Jump to content

ക്രാബ് നെബുല

വിക്കിപീഡിയ, ഒരു സ്വതന്ത്ര വിജ്ഞാനകോശം.
ക്രാബ് നെബുല
ക്രാബ് നെബുല, M1. കടപ്പാട് : നാസ/ഇസ
Observation data: J2000.0 epoch
തരംസൂപ്പർനോവ അവശിഷ്ടം
റൈറ്റ് അസൻഷൻ05h 34m 31.97s[1]
ഡെക്ലിനേഷൻ+22° 00′ 52.1″[1]
ദൂരം6.5 ± 1.6 kly (2.0 ± 0.5 kpc)[2]
ദൃശ്യകാന്തിമാനം (V)+8.4
ദൃശ്യവലുപ്പം (V)420″ × 290″[3][a]
നക്ഷത്രരാശിഇടവം
ഭൗതിക സവിശേഷതകൾ
ആരം5.5 ly (1.7 pc) [4]
കേവലകാന്തിമാനം (V)−3.1 ± 0.5[b]
പ്രധാന സവിശേഷതകൾദൃശ്യ പൾസാർ
മറ്റ് പേരുകൾMessier 1,[1] NGC 1952,[1] Sharpless 244
ഇതുംകൂടി കാണൂ: Diffuse nebula, Lists of nebulae

ഇടവം രാശിയിലെ സൂപ്പർനോവ അവശിഷ്ടമായ ഒരു പൾസാർ വാത നീഹാരികയാണ്‌ ക്രാബ് നെബുല (കാറ്റലോഗ് നാമങ്ങൾ : M1, NGC 1952, Taurus A). 1731-ൽ ജോൺ ബെവിസ് ആണ്‌ നീഹാരികയെ ആദ്യമായി നിരീക്ഷിച്ചത്. 1054-ൽ സംഭവിച്ച ഒരു സൂപ്പർനോവയുടെ അവശിഷ്ടമാണ്‌ ക്രാബ് നെബുല. ചൈനയിലെയും ഇസ്ലാമികലോകത്തെയും ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ ഈ സൂപ്പർനോവ നിരീക്ഷിച്ച് രേഖപ്പെടുത്തിയിരുന്നു. 30 keV യിലധികം ഊർജ്ജമുള്ള എക്സ് റേകളുടെയും ഗാമാ രശ്മികളുടെയും സ്രോതസ്സായ ക്രാബ് നെബുല സാധാരണഗതിയിൽ ആകാശത്തിലെ ഏറ്റവും ശക്തമായ സ്രോതസ്സാണ്‌. 1012 ഇലക്ട്രോൺ വോൾട്ട് വരെയാണ്‌ ക്രാബ് നെബുലയുടെ ഫ്ലക്സ്. ഭൂമിയിൽ നിന്ന് ഏതാണ്ട് 6500 പ്രകാശവർഷം (2 കിലോപാർസെക്) അകലെ സ്ഥിതിചെയ്യുന്ന നീഹാരികയുടെ വ്യാസം 11 പ്രകാശവർഷമാണ്‌ (3.4 പാർസെക്). സെക്കന്റിൽ 1500 കിലോമീറ്റർ എന്ന നിരക്കിൽ വികസിച്ചുകൊണ്ടിരിക്കുകയാണ്‌ നീഹാരിക.

ക്രാബ് നെബുലയുടെ കേന്ദ്രത്തിൽ ക്രാബ് പൾസാർ എന്ന പൾസാർ സ്ഥിതിചെയ്യുന്നു. പന്ത്രണ്ട് മൈൽ വ്യാസമുള്ള ഈ പൾസാർ സെക്കന്റിൽ 30.2 തവണ എന്ന ആവൃത്തിയിൽ ഗാമരശ്മികളും റേഡിയോകിരണങ്ങളും പുറപ്പെടുവിക്കുന്നു.[5] നിരീക്ഷിക്കപ്പെട്ടിട്ടുള്ള ഒരു സൂപ്പർനോവയുമായി ബന്ധപ്പെടുത്തിയ ആദ്യത്തെ നീഹാരികയും പൾസാറുമാണ്‌ ക്രാബ് നെബുലയിലുള്ളത്.

നീഹാരികയെ ഉപഗൂഹനം ചെയ്യുന്ന ജ്യോതിശാസ്ത്രവസ്തുക്കളെക്കുറിച്ച് പഠിക്കാൻ നീഹാരികയിൽ നിന്നുള്ള വികിരണം സഹായിക്കുന്നു. 1950 കളിലും 60കളിലും ക്രാബ് നെബുലയിൽ നിന്നുള്ള റേഡിയോ തരംഗങ്ങൾ സൂര്യന്റെ കൊറോണയിലൂടെ കടന്നുപോകുമ്പോൾ വരുന്ന മാറ്റങ്ങളെ നിരീക്ഷിച്ച് കൊറോണയെ മാപ്പ് ചെയ്യുകയുണ്ടായി. 2003-ൽ ശനിയുടെ ഉപഗ്രഹമായ ടൈറ്റാന്റെ അന്തരീക്ഷത്തിന്റെ ആഴം കണക്കാക്കിയത് ക്രാബ് നെബുലയിൽ നിന്നുള്ള എക്സ് രശ്മികളെ അത് തടഞ്ഞുനിർത്തിയത് നിരീക്ഷിച്ചായിരുന്നു.

