Quelltext der Seite Krebsnebel

{{Infobox Astronomisches Objekt
| Name = Daten des Krebsnebels
| Typ = Supernovaüberrest
| Bild = Crab Nebula.jpg
| Bildtext = Krebsnebel, Aufnahme des [[Hubble-Weltraumteleskop]]s
| Sternbild = Tau
| Rek = 5/34/31.97
| Dek = +/22/0/52.10
| Size = 6
| Caption = Krebsnebel (Messier 1)
| Objekt = Messier 1
| magV = 8,4
| magB = 
| Winkel = 6′ × 4′
| Entfernung = 6300 Lj
| Absolut = 
| Masse = 
| Durchmesser = 11 × 7
| Entdecker = [[John Bevis]]
| Entd-Datum = 1731
| Weiteres = 
| RekDekRef = 
| magVRef = <ref name="SEDS" />
| magBRef = 
| WinkelRef = 
| AbsolutRef = 
| MasseRef = 
| DurchmesserRef = 
| EntfernungRef = <ref name="trimble 1973">{{Literatur |Autor=V. Trimble |Titel=The Distance to the Crab Nebula and NP 0532 |Sammelwerk=Publications of the [[Astronomical Society of the Pacific]] |Band=85 |Datum=1973 |Seiten=579 |bibcode=
1973PASP...85..579T}}</ref>
| MES = 1
| NGC = 1952
| IRAS = 05314+2200
| Katalog =Sh&nbsp;2–244
}}

Der '''Krebsnebel''' ist sowohl ein [[Supernovaüberrest]] als auch ein [[Pulsarwind-Nebel]] im [[Sternbild]] [[Stier (Sternbild)|Stier]] und wird im [[Messier-Katalog]] als ''M&nbsp;1'' sowie im [[New General Catalogue]] als ''NGC&nbsp;1952'' geführt.

Der Krebsnebel erscheint im [[Lichtspektrum|sichtbaren Licht]] als [[Oval (Geometrie)|ovaler]] Körper mit breiten Filamenten. Dieser Körper ist rund 6 [[Bogenminute]]n lang und 4 Bogenminuten breit und umgibt eine diffuse blaue Region im Zentrum. Die Filamente sind Überreste der Atmosphäre des Ursprungssterns und enthalten zum größten Teil [[Ionisation|ionisiertes]] [[Helium]] und [[Wasserstoff]] und weiterhin [[Kohlenstoff]], [[Sauerstoff]], [[Stickstoff]], [[Eisen]], [[Neon]] und [[Schwefel]]. Seine Entfernung lässt sich nur mit Unsicherheiten von ± 500 [[Parsec]] auf etwa 2000 Parsec bestimmen.<ref name="trimble 1973" /><ref>{{Literatur |Autor=D. L. Kaplan, S. Chatterjee, B. M. Gaensler, J. Anderson|Titel=A Precise Proper Motion for the Crab Pulsar, and the Difficulty of Testing Spin-Kick Alignment for Young Neutron Stars |Sammelwerk=Astrophysical Journal |Band=677 |Nummer=2 |Datum=2008 |Seiten=1201-1215 |bibcode=2008ApJ...677.1201K}}</ref>

Der Krebsnebel ist eines der am intensivsten erforschten Objekte der Astronomie.<ref name="Bietenholz2015">{{Literatur |Autor=Michael F. Bietenholz, Richard L. Nugent |Titel=New expansion rate measurements of the Crab Nebula in radio and optical |Sammelwerk=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |Band=454 |Nummer=3 |Datum=2015 |Seiten=2416-2422 |bibcode=2015MNRAS.454.2416B}}</ref>

== Erforschung ==

=== Erste Sichtung im Jahr 1054 ===
{{Siehe auch|Supernova 1054}}

Einem Mönch in Flandern fiel am 11.&nbsp;April 1054 eine „helle Scheibe am Nachmittag“ auf. Dies war die erste überlieferte Beobachtung einer [[Supernova]]-Explosion. Bekannter ist, dass am 4.&nbsp;Juli 1054 ein chinesischer Hofastronom einen Stern entdeckte, der auch tagsüber neben der Sonne sichtbar war. Auch in Nordamerika stellen Zeichnungen diese Supernova-Explosion dar, aus der der Nebel anschließend entstand. Insgesamt konnten bisher 13 zeitnahe historische Quellen zu diesem Himmelsereignis von 1054 gefunden werden.

