سديم السرطان

الإحداثيات: ، +22° 00′ 52.1″

سديم السرطان ويُعهد كذلك باسم مسييه 1 (بالإنجليزية: Messier 1)‏ (أوطبقا لـ الفهرس العام الجديد إذا جي سي 1952) هوبقايا مستعر أعظم وسديم رياح نبضية في كوكبة الثور. كان جون بفيس قد لاحظ هذا السديم سنة 1731، وتطابق مسقطه المكتشف مع سجلات تاريخية تعود للعرب والصينيين والكوريين واليابانيين لمسقط نجم لامع ظهر سنة 1054 . وتفيد هذه السجلات حتى النجم كان لامعًا لدرجة أنه بقي ظاهرًا في وضح النهار طيلة 23 يومًا، وفي الليل طيلة 653 يومًا. 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.

تزيد طاقة هذا السديم المنبعثة على شكل أشعة سينية وأشعة غاما عن 30 كيلوإلكترون فولت (keV)، ويُعتبر سديم السرطان أقوى مصدر مستمر لهذه الطاقة في السماء حيث يَصل فيضه أيضاً إلى طاقة قدرها ¹⁴10 *5إلكترون فولت (eV). يبعد سديم السرطان نحو6,500 سنة ضوئية عن الأرض. كما يَبلغ قطره حوالي 11 سنة ضوئية ويتمدد بسرعة تصل إلى نحو1,500 كيلومتر في الثانية.

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

يُعَد سديم السرطان مصدرًا إشعاعيًّا لدراسة الأجرام السماوية التي يحتجب بها. في عقود 1950 و1960 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

عرض فيديولسديم 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.

تشير السجلات التاريخية إلى ظهور نجم حديث يلمع في وقت النهار رُصد من قبل الفلكيين الصينيين والعرب ووُصف مكان تموضعه بشكل متطابق في السماء من قبل الطرفين. وبالنظر إلى البعد بينهما فإن نجم النهار الذي رصده العرب والصينيون كان لابد حتىقد 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 أوأيار. 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. وبذلك أصبح سديم السرطان أول جرم سماوي مُثبت أنه نشأ بسبب انفجار مستعر أعظم.

الخواص الفيزيائية

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.

يَبدوسديم السرطان في الضوء المرئي على أنه يتألف من تجمع واسع بيضوي - إهليجي - الشكل من الشعيرات يُحيط بمنطقة مركزية زرقاء، بعرض يبلغ أربعة دقائق قوسية وطولستة دقائق قوسية. يُعتقد حتى شكله ثلاثي الأبعاد سيكون كروياً متطاولاً. 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 و18,000 كلفن، أما كثافتها فحوالي 1,300 جزيء في السنتيمتر المكعب.

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

البُعد

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

على الرغم من حتى سديم السرطان محور مهم لمناقشات فهماء الفلك، إلا حتى المسافة التي تفصلنا عنه ما زالت سؤالاً مطروحاً. وذلك بسبب الشك في أساليب جميع الطرق المستخدمة في حساب المسافة. وُجد إجماع سنة 2008 على حتى المسافة التي تفصل الأرض عن سديم السرطان تبلغ 2.0 ± 0.5 ألف فرسخ فلكي (6500 ± 1600 سنة ضوئية). يتمدد سديم السرطان حالياً نحوالخارج بسرعة 1500 كيلومتر في الساعة. وقد أخذت صور عديدة لهذا السديم على مر الكثير من السنين دون اكتشاف توسعه البطيء، 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.

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

الكتلة

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.

الطارات الغنية بالهليوم

إحدى المكونات الكثيرة 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 هجريب الطارة.

النجم المركزي

يُوجد نجمان خافتان في مركز سديم السرطان. وأحدهما هوالنجم المسؤول عن وجود السديم. وقد حُدد لأول مرة سنة 1942 عندما لاحظ رودولف مينكوسكي طيفاً بصرياً كبيراً بشكل غير اعتيادي. وُجٍدت سنة 1949 منطقة كمصدر كبير للأمواج الإشعاعية،وللأشعة السينية سنة 1963، وحُدد كواحد من ألمع النجوم بأشعة غاما في السماء سنة 1967. اكتشف سنة 1968 حتى 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، فهويَبعث الكثير 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 حتى مصدر الانبعاثات هي حضارة متطورة متواجدة هناك. على أي حال فإن اكتشاف مصدر الإشعاعات النبضية في قلب السديم كان دليلاً على حتى النباض تشكل نتيجة انفجار مستعر أعظم.