ചാൾസ് മെസ്സിയർ നിർമ്മിച്ച ജ്യോതിശാസ്ത്രവസ്തുക്കളുടെ കാറ്റലോഗായ മെസ്സിയർ കാറ്റലോഗിലെ ആദ്യത്തെ അംഗമാണ്‌ ക്രാബ് നെബുല. 1758-ൽ കാറ്റലോഗ് ചെയ്യപ്പെട്ട നീഹാരികയുടെ മെസ്സിയർ സംഖ്യ 1 ആണ്‌ (M1).

രൂപീകരണം

[തിരുത്തുക]

ക്രാബ് നെബുലയുടെ രൂപീകരണത്തിന്‌ കാരണമായ 1054-ലെ സൂപ്പർനോവ (SN 1054) ചൈനയിലെയും അറേബ്യയിലെയും ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ നിരീക്ഷിച്ച് രേഖപ്പെടുത്തിയിരുന്നു. 1731-ൽ ജോൺ ബെവിസ് ആണ്‌ നീഹാരികയെ ആദ്യമായി നിരീക്ഷിക്കുന്നത്. സ്വതന്ത്രമായി, 1758-ൽ ചാൾസ് മെസ്സിയറും ക്രാബ് നെബുലയെ നിരീക്ഷിച്ചു. വാൽനക്ഷത്രങ്ങളായി തെറ്റിദ്ധരിക്കപ്പെടാൻ സാധ്യതയുള്ള ജ്യോതിശാസ്ത്രവസ്തുക്കളുടെ കാറ്റലോഗിലെ ആദ്യത്തെ അംഗമായി അദ്ദേഹം ഇതിനെ ഉൾപ്പെടുത്തി. 1840-കളിൽ ബിർ കൊട്ടാരത്തിൽ വച്ച് നീഹാരികയെ നിരീക്ഷിച്ച റോസ്സെ പ്രഭുവാണ്‌ ക്രാബ് നെബുല എന്ന പേരിട്ടത്. അദ്ദേഹം നീഹാരികയുടെ ചിത്രം വരച്ചതിന്‌ ഒരു ഞണ്ടിന്റെ ആകൃതി തോന്നിച്ചതിനാലായിരുന്നു ഇത്.[6]

നാസയുടെ ക്രാബ് നെബുല വീഡിയോ

20-ആം നൂറ്റാണ്ടിന്റെ ആദ്യത്തിൽ നീഹാരികയുടെ ചിത്രങ്ങൾ വിശകലനം ചെയ്യുക വഴി നിന്ന് അത് വികസിച്ചുകൊണ്ടിരിക്കുകയാണെന്ന് മനസ്സിലാക്കാനായി. നീഹാരികയുടെ പരിണാമം കണക്കാക്കിയതിൽ നിന്ന് ഏതാണ്ട് 900 വർഷങ്ങൾക്ക് മുമ്പാകും നീഹാരിക ഭൂമിയിൽ ദൃശ്യമാകാൻ തുടങ്ങിയത് എന്നും ശാസ്ത്രജ്ഞർ അനുമാനിച്ചു. പകൽസമയത്തുപോലും ദൃശ്യമാകാൻ മാത്രം പ്രകാശമുണ്ടായിരുന്ന ഒരു നക്ഷത്രം 1054-ൽ ആകാശത്തിന്റെ ആ ഭാഗത്തിലായി ദൃശ്യമായിരുന്നുവെന്ന് ചൈനീസ്, അറേബ്യൻ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ രേഖപ്പെടുത്തിയത് ചരിത്രരേഖകളിൽ കാണാനായി.[7][8] ക്രാബ് നെബുലയിലേക്കുള്ള ദൂരം കണക്കിലെടുത്താൽ ഇത്ര കൂടിയ പ്രകാശമുള്ള അതിഥിനക്ഷത്രം ഒരു സൂപ്പർനോവയല്ലാതെ മറ്റൊന്നുമാകാൻ സാധ്യതയില്ലായിരുന്നു.

ചരിത്രരേഖകൾ അടുത്തകാലത്തായി വിശകലനം ചെയ്തതിൽ നിന്നും മനസ്സിലാക്കാനാവുന്നത്, ക്രാബ് നീഹാരികയുടെ മാതൃസൂപ്പർനോവ 1054 ഏപ്രിലിലോ മേയുടെ ആദ്യമോ ആണ്‌ പ്രത്യക്ഷപ്പെട്ടതെന്നാണ്‌. ജൂലൈ മാസത്തിൽ പ്രഭയേറിയ സമയത്ത് -7നും -4.5നും ഇടയിലായിരുന്നു സൂപ്പർനോവയുടെ ദൃശ്യകാന്തിമാനം. അതായത്, ജൂലൈയിലെ രാത്രികളിൽ ചന്ദ്രൻ കഴിഞ്ഞാൽ ഏറ്റവും പ്രകാശമുള്ള ജ്യോതിശാസ്ത്രവസ്തു ഇതായിരുന്നു. ഇതുകഴിഞ്ഞ് ഏതാണ്‌ രണ്ടുവർഷക്കാലത്തോളം സൂപ്പർനോവ നഗ്നനേത്രങ്ങൾ കൊണ്ട് ദൃശ്യമായിരുന്നു.[9] അക്കാലത്തെ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞരുടെ നിരീക്ഷണങ്ങളുടെ സഹായമുണ്ടായിരുന്നതിനാൽ സൂപ്പർനോവയുമായി ബന്ധപ്പെട്ട ആദ്യത്തെ ജ്യോതിശാസ്ത്രവസ്തുവായി ക്രാബ് നെബുലയെ തിരിച്ചറിയാനായി.[8]