=== Entdeckung des Nebels ===
[[Datei:M1rosse.jpg|mini|links|Skizze des Krebsnebels, [[William Parsons|Lord Rosse]], 1844]]
Der nebelartige Überrest wurde im Jahr 1731 von [[John Bevis]] sowie, davon unabhängig, von [[Charles Messier]] am 28.&nbsp;August 1758 entdeckt. Diese Entdeckung war für Messier der Auslöser zur Erstellung des [[Messier-Katalog]]s, in dem der Krebsnebel als erstes Objekt ''M&nbsp;1'' eingeordnet ist. Die Benennung als ''Krebsnebel'' wird häufig [[William Parsons|Lord Rosse]] zugeschrieben, der den Nebel mit seinem großen Spiegelteleskop detailliert beobachten konnte und eine Zeichnung im Jahr 1844 publizierte. Jedoch wurde die Ähnlichkeit der [[Filament (Kosmologie)|Filamente]] mit den Extremitäten eines [[Krebstiere|Krebses]], die in dieser Zeichnung besonders ausgeprägt ist, anderweitig schon früher angedeutet.<ref>{{Literatur |Autor=R. Charles Mollan |Titel=William Parsons, 3rd Earl of Rosse: Astronomy and the castle in nineteenth-century Ireland |Verlag=Oxford University Press |Datum=2015}}</ref> Gegen Ende des 19. Jahrhunderts publizierte [[Isaac Roberts]], ein Pionier der [[Astrofotografie]], erste Aufnahmen des Krebsnebels und stellte dabei fest, dass der Nebel den zuvorbekannten Zeichnungen nicht ähnelte.<ref>{{Literatur |Autor=[[Isaac Roberts]] |Titel=Photographs of the Region of the "Crab" Nebula, 1 M. Tauri |Sammelwerk=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]] |Band=52 |Datum=1892 |Seiten=502 |bibcode=1892MNRAS..52..502R}}</ref><ref>{{Literatur |Autor=Isaac Roberts |Titel=A Selection of Photographs of Stars, Star-clusters and Nebulae|Band= Volume II |Verlag=The Universal Press |Ort=London |Datum=1899 |Seiten=164 |Online=[http://www.archive.org/details/selectionofphoto02robeuoft digitalisiert]}}</ref>

Spektroskopische Untersuchungen in den 1910er Jahren von [[Vesto Slipher]] zeigten, dass der Nebel aufgrund von Spektrallinien aus [[Wasserstoff]] und [[Helium]] besteht, wobei deren Spektrallinien  aufgespalten sind. Er vermutete den [[Stark-Effekt]] als Ursache.<ref>{{Literatur |Autor=[[Vesto Melvin Slipher]] |Titel=Spectrographic Observations of Nebulae and Star Clusters |Sammelwerk=Publications of the Astronomical Society of the Pacific |Band=28 |Datum=1916 |Seiten=191-192}}{{Webarchive |url=http://messier.seds.org/xtra/Pdfref/1916PASP...28..191S.pdf |wayback=20160313075152 |text=Digitalisiert}}</ref> [[Roscoe Frank Sanford]] überlegte kurz darauf, dass auch entgegengesetzte [[Dopplerverschiebung]]en mit Geschwindigkeiten von -600 bis -1000 km/s und 1620 bis 1750 km/s die Aufspaltung erklärt. Bei seinen Untersuchungen erkannte er zudem, dass der hellste Bereich blau leuchtet und ein kontinuierliches Spektrum besitzt.<ref>{{Literatur |Autor=[[Roscoe Frank Sanford]] |Titel=Spectrum of the Crab Nebula |Sammelwerk=Publications of the Astronomical Society of the Pacific |Band=31 |Nummer=180 |Datum=1919 |Seiten=108-109 |bibcode=1919PASP...31..108S}}</ref> Diese Resultate wurden später  von [[Walter Baade]] durch Aufnahmen mit schmalbandigen Filtern bestätigt, die zudem zeigten, dass der helle bläuliche Bereich im Zentrum liegt und etwa 80 % der Helligkeit des Nebels ausmachte, während die Linienspektren von den Filamenten herrührten.<ref name="baade filamente">{{Literatur |Autor=[[Walter Baade]] |Titel=The Crab Nebula |Sammelwerk=Astrophysical Journal |Band=96 |Datum=1942 |Seiten=188 |bibcode=1942ApJ....96..188B}}</ref>

=== Supernova ===
Im Jahr 1921 entdeckte [[Carl Otto Lampland]] anhand von verschieden weit zurückliegenden Aufnahmen, dass sich der Krebsnebel über die Zeit hinweg verändert.<ref>{{Literatur |Autor=[[Carl Otto Lampland]] |Titel=Observed Changes in the Structure of the "Crab" Nebula (N. G. C. 1952) |Sammelwerk=[[Publications of the Astronomical Society of the Pacific]] |Band=33 |Nummer=192 |Datum=1921 |Seiten=79 |bibcode=1921PASP...33...79L}}</ref> Noch im gleichen Jahr wurde dies anhand weiterer Aufnahmen durch [[John Charles Duncan]] bestätigt, der zudem erkannte, dass es sich bei der Veränderung um eine Expansion handelt<ref>{{Literatur |Autor=[[John Charles Duncan]] |Titel=Changes Observed in the Crab Nebula in Taurus |Sammelwerk=Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America |Band=7 |Nummer=6 |Datum=1921 |Seiten=179-180.1 |bibcode=1921PNAS....7..179D}}</ref> und [[Knut Lundmark]] wies darauf hin, dass auch die in chinesischen Schriften verzeichnete Nova aus dem Jahr 1054 nahe dem Krebsnebel liegen müsse.<ref>{{Literatur |Autor=[[Knut Lundmark]] |Titel=Suspected New Stars Recorded in Old Chronicles and Among Recent Meridian Observations |Sammelwerk=Publications of the Astronomical Society of the Pacific |Band=33 |Nummer=195 |Datum=1921 |Seiten=225 |bibcode=1921PASP...33..225L}}</ref> Sieben Jahre später schloss [[Edwin Hubble]] durch Zurückberechnung der Expansion auf diese Nova vor rund 900 Jahren.<ref>{{Literatur |Autor=[[Edwin Hubble]] |Titel=Novae or Temporary Stars |Sammelwerk=Astronomical Society of the Pacific Leaflet |Band=1 |Nummer=14 |Datum=1928 |Seiten=55 |bibcode=1928ASPL....1...55H}}</ref>