يُعتقد حتى قطر نباض السرطان يتراوح بين 28 إلى 30 كيلومتر، ويُصدر نبضة إشعاعية جميع 33 ميلي ثانية، ويكون طول الموجة النبضية على نحوالطيف الكهرومغناطيسي، من الأمواج الراديوية إلى الأشعة السينية. ومثل جميع النباضات المعزولة فإن فترة الدوران تتباطأ تدريجياً. يُظهر تباطؤ فترة دوران النباض أحياناً تغيرات حادة، وتعهد باسم "الخلل"، ويُعتقد حتى 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.

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 حتى التغيرات على الأجسام الفلكية تتطور بشكل بطيء، تحدد على مقياس زمني يمتد لعدة سنين. أكثر التغيرات الديناميكة تحدث في السديم في النقطة التي تصطدم فيها الرياح الاستوائية للنباض مع كتلة السديم، مُشكلَة ما يُعهد بالموجة الصدمية. يتغير شكل وموضع هذه الملامح بسرعة، فالرياح الاستوائية تبدوكحزم رقيقة تنحني وتلمع ثم تتلاشى حدثا ابتعدت عن النباض إلى حتى تخرج من جسمه الرئيسي.

سلف النجم المركزي

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 حتى يَنفجرا كمستعر أعظم: الأقزام البيضاء والنجوم عالية الكتلة. النوع الأول هونجم كان قزماً أبيضاً بكتلة الشمس التقط مادة إضافية من نجم مجاور له إلى حتى وَصلَ إلى كتلة حرجة هي حد شاندراسيخار مما أدى إلى انفجاره. أما النوع الثاني فهونجم كان ذوكتلة 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 حتى 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 بينتسعة إلى 11 ضعف كتلة الشمس. وطبقاً للنظرية فإن نجماً كتلته أقل منثمانية أضعاف كتلة الشمس لا يمكن حتى 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 هجريب كيميائي مختلف عن هجريب سديم السرطان .

إحدى أكبر المشكلات التي قابلت دراسة سديم السرطان حتى كتلة السديم مع كتلة النباض أقل بكثير من الكتلة المتنبأ بها لكتلة النجم السلف، والسؤال الكبير الذي ما زال بدون حل هوأين مضىت الكتلة المفقودة. 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 حتى كتلته تتراوح من 1 إلىخمسة أضعاف كتلة الشمس، وتعتبر القيمة المقبولة من 2-3 أضعاف كتلة الشمس. 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.

عبور أجرام النظام الشمسي

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

استخدم 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 اجتياز القمر أمام السديمقد يكون التوضع مناسباً جداً. ويمكن استعمال تغيرات الإضاء لرسم خرائط لانبعثات الأشعة السينية بألوان "كاذبة" مختلفة، يعبر جميع لون عن أشعة سينية منخفضة الطاقة، أشعة سينية متوسطة الطاقة وأشعة سينية عالية الطاقة، حيث يصدر جميع منها من مسقط معين في السديم. فعند رصد أول أشعة سينية صادرة من السديم، استخدم احتجاب القمر لتحديد مصدر الأشعة بدقة.

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

من النادر حتى يعبر زحل سديم السرطان، وقد كان آخر اجتياز كهذا في سنة 2003، في حين حتى العبور الذي سبقه كان سنة 1296، وسيحدث العبور التالي سنة 2267. استخدم تلسكوب شاندرا الفضائي للأشعة السينية في مراقبة قمر زحل تايتان. ليكتشف حتى 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 نحو800 كيلومتر. ولن يستطيع تلسكوب شاندرا الفضائي للأشعة السينية مراقبة اجتياز زحل القادم لأنه سيمر خلال حزام فان آلن الإشعاعي في ذلك الوقت.