ഭൗതികസവിശേഷതകൾ

[തിരുത്തുക]
ക്രാബ് നെബുലയുടെ ഇൻഫ്രാറെഡ് ചിത്രം. സ്പിറ്റ്സർ ദൂരദർശിനി എടുത്തത്
ക്രാബ് നെബുലയുടെ ചെറിയൊരു ഭാഗത്തിന്റെ ഹബിൾ ബഹിരാകാശ ദുരദർശിനി എടുത്ത ചിത്രം. റാലേ-ടെയ്ലർ അസ്ഥിരത ദൃശ്യമാണ്‌. കടപ്പാട്: നാസ/ഇസ.

ദൃശ്യപ്രകാശത്തിൽ ക്രാബ് നെബുല വ്യാപിച്ചുകിടക്കുന്ന നീല കേന്ദ്രത്തിനുചുറ്റും നാരുകളുടെ ദീർഘവൃത്താകാരമായ ഒരു കൂട്ടമായാണ്‌ കാണപ്പെടുന്നത്. 6 ആർക്മിനിറ്റ് നീളവും 4 ആർക്മിനിറ്റ് വീതിയുമാണ്‌ ഇതിനുള്ളത് (താരതമ്യത്തിന്‌, പൂർണ്ണചന്ദ്രന്റെ കോണീയവ്യാസം 30 ആർക്മിനിറ്റാണ്‌). നീഹാരികയുടെ ത്രിമാനഘടന നീണ്ട ഗോളാഭമാണെന്ന് കരുതുന്നു.[3] നാരുകൾ മാതൃനക്ഷത്രത്തിന്റെ അന്തരീക്ഷത്തിന്റെ അവശിഷ്ടമാണ്‌. അയണീകൃതമായ ഹീലിയം, ഹൈഡ്രജൻ, കാർബൺ, ഓക്സിജൻ, നൈട്രജൻ, നിയോൺ, ഗന്ധകം എന്നിവയാലാണ്‌ ഇവ നിർമ്മിക്കപ്പെട്ടിരിക്കുന്നത്. 11000-18000 കെൽവിനാണ്‌ നാരുകളുടെ താപനില, സാന്ദ്രത പ്രതിഘനസെന്റിമീറ്റർ ഏതാണ്ട് 1300 കണങ്ങളും..[10]

കേന്ദ്രത്തിലെ നീലഭാഗം സിൻക്രോട്രോൺ വികിരണം മൂലമുണ്ടാകുന്നതാണെന്ന് 1953-ൽ യോസിഫ് ഷ്ക്ലോവ്സ്കി പരികല്പന ചെയ്തു. പ്രകാശവേഗത്തിന്റെ പകുതിവരെ വേഗത്തിൽ സഞ്ചരിക്കുന്ന ഇലക്ട്രോണുകളാണ്‌ സിൻക്രോട്രോൺ വികിരണം പുറപ്പെടുവിക്കുന്നത്.[11] മൂന്നുവർഷങ്ങൾക്കുശേഷം നിരിക്ഷണങ്ങൾ ഈ സിദ്ധാന്തത്തെ ശരിവച്ചു. ഇലക്ട്രോൺ വക്രമായ പാതയിലൂടെ സഞ്ചരിക്കാൻ കാരണമാകുന്നത് നീഹാരികയുടെ കേന്ദ്രത്തിലെ ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൽ നിന്നുള്ള കാന്തികക്ഷേത്രത്തിന്റെ പ്രഭാവം മൂലമാണെന്ന് 1960-കളിൽ മനസ്സിലായി.[12]

ദൂരം

[തിരുത്തുക]

ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞരുടെ ശ്രദ്ധാകേന്ദ്രമാണ്‌ ക്രാബ് നെബുലയെങ്കിലും ഭൂമിയിൽ നിന്ന് നീഹാരികയിലേക്കുള്ള ദൂരം എത്രയെന്ന കാര്യത്തിൽ തർക്കമുണ്ട്. ദൂരമളക്കാനുപയോഗിക്കുന്ന രീതികളിലെല്ലാം അനിശ്ചിതത്വങ്ങളുണ്ട് എന്നതാണ്‌ ഇതിന്‌ കാരണം. എങ്കിലും പരക്കെ അംഗീകരിക്കപ്പെട്ടിരിക്കുന്നത് 2.0 ± 0.5 kpc (6.5 ± 1.6 kly) എന്ന വിലയാണ്‌. ഏതാണ്ട് 1800km/s വേഗത്തിൽ വികസിച്ചുകൊണ്ടിരിക്കുകയാണ്‌ നീഹാരിക.[13] വർഷങ്ങളുടെ വ്യത്യാസത്തിൽ എടുത്ത ചിത്രങ്ങളിൽ നിന്ന് നീഹാരിക വികസിക്കുന്നതായി മനസ്സിലാക്കാൻ സാധിക്കും.[14] ഈ കോണീയവികാസവും ചുവപ്പുനീക്കത്തിൽ നിന്ന് കണക്കാക്കുന്ന വേഗവുമുപയോഗിച്ച് നീഹാരികയിലേക്കുള്ള ദൂരം കണക്കുകൂട്ടാം. 1973-ൽ വിവിധ രീതികളെല്ലാം വിശകലനം ചെയ്തതിൽ നിന്ന് 6300 ly ആണ്‌ നീഹാരികയിലേക്കുള്ള ദൂരമായി കണക്കാക്കിയത്.[3] 13 ± 3 ly ആണ്‌ നീഹാരികയുടെ ഒരറ്റത്തുനിന്ന് മറ്റേ അറ്റം വരെയുള്ള കൂടിയ ദൂരം.[c]