Rund 10 Jahre später bestimmte [[Nicholas Ulrich Mayall]] anhand der Doppleraufspaltung der Spektrallinien die tatsächliche Ausdehnungsgeschwindigkeit zu 1300 km/s und ermittelte durch Vergleich mit der scheinbaren Expansion die Entfernung von 1500 [[Parsec]] (4900 [[Lichtjahr]]e).<ref>{{Literatur |Autor=[[Nicholas Ulrich Mayall]] |Titel=The Spectrum of the Crab Nebula in Taurus |Sammelwerk=Publications of the Astronomical Society of the Pacific |Band=49 |Nummer=288 |Datum=1937 |Seiten=101 |bibcode=1937PASP...49..101M}}</ref> Walter Baade und Knut Lundmark erkannten daraufhin, dass es sich aufgrund der großen Distanz zusammen mit der im Jahr 1054 beobachteten hohen Helligkeit um eine sogenannte Supernova handeln müsse:<ref>{{Literatur |Autor=Walter Baade |Titel=The Absolute Photographic Magnitude of Supernovae |Sammelwerk=Astrophysical Journal |Band=88 |Datum=1938 |Seiten=285 |bibcode=1938ApJ....88..285B}}</ref> Nur wenige Jahre zuvor entdeckte Walter Baade zusammen mit [[Fritz Zwicky]], dass es neben einer Nova eine viel leuchtkräftigere, aber seltenere „Super-nova“ geben kann, bei der ein (von ihnen postulierter) [[Neutronenstern]] entsteht.<ref>{{Literatur |Autor=Walter Baade, [[Fritz Zwicky]] |Titel=On Super-novae |Sammelwerk=Contributions from the Mount Wilson Observatory |Band=3 |Datum=1934 |Seiten=73-78 |bibcode=1934CoMtW...3...73B}}</ref><ref>{{Literatur |Autor=Walter Baade, Fritz Zwicky |Titel=Cosmic Rays from Super-novae |Sammelwerk=Contributions from the Mount Wilson Observatory |Band=3 |Datum=1934 |Seiten=79-83 |bibcode=1934CoMtW...3...79B}}</ref> Spektroskopische Untersuchungen Anfang der 1940er Jahre von [[Rudolph Minkowski]] erhärteten diese These. Die Spektroskopien deuteten auf etwa eine [[Sonnenmasse]] bei einem Durchmesser von höchstens 2 % der Sonne und somit eine zumindest 180.000-fachen Dichte und — was ihn von einem [[weißer Zwerg|weißen Zwerg]] unterscheidet — eine Temperatur von 500.000 [[Kelvin]] sowie der 30.000-fachen [[Sonnenleuchtkraft|Leuchtkraft der Sonne]] hin.<ref>{{Literatur |Autor=[[Rudolph Minkowski]] |Titel=The Crab Nebula |Sammelwerk=Astrophysical Journal |Band=96 |Datum=1942 |Seiten=199 |bibcode=1942ApJ....96..199M}}</ref>