المراجع

↑ "SIMBAD Astronomical Database". Results for NGC 1952. مؤرشف من الأصل في 30 مايو2019. اطلع عليه بتاريخ 25 ديسمبر 2006.
^ 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. مؤرشف من الأصل في 01 مارس 2020.
↑ 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. مؤرشف من الأصل في 22 نوفمبر 2018.
^ Carroll, Bradley W.; Ostlie, Dale A. "An Introduction to Modern Astrophysics, Second Edition". مؤرشف من الأصل في 20 يونيو2018.
^ Supernova 1054 - Creation of the Crab Nebula^{[وصلة مكسورة]}نسخة محفوظة 03 سبتمبر 2011 على مسقط واي باك مشين.
^ 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. مؤرشف من الأصل في 29 مارس 2020. صيانة CS1: التاريخ والسنة (link)
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. مؤرشف من الأصل في 29 مارس 2020. صيانة CS1: التاريخ والسنة (link)
^ Brecher, K. (1983). "Ancient records and the Crab Nebula supernova". The Observatory. 103: 106–113. مؤرشف من الأصل فيسبعة يوليو2019. اطلع عليه بتاريخ 04 يونيو2008.
^ Miller, Williams C. (1955). "Two possible astronomical pictographs found in northern Arizona". Plateau. 27 (4): 6–13.
^ Glyn Jones K. (1976), The Search for the Nebulae, Journal of the History of Astronomy, v. 7, p.67
^ 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 نسخة محفوظة 15 مارس 2020 على مسقط واي باك مشين.
^ Mayall N.U. (1939), The Crab Nebula, a Probable Supernova, Astronomical Society of the Pacific Leaflets, v. 3, p.145 نسخة محفوظة 13 ديسمبر 2018 على مسقط واي باك مشين.
^ 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. مؤرشف من الأصل في 22 نوفمبر 2018.
^ 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. مؤرشف من الأصل في 22 نوفمبر 2018.
^ Shklovskii, Iosif (1953). "On the Nature of the Crab Nebula's Optical Emission". Doklady Akademii Nauk SSSR. 90: 983.
^ 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)
^ 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. مؤرشف من الأصل في 22 نوفمبر 2018.
^ "Animation showing expansion from 1973 to 2001". Apod.nasa.gov. مؤرشف من الأصل في ثلاثة مارس 2018. اطلع عليه بتاريخ 20 مارس 2010.
^ Trimble, Virginia Louise (September 1968). "Motions and Structure of the Filamentary Envelope of the Crab Nebula". Astronomical Journal. 73: 535. doi:10.1086/110658. مؤرشف من الأصل في 22 نوفمبر 2018.
^ 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. مؤرشف من الأصل في 22 نوفمبر 2018.
^ 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. مؤرشف من الأصل في 22 نوفمبر 2018.
↑ 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. مؤرشف من الأصل في 22 نوفمبر 2018.
^ Minkowski, R. (1942). "The Crab Nebula". Astrophysical Journal. 96: 199. doi:10.1086/144447.
^ Bolton, J. G.; Stanley, G. J.; Slee, O. B. (1949). "Positions of three discrete sources of Galactic radio frequency radiation". تخصصر (مجلة). 164 (4159): 101–102. doi:10.1038/164101b0.
↑ Bowyer, S.; Byram, E. T.; Chubb, T. A.; Friedman, H. (1964). "Lunar Occultation of X-ray Emission from the Crab Nebula". ساينس. 146 (3646): 912–917. doi:10.1126/science.146.3646.912. PMID 17777056.
^ 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.
^ Del Puerto, C. (2005). "Pulsars In The Headlines". EAS Publications Series. 16: 115–119. doi:10.1051/eas:2005070.
^ 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.
^ Harnden, F. R.; Seward, F. D. (1984). "Einstein observations of the Crab nebula pulsar". Astrophysical Journal. 283: 279–285. doi:10.1086/162304.
^ Kaufmann, W. J. (1996). Universe (الطبعة 4th). New York: W. H. Freeman. صفحة 428. ISBN .
^ 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.
^ Nomoto, K. (October 11, 1984). خط في 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 (نشر 1985): 97–113. مؤرشف من الأصل في 22 نوفمبر 2018.
↑ 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. مؤرشف من الأصل في 22 نوفمبر 2018.
^ 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.
^ 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.
^ Erickson, W. C. (1964). "The Radio-Wave Scattering Properties of the Solar Corona". Astrophysical Journal. 139: 1290. doi:10.1086/147865.
^ 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]. نسخة محفوظة 20 يوليو2017 على مسقط واي باك مشين.