നിലവിലെ വികാസനിരക്കുതന്നെയായിരുന്നു എല്ലാ കാലവും എന്ന് കണക്കാക്കുകയാണെങ്കിൽ നീഹാരിക രൂപം കൊണ്ടത് 1054-നും ദശകങ്ങൾ കഴിഞ്ഞാണെന്നാണ്‌ വരുക. സൂപ്പർനോവസ്ഫോടനത്തിനുശേഷം പുറത്തേക്കുപോകുന്ന പിണ്ഡത്തിന്റെ വേഗം കൂടിയിട്ടുണ്ടെന്നാണ്‌ ഇതിൽ നിന്ന് മനസ്സിലാക്കാൻ സാധിക്കുന്നത്. [15] പൾസാറിൽ നിന്നുള്ള ഊർജ്ജം നീഹാരികയുടെ കാന്തികക്ഷേത്രത്തിലേക്ക് പ്രവഹിക്കുകയും കാന്തികക്ഷേത്രം നീഹാരികയിലെ നാരുകളെ പുറത്തേക്ക് വലിച്ചുനീട്ടുകയും ചെയ്യുന്നതിന്റെ ഫലമാണീ ത്വരണം.[16]

പിണ്ഡം

[തിരുത്തുക]

നീഹാരികയുടെ ആകെ പിണ്ഡം കണക്കാക്കുന്നത് സൂപ്പർനോവയ്ക്ക് കാരണമായ നക്ഷത്രത്തിന്റെ പിണ്ഡത്തിന്റെ അനുമാനം ലഭിക്കുന്നതിന്‌ പ്രധാനമാണ്‌. അയണീകൃതവും അല്ലാത്തതുമായ ഹീലിയം കൊണ്ട് പ്രധാനമായും നിർമ്മിതമായ നാരുകളുടെ[17] മൊത്തം പിണ്ഡം 4.6 ± 1.8 സൗരപിണ്ഡമാണെന്നാണ്‌ കണക്കാക്കിയിരിക്കുന്നത്.[18]

ഹീലിയം വൃത്തവളയം

[തിരുത്തുക]

കേന്ദ്രത്തിലെ പൾസാറിനെ വലയം ചെയ്തിരിക്കുന്ന ഒരു വൃത്തവളയം നീഹാരികയുടെ ഭാഗമായുണ്ട്. ദൃശ്യമായ നീഹാരികയുടെ ഭാഗത്തിന്റെ 25 ശതമാനം വരും ഈ വൃത്തവളയം. ഇതിന്റെ 95 ശതമാനവും ഹീലിയമാണ്‌. വൃത്തവളയത്തിന്റെ ഘടനയ്ക്ക് വിശദീകരണങ്ങളൊന്നും ഇതവരെ നൽകാനായിട്ടില്ല.[19]

കേന്ദ്രത്തിലെ നക്ഷത്രം

[തിരുത്തുക]
ക്രാബ് പൾസാർ. ഹബിൾ ദൂരദർശിനിയിൽ നിന്നുള്ള ദൃശ്യപ്രകാശത്തിലെ വിവരങ്ങളും (ചുവപ്പുനിറത്തിൽ) ചന്ദ്ര ഒബ്സർവേറ്ററിയിൽ നിന്നുള്ള എക്സ് റേ വിവരങ്ങളും (നീലനിറത്തിൽ) ചേർത്തുണ്ടാക്കിയ ചിത്രം

ക്രാബ് നെബുലയുടെ കേന്ദ്രത്തിൽ രണ്ട് മങ്ങിയ നക്ഷത്രങ്ങളുണ്ട്. ഇവയിലൊന്നാണ്‌ നീഹാരികയുടെ രൂപീകരണത്തിന്‌ കാരണമായത്. 1942-ൽ റുഡോൾഫ് മിങ്കോവ്സ്കി നക്ഷത്രത്തിന്റെ ദൃശ്യപ്രകാശത്തിലെ വർണ്ണരാജി അസാധാരണമാണെന്ന് നിരീക്ഷിച്ചതിൽ നിന്നാണ്‌ ഈ അനുമാനം സാധ്യമായത്.[20] നക്ഷത്രത്തിന്‌ ചുറ്റുമുള്ള മേഖലകൾ ശക്തിയായ റേഡിയോവികിരണം പുറപ്പെടുവിക്കുന്നതായി 1949-ലും[21] എക്സ് രശ്മികൾ പുറപ്പെടുവിക്കുന്നതായി 1963ലും[22] കണ്ടെത്തി. ഗാമാ രശ്മികളുടെ ആകാശത്തെ ഏറ്റവും ശക്തമായ പ്രഭവകേന്ദ്രങ്ങളിലൊന്നാണ്‌ ഈ മേഖലയെന്ന് 1967-ൽ തെളിഞ്ഞു.[23] നക്ഷത്രം വികിരണം പുറപ്പെടുവിക്കുന്നത് പൾസുകളായാണെന്ന് 1968-ൽ മനസ്സിലാക്കാനായി. നിരീക്ഷിക്കപ്പെട്ട ആദ്യത്തെ പൾസാറുകളിലൊന്നായിരുന്നു ഇത്.