=== Synchrotronstrahlung ===
Im Jahr 1948 fand [[John Gatenby Bolton]] mit weiteren Wissenschaftlern an der Position des Nebels die [[Radiostrahlung|Radioquelle]] Taurus A<ref>{{Literatur |Autor= John G. Bolton, G. J. Stanley, O. B. Slee |Titel=Positions of three discrete sources of Galactic radio frequency radiation |Sammelwerk=[[Nature]] |Band=164 |Nummer=4159 |Datum=1949 |Seiten=101–102 |DOI=10.1038/164101b0 |bibcode=1949Natur.164..101B}}</ref><ref>{{Literatur |Autor=J. G. Bolton, G. J. Stanley |Titel=The Position and Probable Identification of the Source of the Galactic Radio-Frequency Radiation Taurus-A |Sammelwerk=Australian Journal of Scientific Research A |Band=2 |Datum=1949 |Seiten=139 |bibcode=1949AuSRA...2..139B}}</ref>, und erkannte, dass die hohe Intensität wahrscheinlich nicht durch thermische Prozesse hervorgerufen wird. [[Hannes Alfvén]] und [[Nicolai Herlofson]] schlugen kurz darauf eine [[Synchrotronstrahlung]] als Erklärung vor, die von fast [[Lichtgeschwindigkeit|lichtschnellen]] Elektronen in einem starken Magnetfeld hervorgerufen wird.<ref>{{Literatur |Autor=[[Hannes Alfvén]], [[Nicolai Herlofson]] |Titel=Cosmic Radiation and Radio Stars |Sammelwerk=[[Physical Review]] |Band=78 |Nummer=5 |Datum=1950 |Seiten=616 |bibcode=1950PhRv...78..616A}}</ref> Im Jahr 1953 vermutete [[Iosef Shklovsky]], dass auch das blaue Leuchten des Zentrums durch Synchrotronstrahlung hervorgerufen wird und dieses aufgrund des Magnetfelds polarisiert ist.<ref>{{Literatur |Autor=Iosef Shklovsky |Titel=On the Nature of the Crab Nebula’s Optical Emission |Sammelwerk=Doklady Akademii Nauk SSSR |Band=90 |Datum=1953 |Seiten=983 }}</ref> Diese Polarisation wiesen [[Mikheil Vashakidze]] und [[Viktor Alekseyevich Dombrovskij]] im Folgejahr nach, die Quelle der Elektronen und des Magnetfelds blieben jedoch Gegenstand einer Kontroverse.<ref>{{Literatur |Autor=[[Jan Hendrik Oort]], [[Theodore Walraven]] |Titel=Polarization and composition of the Crab nebula |Sammelwerk=Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands |Band=12 |Seiten=285 |bibcode=1956BAN....12..285O}}</ref><ref>{{Literatur |Autor=J. H. Piddington |Titel=The Crab Nebula and the Origin of Interstellar Magnetic Fields |Sammelwerk=Australian Journal of Physics |Band=10 |Datum=1957 |Seiten=530 |bibcode=1957AuJPh..10..530P}}</ref>

Erste [[Röntgenastronomie|röntgenastronomische Beobachtungen]], die nur außerhalb der Atmosphäre möglich sind, wurden ab 1963 mit [[Aerobee]]-Raketen durchgeführt. Dabei wurden zunächst nur zwei sehr helle Röntgenquellen entdeckt, und der  Krebsnebel mit einer von ihnen, Taurus X-1, identifiziert.<ref name="Bowyer">{{Literatur |Autor=S. Bowyer, E. T. Byram, T. A. Chubb, H. Friedman |Titel=X-ray Sources in the Galaxy |Sammelwerk=Nature |Band=201 |Nummer=4926 |Datum=1964 |Seiten=1307-1308 |bibcode=1964Natur.201.1307B}}</ref> Dies gab auch Evidenzen für den Neutronenstern als Ursache des Magnetfeldes.<ref>{{Literatur |Autor=[[Lodewijk Woltjer]] |Titel=X-Rays and Type I Supernova Remnants |Sammelwerk=Astrophysical Journal |Band=140 |Datum=1964 |Seiten=1309-1313 |bibcode=1964ApJ...140.1309W}}</ref> Im Jahr 1967 erkannte man durch Instrumente an einem Höhenballon, dass es eine der stärksten Quellen für [[Gammastrahlung]] im Bereich bis 560 keV ist.<ref>{{Literatur |Autor=R. C. Haymes, D. V. Ellis, G. J. Fishman, J. D. Kurfess, W. H. Tucker |Titel=Observation of Gamma Radiation from the Crab Nebula |Sammelwerk=[[Astrophysical Journal Letters]] |Band=151 |Datum=1968 |Seiten=L9 |DOI=10.1086/180129 |bibcode=1968ApJ...151L...9H}}</ref> Zu dieser Zeit begann man auch, Gammastrahlung bis in den [[Elektronenvolt#Dezimale Vielfache|Teraelektronenvolt-Energiebereich]] mithilfe von [[Tscherenkow-Teleskop]]en zu untersuchen und konnte diese im Laufe der 1970er Jahre immer deutlicher nachweisen.<ref>{{Literatur |Autor=J. E. Grindlay |Titel=Very high-energy gamma ray astronomy |Sammelwerk=NASA. Goddard Space Flight Center The Structure and Content of the Galaxy and Galactic Gamma Rays |Datum=1977 |Seiten=81-98 |bibcode=1977NASCP...2...81G}}</ref>

