heute bezogen vor etwa 7260 Jahren - da das Licht als Informationsträger eine gewisse Zeit benötigt, um zur Erde zu gelangen. Es hat sich jedoch eingebürgert, dass man auf den Zeitpunkt der Sichtung einer Supernova datiert. Weitere Einzelheiten zu dieser Supernova finden sich im Artikel Supernova 1054.

Physikalische Eigenschaften

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.

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. 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. Der Krebsnebel dehnt sich derzeit mit einer Geschwindigkeit von 1500 km/s aus 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.

Rechnet man die Expansion zurück, erhält man ein Datum für die Bildung des Nebels, das auf mehrere Jahrzehnte nach 1054 verweist. Es scheint, als wenn sich der Nebel beschleunigt ausgedehnt hatte. Man vermutet, dass die notwendige Energie für die Beschleunigung vom Pulsar stammt, der das Magnetfeld verstärkte und so die Filamente vom Zentrum stärker wegbewegt wurden. 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 1–5 Sonnenmassen.

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. Man fand in der Region um den Stern 1949 eine starke Quelle für Radiowellen,1963 für Röntgenstrahlen, und es war eines der hellsten Objekte im Bereich für Gammastrahlung 1967. 1968 stellte man fest, dass die Strahlung in Impulsen ausgesendet wird. Pulsare sind die 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. Heute weiß man, dass es sich bei Pulsaren um schnell drehende Neutronensterne handelt, deren starkes Magnetfeld in schmalen Strahlen konzentriert ist.

Man vermutet, dass der Pulsar einen Durchmesser von 28 bis 30 km hat. Er sendet alle 33 Millisekunden Strahlungsimpulse aus, die über das gesamte elektromagnetische Spektrum, von Radio- bis Röntgenstrahlung, verteilt sind. Wie bei allen Pulsaren nimmt seine Periode langsam ab. Manchmal zeigt der Pulsar zeitliche Störungen in seiner Periode. Es wird angenommen, dass diese aus einer plötzlichen Umordnung des Materials im Neutronenstern resultieren. Die Energie, die der Pulsar verliert, während er langsamer wird, ist enorm. Allein die Synchrotronstrahlung besitzt eine Leuchtstärke, die rund 75.000 Mal stärker als die der Sonne ist.

Durch die extreme Energiemenge, die der Pulsar abgibt, entsteht eine extrem dynamische Region im Zentrum des Krebsnebels. Während die meisten Veränderungen von astronomischen Objekten so langsam passieren, dass man sie erst nach vielen Jahren wahrnehmen kann, ändert sich das Innere des Krebsnebels innerhalb einiger Tage. 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 weg- und in den Nebel hineinbewegen.

Ursprünglicher Stern

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 Sonnenmassen einen Nebel mit einer anderen chemischen Zusammensetzung als der des Krebsnebels bilden.

Ein ungelöstes Problem beim Krebsnebel ist, dass die Masse des Pulsars und des Nebels zusammen kleiner ist als die des ursprünglichen Sterns und man nicht weiß, wo die fehlende Masse verblieben ist. Um die Masse des Nebels abzuschätzen, misst man die Menge des emittierten Lichts und berechnet die Masse bei gegebener Temperatur und Dichte des Nebels. Daraus erhält man ein Intervall von 1–5 Sonnenmassen, während 2–3 Sonnenmassen der am meisten akzeptierte Wert ist.Der Neutronenstern wird auf eine Masse zwischen 1,4 und 2 Sonnenmassen geschätzt. 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.

Transit von Körpern des Sonnensystems

Der Krebsnebel ist rund 1,5° von der Ekliptik der Erdbahn um die Sonne entfernt. Das bedeutet, dass der Mond und manchmal auch Planeten diesen Nebel scheinbar am Himmel durchqueren oder streifen können. Die Sonne selbst durchquert den Nebel nicht, dafür aber ihre 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. Mondtransits wurden verwendet, um die Quellen der Röntgenstrahlen im Nebel zu finden. Bevor man Satelliten wie das Chandra X-Ray Observatory hatte, die die Röntgenstrahlung beobachten konnten, hatten Röntgenbeobachtungen meist eine geringe Auflösung. Wenn sich jedoch der Mond vor den Nebel schiebt, kann man die Helligkeitsänderungen des Nebels verwenden, um Karten der Röntgenstrahlenemission des Nebels anzufertigen. Als man das erste Mal Röntgenstrahlen im Krebsnebel beobachtet hatte, wurde der Mond, als er den Nebel am Himmel streifte, verwendet, um die genaue Position der Röntgenstrahlung auszumachen.

Die Sonnenkorona durchquert den Krebsnebel jeden Juni. Durch Veränderungen der Radiowellen des Krebsnebels kann man auf die Dichte und Struktur der Sonnenkorona schließen. Die ersten Beobachtungen offenbarten, dass die Sonnenkorona viel ausgedehnter ist als bis dahin angenommen, spätere Beobachtungen zeigten, dass sie beachtliche Dichteschwankungen aufweist. 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. Der Saturntransit selbst konnte nicht beobachtet werden, da Chandra zu der Zeit den Van-Allen-Gürtel durchquerte.

Dieser Bericht unterliegt der GNU Lizens für freie Dokumentation

by Klaus     www.mysterylands.eu