പൾസാറുകൾ വിദ്യുത്കാന്തികവികിരണത്തിന്റെ ശക്തിയായ സ്രോതസ്സുകളാണ്‌. വളരെ കൃത്യമായ ഇടവേളകളിൽ അവ വികിരണത്തിന്റെ പൾസുകൾ പുറപ്പെടുവിക്കുന്നു. സെക്കന്റിൽ അനേകം തവണ വരെ ഇങ്ങനെ പൾസുകൾ പുറപ്പെടുവിക്കാം. 1967-ൽ പൾസാറുകൾ ആദ്യമായി നിരീക്ഷിക്കപ്പെട്ടപ്പോൾ അവ ഒരു പ്രഹേളികയായിരുന്നു. അന്യഗോളങ്ങളിലെ ജീവികൾ അയക്കുന്ന സിഗ്നലുകളാകാം ഇവ എന്ന് കരുതപ്പെട്ടു.[24] ക്രാബ് നെബുലയുടെ കേന്ദ്രത്തിൽ പൾസാറിനെ കണ്ടെത്താനായത് പൾസാറുകൾ സൂപ്പർനോവ അവശിഷ്ടങ്ങളാണെന്നതിന്‌ ശക്തമായ തെളിവായി. പൾസാറുകൾ ഭ്രമണം ചെയ്യുന്ന ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളാണെന്ന് ഇന്ന് നമുക്കറിയാം. അവയുടെ കാന്തികക്ഷേത്രം അവയിൽ നിന്ന് പുറപ്പെടുന്ന വികിരണങ്ങളെ നേർത്ത ബീമുകളായി കേന്ദ്രീകരിക്കുന്നു.

ക്രാബ് പൾസാറിന്റെ വ്യാസം 28-30 കിലോമീറ്റർ ആണെന്ന് കരുതപ്പെടുന്നു;[25] 33 സെക്കന്റിന്റെ ഇടവേളകളിലാണ്‌ അത് വികിരണപൾസുകൾ പുറപ്പെടുവിക്കുന്നത്.[26] റേഡിയോ തരംഗങ്ങൾ മുതൽ എക്സ് രശ്മികൾ വരെ വിദ്യുത്കാന്തികവർണ്ണരാജിയുടെ എല്ലാ ഭാഗങ്ങളിലും പൾസാറിൽ നിന്നുള്ള വികിരണങ്ങളെത്തുന്നുണ്ട്. ഒറ്റപ്പെട്ട ഏതൊരു പൾസാറിനെയും പോലെ ക്രാബ് ബൾസാറിന്റെയും പൾസുകൾക്കിടയിലുള്ള ഇടവേള വർദ്ധിച്ചുകൊണ്ടിരിക്കുകയാണ്‌. ഇടയ്ക്ക് പൾസാറിന്റെ ഭ്രമണകാലത്തിൽ പൊടുന്നനെ വ്യതിയാനങ്ങൾ വരാം. ഇവ ഗ്ലിച്ചുകൾ എന്നറിയപ്പെടുന്നു. ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിനകത്തെ പുനക്രമീകരണമാകാം ഇതിൻ കാരണം. പൾസാർ ഭ്രമണവേഗം കുറക്കുന്നതോടനുബന്ധിച്ച് പുറത്തുവിടുന്ന ഊർജ്ജം വളരെയധികമാണ്‌. ക്രാബ് നെബുലയുടെ സിൻക്രോട്രോൺ വികിരണത്തിനുള്ള ഊർജ്ജം ഇതിൽ നിന്നാണ്‌ ലഭിക്കുന്നത്. തദ്ഫലമായി, ക്രാബ് നെബുല പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന ആകെ ഊർജ്ജം സൂര്യന്റെ 75000 മടങ്ങാണ്‌.[27]

പൾസാർ പുറത്തുവിടുന്ന ഉയർന്ന അളവിലുള്ള ഊർജ്ജം ക്രാബ് നെബുലയുടെ കേന്ദ്രത്തിൽ അത്യന്തം ചലനാത്മകമായ ഒരു മേഖല സൃഷ്ടിക്കുന്നു. മിക്ക ജ്യോതിശാസ്ത്രവസ്തുക്കളുടെയും പരിണാമം അനേകം വർഷങ്ങളെടുക്കുമ്പോൾ ക്രാബ് നെബുലയുടെ കേന്ദ്രത്തോടടുത്തുള്ള മേഖലയിൽ മാറ്റങ്ങൾ ഏതാനും ദിവസങ്ങൾ കൊണ്ടുതന്നെ ദൃശ്യമാകുന്നു.[28] പൾസാറിന്റെ മധ്യരേഖാപ്രദേശത്തുനിന്നുള്ള കാറ്റ് നീഹാരികയിൽ പതിച്ച് ഒരു ഷോക്ക് തരംഗം ഉണ്ടാകുന്നിടമാണ്‌ നെബുലയുടെ കേന്ദ്രത്തിലെ ഏറ്റവും ചലനാത്മകമായ ഭാഗം. ഇതിന്റെ രൂപത്തിലും സ്ഥാനത്തിലും വളരെപ്പെട്ടെന്ന് മാറ്റങ്ങളുണ്ടാകുന്നു.