=== Pulsar ===
<!--It appears that it may have been Richards, D., IAU Circ. No. 2114 (1968) (with a period) that is the true first published source for a pulsar but since there's no electronic online version to confirm, the Science article should remain the source for now.-->
[[Datei:Crab Lucky video2.gif|mini|Sequenz von Aufnahmen des Krebsnebel-Pulsars im nahen Infrarot: Zeitlupe des sich alle 33 [[Millisekunde]]n wiederholenden Haupt- und Nebenpulses.]]
Motiviert durch den Bericht über den ersten [[Pulsar]] im Jahr 1968 durchmusterten David H. Staelin und Edward C. Reifenstein den Himmel und entdeckten zwei pulsierenden Radioquellen "near the crab nebula that could be coincident with it" mithilfe des rund 90&nbsp;Meter durchmessenden [[Green-Bank-Observatorium#300 foot Radio Telescope|Radioteleskop in Green Bank]].<ref>{{Literatur |Autor=David H. Staelin, Edward C. Reifenstein, III |Titel=Pulsationg Radio Sources near Crab Nebula|Sammelwerk=International Astronomical Union Circulars |Nummer= 2110 |Datum=1968 |Online=http://web.archive.org/web/20160325132216/http://www.cbat.eps.harvard.edu/IAUCs/IAUC2110.jpg}}</ref><ref>{{Literatur |Autor=David H. Staelin, Edward C. Reifenstein, III|Titel=Pulsating radio sources near the Crab Nebula |Sammelwerk=[[Science]] |Band=162 |Nummer=3861 |Datum=1968 |Seiten=1481–1483 |JSTOR=1725616 |DOI=10.1126/science.162.3861.1481 |PMID=17739779 |bibcode=1968Sci...162.1481S}}</ref> Sie bezeichneten die Radioquellen mit NP 0527 und NP 0532. Die Periodendauer und die Position im Krebsnebel von NP 0532 wurde kurz darauf von Richard Lovelace und seinem Team mit dem über dreimal größeren [[Arecibo-Observatorium]] ermittelt.<ref>{{Webarchive |url=http://www.astro.cornell.edu/pdfs/CrabPeriodDiscovery1.pdf |wayback=20070714081059|text= IAU Circ. No. 2113, 1968}}</ref> Im Jahr 1969 konnte der Pulsar PSR B0531+21 im optischen Bereich mit dem Zentralstern des Krebsnebels identifiziert werden.<ref>{{Literatur |Autor=W. J. Cocke, M. J. Disney, D. J. Taylor |Titel=Discovery of Optical Signals from Pulsar NP 0532 |Sammelwerk=Nature |Band=221 |Nummer=5180 |Datum=1969 |Seiten=525-527 |bibcode=1969Natur.221..525C}}</ref> Die Pulse weisen einen Hauptpuls und einen Nebenpuls auf, wobei die Pulsform und Pulshöhe von dem Spektralbereich abhängen; bei Gammastrahlung kann der Nebenpuls höher als der Hauptpuls ausfallen. 

Aufgrund der Beobachtungen vermutete bereits im Jahr 1969 [[Wallace Hampton Tucker]], dass ein sogenannter Pulsarwind aus den fast lichtschnellen geladenene Teilchen beim Auftreffen in den umgebenden Nebel zu leuchten beginnt,<ref>{{Literatur |Autor=[[Wallace Hampton Tucker]] |Titel=Rotating Neutron Stars, Pulsars and Cosmic X-Ray Sources |Sammelwerk=Nature |Band=223 |Nummer=5212 |Datum=1969 |Seiten=1250-1252 |bibcode=1969Natur.223.1250T}}</ref> und fünf Jahre später präzisierten [[Martin John Rees]] und [[James Edward Gunn]], dass die relativistischen Elektronen und Positronen im torodialen magnetischen Feld um den Pulsar entstehen und die Synchrotronstrahlung einsetzt, sobald diese mit dem Nebel kollidieren.<ref>{{Literatur |Autor=[[Martin John Rees]], [[James Edward Gunn]] |Titel=The origin of the magnetic field and relativistic particles in the Crab Nebula |Sammelwerk=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |Band=167 |Datum=1974 |Seiten=1-12 |bibcode=1974MNRAS.167....1R}}</ref><ref>{{Literatur |Autor=R. Bühler, R. Blandford |Titel=The surprising Crab pulsar and its nebula: a review |Sammelwerk=Reports on Progress in Physics |Band=77 |Nummer=6 |Datum=2014 |bibcode=2014RPPh...77f6901B}}</ref>

Die Intensität der Pulse kann auch vereinzelt in einem Maße höher ausfallen, wie es bei sehr wenigen anderen Pulsaren beobachtet wurde. Diese Pulse höherer Intensität werden als ''Giant Pulse'' bezeichnet und treten mit einer 10-fachen Energie im Mittel etwa alle 10 Minuten auf,<ref>{{Literatur |Autor=I. R. Linscott, T. H. Hankins |Titel=High Frequency Observations of Giant Pulses from the Crab Pulsar |Sammelwerk=Bulletin of the American Astronomical Society |Band=12 |Datum=1980 |Seiten=820 |bibcode=1980BAAS...12..820L}}</ref> können aber auch mit der 2000-fachen Energie auftreten.<ref>{{Literatur |Autor=Lundgren, S. C.; Cordes, J. M.; Ulmer, M.; Matz, S. M.; Lomatch, S.; Foster, R. S.; Hankins, T. |Titel=Giant Pulses from the Crab Pulsar: A Joint Radio and Gamma-Ray Study |Sammelwerk=Astrophysical Journal |Band=453 |Datum=1995 |Seiten=433- |bibcode=1995ApJ...453..433L}}</ref> Nachfolgende Untersuchungen zeigten, dass sie teilweise nur 2 Nanosekunden lange Subpulse enthalten, so dass der Emissionsbereich kleiner als 1 Meter sein muss.<ref>{{Literatur |Titel=Nanosecond radio bursts from strong plasma turbulence in the Crab pulsar |Autor=Hankins, T. H.; Kern, J. S.; Weatherall, J. C.; Eilek, J. A. |Sammelwerk=Nature |Datum=2003 |bibcode=2003Natur.422..141H}}</ref> Der Entstehungsmechanismus ist noch nicht umfassend geklärt.<ref>{{Literatur|Titel=Giant pulses with nanosecond time resolution detected from the Crab pulsar at 8.5 and 15.1 GHz |Autor=Jessner, A.; Popov, M. V.; Kondratiev, V. I.; Kovalev, Y. Y.; Graham, D.; Zensus, A.; Soglasnov, V. A.; Bilous, A. V.; Moshkina, O. A. |Sammelwerk=Astronomy and Astrophysics |Band= 524|Datum=2010|bibcode=2010A&A...524A..60J}}</ref>

=== Filamente ===
Bereits im Jahr 1942 berichtete Walter Baade von Aufnahmen der Filamente mit schmalbandigen Filtern, mit denen er deren Ionisation durch charakteristische [[H-alpha|Spektrallinien von Wasserstoff]] nachwies.<ref name="baade filamente" /> Durch genauere Untersuchungen der ebenfalls vorhandenen Spektrallinien von Sauerstoff und Helium konnte [[Donald Edward Osterbrock]] im Jahr 1957 deren Temperatur von rund 15.000 Kelvin und Dichte mit 550 bis 3700 ionisierten Teilchen pro Kubikzentimeter bestimmen,<ref name="osterbrock">{{Literatur |Autor=[[Donald E. Osterbrock]] |Titel=Electron Densities in the Filaments of the Crab Nebula |Sammelwerk=Publications of the Astronomical Society of the Pacific |Band=69 |Nummer=408 |Datum=1957 |Seiten=227 |bibcode=1957PASP...69..227O}}</ref> was weitere Untersuchungen bestätigten.<ref>{{Literatur |Autor=R. A. Fesen, [[Robert Kirshner|R. P. Kirshner]] |Titel=The Crab Nebula. I – Spectrophotometry of the filaments |Sammelwerk=[[Astrophysical Journal]] |Nummer=258 |Datum=1982 |Seiten=1–10 |bibcode=1982ApJ...258....1F}}</ref> Kurz darauf vermutete man, dass die komplexe Gestalt der Filamente durch eine [[Rayleigh-Taylor-Instabilität]] an der Grenzschicht zwischen Neutronenstern und abgestoßenem Supernovarest hervorgerufen wird.<ref>{{Literatur |Autor=[[Russell Kulsrud]], Ira B. Bernstein, Martin Krusdal, Jerome Fanucci, Nathan Ness |Titel=On the Explosion of a Supernova Into the Interstellar Magnetic Field. II |Sammelwerk=Astrophysical Journal |Band=142 |Datum=1965 |Seiten=491 |bibcode=1965ApJ...142..491K}}</ref>

Neuere Untersuchungen zeigen, dass der Krebsnebel sich derzeit mit einer Geschwindigkeit von 1500&nbsp;km/s ausdehnt.<ref name="Bietneholz">{{Literatur |Autor=M. F. Bietenholz, P. P. Kronberg, D. E. Hogg, A. S. Wilson |Titel=The expansion of the Crab Nebula |Sammelwerk=Astrophysical Journal Letters |Band=373 |Datum=1991 |Seiten=L59–L62 |bibcode=1991ApJ...373L..59B}}</ref>  Rechnet man die Expansion zurück, erhält man ein Datum für die Bildung des Nebels, das auf mehrere Jahrzehnte nach 1054 verweist. Es scheint, als hätte sich der Nebel beschleunigt ausgedehnt.<ref>{{Literatur |Autor=V. Trimble |Titel=Motions and Structure of the Filamentary Envelope of the Crab Nebula |Sammelwerk=Astronomical Journal |Band=73 |Datum=1968 |Seiten=535 |bibcode=1968AJ.....73..535T}}</ref> Man vermutet, dass die notwendige Energie für die Beschleunigung vom Pulsar stammt, der das Magnetfeld verstärkte, und dass dadurch die Filamente vom Zentrum stärker wegbewegt wurden.<ref>{{Literatur |Autor=M. Bejger, P. Haensel |Titel=Accelerated expansion of the Crab Nebula and evaluation of its neutron-star parameters |Sammelwerk=Astronomy and Astrophysics |Band=405 |Datum=2003 |Seiten=747–751 |bibcode=2003A&A...405..747B}}</ref> Unterschiede in der zurückberechneten Expansion der Filamente und des Polarwindnebels stützen zudem die Rayleigh-Taylor-Instabilität als Erklärung der Filament-Morphologie.<ref name="Bietenholz2015" />
<!-- Hochaufgelöste Aufnahmen der Filamente mittels des [[Hubble-Weltraumteleskop]]s bestätigten Anfang der 1990er Jahre, dass derem Morphologie durch eine Rayleigh-Taylor-Instabilität an der Grenzschicht zwischen Pulsar und abgestoßenem Supernovarest hervorgerufen wird.<ref>{{cite journal|title=WFPC2 Studies of the Crab Nebula. III. Magnetic Rayleigh-Taylor Instabilities and the Origin of the Filaments| author=Hester, J. Jeff; Stone, James M.; Scowen, Paul A.; Jun, Byung-Il; Gallagher, John S., III; Norman, Michael L.; Ballester, Gilda E.; Burrows, Christopher J.; Casertano, Stefano; Clarke, John T.; Crisp, David; Griffiths, Richard E.; Hoessel, John G.; Holtzman, Jon A.; Krist, John; Mould, Jeremy R.; Sankrit, Ravi; Stapelfeldt, Karl R.; Trauger, John T.; Watson, Alan; Westphal, James A. |journal=Astrophysical Journal |volume=456 |pages=225|date=1996 |bibcode=1996ApJ...456..225H}}</ref>-->