ജനകനക്ഷത്രം

[തിരുത്തുക]
ഹബിൾ ദൂരദർശിനി എടുത്ത ചിത്രങ്ങളിൽ നിന്നും നാല്‌ മാസക്കാലം കൊണ്ട് ക്രാബ് നെബുലയിൽ വരുന്ന മാറ്റങ്ങൾ ദൃശ്യമാകുന്നു. കടപ്പാട്: നാസ/ഇസ.

സൂപ്പർനോവയായി പൊട്ടിത്തെറിക്കുന്ന നക്ഷത്രം സൂപ്പർനോവയുടെ ജനകനക്ഷത്രം (progenitor star) എന്നറിയപ്പെടുന്നു. രണ്ട് തരം നക്ഷത്രങ്ങളാണ്‌ സൂപ്പർനോവകളാകുക : വെള്ളക്കുള്ളന്മാരും ഭീമൻ നക്ഷത്രങ്ങളും. ടൈപ് Ia സൂപ്പർനോവകളിൽ വെള്ളക്കുള്ളന്മാരുടെമേൽ പതിക്കുന്ന വാതകങ്ങൾ അതിന്റെ പിണ്ഡം വർദ്ധിപ്പിക്കുന്നു. ഇങ്ങനെ പിണ്ഡം ചന്ദ്രശേഖർ പരിധിയിലും അധികമാകുമ്പോൾ നക്ഷത്രം സൂപ്പർനോവയായി പൊട്ടിത്തെറിക്കുന്നു. ടൈപ് Ib, Ic സൂപ്പർനോവകളിൽ ജനകനക്ഷത്രം ഒരു നക്ഷത്രഭീമനാണ്‌. കാലക്രമേണ അണുസംയോജനത്തിന്‌ ആവശ്യമായ ഇന്ധനമില്ലാതെ വരുമ്പോൾ നക്ഷത്രം ചുരുങ്ങുകയും ഒടുവിൽ ഉയർന്ന താപനില കൈവരിച്ച് പൊട്ടിത്തെറിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. ടൈപ് Ia സൂപ്പർനോവകൾ പൾസാറുകളുടെ രൂപീകരണത്തിന്‌ കാരണമാകുന്നില്ല എന്നതിനാൽ ക്രാബ് നെബുല രണ്ടാമത്തെ തരം സൂപ്പർനോവ വഴിയാണ്‌ ഉണ്ടായതെന്ന് മനസ്സിലാക്കാം.

സൂപ്പർനോവകളുടെ സൈദ്ധാന്തികമാതൃകകളിൽ നിന്നും മനസ്സിലാക്കാനാകുന്നതനുസരിച്ച് ക്രാബ് നെബുലയുടെ ജനകനക്ഷത്രത്തിന്റെ പിണ്ഡം സൂര്യന്റെ 9-11 ഇരട്ടിയായിരുന്നു.[19][29] സൂര്യന്റെ എട്ടിരട്ടിയിൽ താഴെ പിണ്ഡമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾ സൂപ്പർനോവകളാകാതെ ഗ്രഹനീഹാരികകളായിമാറി തങ്ങളുടെ ജീവിതചക്രമവസാനിപ്പിക്കുമെന്നാണ്‌ കരുതിപ്പോരുന്നത്. 12 സൗരപിണ്ഡത്തിൽ കൂടുതലുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളാകട്ടെ ക്രാബ് നെബുലയിൽ കാണപ്പെടുന്നതിൽ നിന്ന് വളരെ വ്യത്യസ്തമായ ഒരു രാസഘടനയ്ക്കാകും കാരണമായിട്ടുണ്ടാവുക.[30]

പൾസാറിന്റെയും നെബുലയുടെയും ആകെ പിണ്ഡം ജനകനക്ഷത്രത്തിന്റെ പ്രവചിക്കപ്പെട്ട പിണ്ഡത്തെക്കാൾ വളരെ കുറവാണെന്നത് ഒരു പ്രഹേളികയാണ്‌. ഈ പിണ്ഡവ്യത്യാസം എങ്ങനെയുണ്ടാകുന്നതാണെന്ന് ഇതുവരെ തൃപ്തികരമായി വിശദീകരിക്കാനായിട്ടില്ല..[18] പുറത്തുവരുന്ന മൊത്തം പ്രകാശം, താപനില, സാന്ദ്രത എന്നിവയെല്ലാമുപയോഗിച്ചാണ്‌ നെബുലയുടെ പിണ്ഡം കണക്കാക്കുന്നത്. 1-5 സൗരപിണ്ഡമാണ്‌ നെബുലയുടെ പിണ്ഡം എന്നാണ്‌ ഇങ്ങനെയുള്ള കണക്കുകൂട്ടലുകളിൽ നിന്നും മനസ്സിലാകുന്നത്. 2-3 സൗരപിണ്ഡം എന്ന വിലയാണ്‌ പൊതുവെ അംഗീകരിക്കപ്പെടുന്നത്.[30] ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിന്റെ പിണ്ഡമാകട്ടെ സൂര്യന്റെ 1.4-2 ഇരട്ടി വരെയാണെന്നും അനുമാനിക്കുന്നു.

സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനത്തിനുമുമ്പ് നക്ഷത്രക്കാറ്റിന്റെ ഭാഗമായി ജനകനക്ഷത്രത്തിന്റെ പിണ്ഡത്തിന്റെ വലിയൊരു ഭാഗവും നഷ്ടപ്പെട്ടു എന്നതാണ്‌ പിണ്ഡവ്യത്യാസം വിശദീകരിക്കാൻ മുന്നോട്ടുവയ്ക്കുന്ന ഒരു സിദ്ധാന്തം. എന്നാൽ ഇത് ശരിയാണെങ്കിൽ നീഹാരികയ്ക്കുചുറ്റും ഒരു ഷെൽ ഉണ്ടാകേണ്ടതാണ്‌. വിവിധ തരംഗദൈർഘ്യങ്ങളിൽ നിരീക്ഷിച്ചിട്ടും ഇതുവരെ ഇങനെയൊരു ഷെൽ കണ്ടെത്താൻ സാധിച്ചിട്ടില്ല.[31]

സൗരയൂഥവസ്തുക്കളുടെ സംതരണം

[തിരുത്തുക]

ക്രാബ് നെബുലയുടെ സ്ഥാനം ക്രാന്തിവൃത്തത്തിൽ (ഭൂമി സൂര്യനുചുറ്റും പരിക്രമണം ചെയ്യുന്ന തലം) നിന്ന് 1½ ° മാത്രം മാറിയാണ്‌. അതിനാൽ ചന്ദ്രനും ഇടയ്ക്ക് ഗ്രഹങ്ങളും നീഹാരികയ്ക്ക് മുന്നിലൂടെ കടന്നുപോകുന്നു. ഇങ്ങനെ സംതരണം, ഉപഗൂഹനം എന്നിവ സംഭവിക്കാം. സൂര്യൻ നീഹാരികയെ ഒരിക്കലും മറയ്ക്കുന്നില്ലെങ്കിലും സൂര്യന്റെ കൊറോണ ഇതിനുമുന്നിലൂടെ കടന്നുപോകാം. സംതരണങ്ങളുടെയും ഉപഗൂഹനങ്ങളുടെയും സമയത്ത് നീഹാരികയിൽ നിന്നുള്ള വികിരണത്തിൽ എന്ത് മാറ്റം വരുന്നു എന്ന് നിരീക്ഷിക്കുന്നത് വഴി നീഹാരികയെക്കുറിച്ചും അതിനുമുന്നിലൂടെ കടന്നുപോകുന്ന വസ്തുവിനെക്കുറിച്ചും കൂടുതൽ വിവരങ്ങൾ നൽകും.

നെബുലയിൽ നിന്നുള്ള എക്സ് വികിരണങ്ങളുടെ മാപ്പുണ്ടാക്കാൻ ചാന്ദ്രസംതരണങ്ങൾ ഉപയോഗപ്പെടുത്തിയിട്ടുണ്ട്. ചന്ദ്ര ഒബ്സർവേറ്ററി ഉൾപ്പെടെയുള്ള എക്സ് റേ ദൂരദർശിനികളടങ്ങിയ ബഹിരാകാശവാഹനങ്ങൾ വിക്ഷേപിക്കപ്പെടുന്നതിനുമുമ്പ് എക്സ് റേ നിരീക്ഷണങ്ങളുടെ വ്യതിരിക്തത വളരെ മോശമായിരുന്നു. എന്നാൽ ചന്ദ്രൻ അതിനുമുന്നിലൂടെ കടന്നുപോകുമ്പോൾ സ്രോതസ്സിന്റെ സ്ഥാനം വളരെ കൃത്യതയോടെ അറിയാനാകും. ഇങ്ങനെ നീഹാരികയുടെ പ്രഭയിൽ വരുന്ന മാറ്റങ്ങളിൽ നിന്ന് എക്സ് വികിരണത്തിന്റെ നല്ല മാപ്പുകളുണ്ടാക്കാൻ സാധിക്കും.[32] ക്രാബ് നെബുലയിൽ നിന്ന് ആദ്യമായി എക്സ് രശ്മികൾ നിരീക്ഷിക്കപ്പെട്ടപ്പോൾ സ്രോതസ്സിന്റെ സ്ഥാനം മനസ്സിലാക്കിയത് ചാന്ദ്ര ഉപഗൂഹനത്തിന്റെ സഹായത്തോടെയായിരുന്നു.[22]

ഓരോ ജൂൺ മാസവും സൂര്യന്റെ കൊറോണ ക്രാബ് നെബുലയ്ക്ക് മുന്നിലൂടെ കടന്നുപോകുന്നു. നീഹാരികയിൽ നിന്നുള്ള റേഡിയോതരംഗങ്ങളിൽ വരുന്ന വ്യതിയാനങ്ങൾ കൊറോണയുടെ സാന്ദ്രതയെയും ഘടനയെയും കുറിച്ച് വിവരങ്ങൾ നൽകുന്നു. മുമ്പ് കരുതിയിരുന്നതിനെക്കാൾ ഏറെയാണ്‌ കൊറോണയുടെ വ്യാപ്തി എന്ന് ആദ്യനിരീക്ഷണങ്ങളിൽ നിന്നുതന്നെ വ്യക്തമായി. തുടർപഠനങ്ങൾ കൊറോണയുടെ സാന്ദ്രത തീരെ ഏകമാനമല്ലെന്നും തെളിയിച്ചു.[33]