=== Gesamtmasse ===
Aus seinen Beobachtungen versuchte Osterbrock bereits im Jahr 1957 aus den Daten die Gesamtmasse der Filamente zu bestimmen.<ref name="osterbrock" /> Der sich ergebende Wert von 2 Prozent der Sonnenmasse wurde jedoch später als zu gering erachtet. Folgende Untersuchungen deuten auf die 1-fache  bis 5-fache Masse der Sonne hin.<ref name="aj-bd113-s354-363">{{Literatur |Autor=R. A. Fesen, J. M. Shull, A. P. Hurford |Titel=An Optical Study of the Circumstellar Environment Around the Crab Nebula |Sammelwerk=Astronomical Journal |Band=113 |Datum=1997 |Seiten=354–363}}</ref> Lange vermutete man, dass die für eine Supernova zusätzlich erforderliche Masse in einer Hülle um den Krebsnebel liegen könnte, welche sich aber trotz Suche in unterschiedlichen Wellenlängen nicht fand.<ref name="aj-bd113-s354-363" /><ref>{{Literatur |Autor=[[Dale Frail|D. A. Frail]], N. E. Kassim, T. J. Cornwell, W. M. Goss |Titel=Does the Crab Have a Shell? |Sammelwerk=Astrophysical Journal |Band=454 |Datum=1995 |Seiten=L129–L132 |bibcode=1995ApJ...454L.129F}}</ref> Unter Berücksichtigung von Staub, der im fernen Infrarot mit dem [[Herschel-Weltraumteleskop]] beobachte werden konnte, folgerte man im Jahr 2015 eine Gasmasse von 7 Sonnenmassen und eine Staubmasse von  etwas weniger als einer Sonnenmasse.<ref>{{Literatur |Autor=P. J. Owen, M. J. Barlow |Titel=The Dust and Gas Content of the Crab Nebula |Sammelwerk=Astrophysical Journal |Band=801 |Nummer=2 |Datum=2015 |Seiten=13 |bibcode=2015ApJ...801..141O}}</ref>

{{Absatz|links}}

== Zentralstern ==
[[Datei:Chandra-crab.jpg|mini|'''Zentrum des Krebsnebels''', Überlagerung von Aufnahmen in den Bereichen des sichtbaren [[Licht]]s (rot) und der [[Röntgenstrahlung|Röntgenstrahlen]] (blau). Man erkennt den eingebetteten [[Pulsar]].]]
Im Zentrum des Krebsnebels befinden sich zwei schwache Sterne. Einer von ihnen ist für die Entstehung des Nebels verantwortlich.

Pulsare sind Quellen starker [[Elektromagnetische Welle|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.<ref>C. Del Puerto: ''Pulsars In The Headlines.'' In: ''EAS Publications Series.'' Band 16, 2005, S. 115–119.</ref> Heute weiß man, dass es sich bei Pulsaren um schnell drehende [[Neutronenstern]]e handelt, deren starkes Magnetfeld in schmalen Strahlen konzentriert ist.

Man vermutet, dass der Pulsar einen Durchmesser von 28 bis 30&nbsp;km hat.<ref>M. Bejger, P. Haensel: ''Moments of inertia for neutron and strange stars. Limits derived for the Crab pulsar.'' In: ''Astronomy and Astrophysics.'' Band 396, 2002, S. 917–921, {{arXiv|astro-ph/0209151}}.</ref> Er sendet alle 33 [[Millisekunde]]n Strahlungsimpulse aus,<ref>F. R. Harnden, F. D. Seward: ''Einstein observations of the Crab nebula pulsar.'' In: ''Astrophysical Journal.'' Band 283, 1984, S. 279–285, {{bibcode|1984ApJ...283..279H}}.</ref> die über das gesamte elektromagnetische Spektrum, von [[Radiowelle|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.<ref>W. J. Kaufmann: ''Universe.'' 4. Auflage. Freeman press, 1996, S. 428.</ref>

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 geschehen, dass man sie erst nach vielen Jahren wahrnehmen kann, ändert sich das Innere des Krebsnebels innerhalb einiger Tage.<ref>J. J. Hester, P. A. Scowen, R. Sankrit, F. C. Michel, J. R. Graham, A. Watson, J. S. Gallagher: ''The Extremely Dynamic Structure of the Inner Crab Nebula.'' In: ''Bulletin of the American Astronomical Society.'' Band 28, 1996, S. 950.</ref> Die Gebiete mit den stärksten Veränderungen im inneren Teil des Nebels sind an dem Punkt, wo die [[Polarjet]]s 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 ==
[[Datei:Crab 3.6 5.8 8.0 microns spitzer.png|mini|250px|links|Der Krebsnebel im [[Infrarot]]&shy;bereich aufge&shy;nommen vom [[Spitzer-Weltraumteleskop|Spitzer-Welt&shy;raum&shy;tele&shy;skop]].]]