അപൂർവമായാണെങ്കിലും ശനിയും നീഹാരികയ്ക്ക് മുന്നിലൂടെ കടന്നുപോകാം. ശനിയുടെ 2003-ലെ സംതരണം 1296-ന്‌ ശേഷം ആദ്യത്തേതായിരുന്നു. അടുത്ത സംതരണം നടക്കുക 2267-ലുമായിരിക്കും. 2003-ലെ സംതരണസമയത്ത് ചന്ദ്ര എക്സ് റേ ഒബ്സർവേറ്ററി ഉപയോഗിച്ച് ശരിയുടെ ഉപഗ്രഹമായ ടൈറ്റാനെ നിരീക്ഷിച്ചു. ടൈറ്റാന്റെ എക്സ്-റേ നിഴൽ അതിന്റെ ഖരഭാഗത്തെക്കാൾ വലുതാണെന്നാണ്‌ മനസ്സിലാക്കാൻ സാധിച്ചത്. എക്സ് രശ്മികൾ ടൈറ്റാന്റെ അന്തരീക്ഷത്തിൽ ആഗിരണം ചെയ്യപ്പെടുന്നതിനാലാണ്‌ ഇങ്ങനെ സംഭവിച്ചത്. ടൈറ്റാന്റെ അന്തരീക്ഷത്തിന്റെ ഉയരം 880 കി.മീ (550 മൈ) ആണെന്ന് ഇതിൽ നിന്ന് മനസ്സിലായി.[34] ചന്ദ്ര വാൻ അലൻ വലയത്തിലൂടെ സഞ്ചരിക്കുകയായിരുന്നതിനാൽ ശനിയുടെ സംതരണം നിരീക്ഷിക്കാൻ സാധിച്ചിരുന്നില്ല.

കുറിപ്പുകൾ

[തിരുത്തുക]
  1. ^ സിഡ്നി വാൻ ഡെൻ ബെർഗ് 1969-ൽ അളന്ന വലിപ്പം.[3][35]
  2. ^ കാന്തിമാനമായ 8.4 - ഡിസ്റ്റൻസ് മോഡ്യുലസ് ആയ 11.5 ± 0.5 = −3.1 ± 0.5
  3. ^ ദൂരം × ടാൻ( വ്യാസകോൺ = 420″ ) = 4.1 ± 1.0 pc വ്യാസം = 13 ± 3 ly വ്യാസം

അവലംബം

[തിരുത്തുക]
  1. ↑ 1.0 1.1 1.2 1.3 "SIMBAD Astronomical Database". Results for NGC 1952. Retrieved 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. ↑ 3.0 3.1 3.2 3.3 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". Archived from the original on 2012-01-25. Retrieved 2010-08-27.
  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.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (link)
  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 (link)
  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.; 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. doi:10.1086/186051. {{cite journal}}: More than one of |pages= and |page= specified (help)
  14. ↑ "Animation showing expansion from 1973 to 2001". Apod.nasa.gov. Retrieved 2010-03-20.
  15. ↑ Trimble, Virginia Louise (September 1968). "Motions and Structure of the Filamentary Envelope of the Crab Nebula". Astronomical Journal. 73: 535. doi:10.1086/110658.
  16. ↑ 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.
  17. ↑ 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.{{cite journal}}: CS1 maint: unflagged free DOI (link)
  18. ↑ 18.0 18.1 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.
  19. ↑ 19.0 19.1 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.
  20. ↑ Minkowski, R. (1942). "The Crab Nebula". Astrophysical Journal. 96: 199. doi:10.1086/144447.
  21. ↑ 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.
  22. ↑ 22.0 22.1 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.
  23. ↑ 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.
  24. ↑ Del Puerto, C. (2005). "Pulsars In The Headlines". EAS Publications Series. 16: 115–119. doi:10.1051/eas:2005070.
  25. ↑ 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.
  26. ↑ Harnden, F. R.; Seward, F. D. (1984). "Einstein observations of the Crab nebula pulsar". Astrophysical Journal. 283: 279–285. doi:10.1086/162304.
  27. ↑ Kaufmann, W. J. (1996). Universe (4th ed.). New York: W. H. Freeman. p. 428. ISBN 0716723794.
  28. ↑ 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.
  29. ↑ 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 (published 1985): 97–113.
  30. ↑ 30.0 30.1 Davidson, K.; Fesen, R. A. (1985). "Recent developments concerning the Crab Nebula". Annual review of astronomy and astrophysics. (A86-14507 04-90). 23 (507). Palo Alto, CA: Annual Reviews, Inc.: 119–146. doi:10.1146/annurev.aa.23.090185.001003.
  31. ↑ 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.
  32. ↑ 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.
  33. ↑ Erickson, W. C. (1964). "The Radio-Wave Scattering Properties of the Solar Corona". Astrophysical Journal. 139: 1290. doi:10.1086/147865.
  34. ↑ 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.
  35. ↑ van den Bergh, Sidney (1970). The Astrophysical Journal. 160 (letters): L27. {{cite journal}}: Missing or empty |title= (help)
"https://ml.wikipedia.org/w/index.php?title=ക്രാബ്_നെബുല&oldid=3630060" എന്ന താളിൽനിന്ന് ശേഖരിച്ചത്