Der Krebsnebel entstand aus der Supernovaexplosion eines Sterns. Aus theoretischen Modellen von Supernovaexplosionen schließt man, dass der Stern eine Masse zwischen 8 und 12 [[Sonnenmasse]]n 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 [[Planetarischer Nebel|Planetarischen Nebels]] beenden, während Sterne mit mehr als 12 Sonnenmassen einen Nebel mit einer anderen chemischen Zusammensetzung als der des Krebsnebels bilden.<ref name="Davidson">K. Davidson, R. A. Fesen: ''Recent developments concerning the Crab Nebula.'' In: ''Annual Review of Astronomy and Astrophysics.'' Band 23, 1985, S. 119–146.</ref>

== Transit von Körpern des Sonnensystems ==
[[Datei:PIA21474-CrabNebula-5Observatories-Animation.gif|thumb|Sequenz aus Überlagerungen colorierter Aufnahmen in verschiedenen Spektralbereichen: [[Very Large Array|Radiobereich (VLA)]] in rot; [[Spitzer-Weltraumteleskop|Infrarot (Spitzer Space Telescope)]] in gelb; [[Hubble-Weltraumteleskop |sichtbares Speltrum  (Hubble-Weltraumteleskop)]] in grün; [[XMM-Newton|Ultraviolet (XMM-Newton)]] in blau; und [[Chandra (Teleskop)|Gammastrahlung (Chandra X-ray Observatory)]] in violett.]]

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 (Sonne)|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 [[Röntgenstrahlung|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.<ref>T. M. Palmieri, F. D. Seward, A. Toor, T. C. van Flandern: ''Spatial distribution of X-rays in the Crab Nebula.'' In: ''Astrophysical Journal.'' Band 202, 1975, S. 494–497.</ref> 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.<ref name="Bowyer" />

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.<ref>W. C. Erickson: ''The Radio-Wave Scattering Properties of the Solar Corona.'' In: ''Astrophysical Journal.'' Band 139, 1964, S. 1290.</ref>

Sehr selten durchquert der [[Saturn (Planet)|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 (Mond)|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&nbsp;km.<ref>K. Mori, H. Tsunemi, H. Katayama, D. N. Burrows, G. P. Garmire, A. E. Metzger: ''An X-Ray Measurement of Titan’s Atmospheric Extent from Its Transit of the Crab Nebula.'' In: ''Astrophysical Journal.'' Band 607, 2004, S. 1065–1069. Chandra images used by Mori et al can be viewed [http://chandra.harvard.edu/photo/2004/titan/ here].</ref> Der Saturntransit selbst konnte nicht beobachtet werden, da Chandra zu der Zeit den [[Van-Allen-Gürtel]] durchquerte.
<!-- noch zu überprüfen
Er ist wohl damit auch der einzige bekannte [[Millisekundenpulsar]], der nicht durch Drehimpulsübertrag in einem Doppelsternsystem entstanden ist.
//-->

== Siehe auch ==
* [[Südlicher Krebsnebel]]

== Video ==
* {{Alpha Centauri|127}}
* {{ZDFmediathek| ID=963268 | Titel=Leschs Kosmos: Der 4. Juli 1054 und die Folgen (31. Januar 2011, 1:20 Uhr, 16:01 Min.) | Typ=video | Zugriffsdatum=2014-02-03 | Offline=}}

== Weblinks ==
{{Commons|Messier 1}}
* [http://chandra.harvard.edu/photo/0052/ Bilder des Krebsnebels] von Chandra
* [http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2005/37/ A Giant Hubble Mosaic of the Crab Nebula (12/01/2005)]
* [http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2000/15/ Peering into the Heart of the Crab Nebula (06/01/2000)]
* [https://www.eso.org/public/news/eso9948/ Bilder des Krebsnebels] in einer Presseveröffentlichung der ESO
* [http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1996/22/ Hubble Astronomers Unveil „Crab Nebula – The Movie“ (05/30/1996)]
* {{Webarchiv | url=http://www.dsi-astronomie.de/M1.htm | wayback=20071023050057 | text= M1 The Crab Nebula}}
* [http://www.stargazer-observatory.com/de/astro-fotos/sternennebel/ M1 aufgenommen mit einem semiprofessionellen Amateurteleskop]

== Einzelnachweise ==
<references>
<ref name="SEDS">
http://messier.seds.org/m/m001.html
</ref>
</references>
<div class="BoxenVerschmelzen">
{{Navigationsleiste Messierobjekte|1
|vorher = 38
|nachher = 42
|vorherNr = 110
|nachherNr = 2}}
{{Navigationsleiste NGC|1952}}
</div>

[[Kategorie:Individueller astronomischer Nebel]]
<div style="display:none;">{{Normdaten|TYP=g|GND=4148360-1|LCCN=sh/85/33695|VIAF=239049488}}</div>