কাঁকড়া নীহারিকা (Crab Nebula)

From LTRC
Revision as of 18:17, 27 September 2026 by Sourav001 (talk | contribs) (ইংরেজি উইকিপিডিয়ার “Crab Nebula” নিবন্ধের বাংলা অনুবাদ)
(diff) ← Older revision | Latest revision (diff) | Newer revision → (diff)

6500

কাঁকড়া নীহারিকা (Crab Nebula)
type নীহারিকা
type2 সুপারনোভা অবশিষ্টাংশ
epoch J2000.0
ra 05h 34m 31.8s ICRS[1]
dec +22° 01′ 03″ ICRS[1]
dist_ly 6500 ± 1600
dist_pc 2000 ± 500[2]
appmag_v 8.4[3]
size_v 420″ × 290″[4]none
constellation বৃষ
radius_ly ~5.5
radius_pc ~1.7[5]
absmag_v 3.1 ± 0.5none
notes অপটিক্যাল পালসার
names মেসিয়ে ১, এনজিসি ১৯৫২, টরাস এ, Sh2-244[1]

কাঁকড়া নীহারিকা (ক্যাটালগ নাম M1, NGC 1952, টরাস এ) হলো বৃষ রাশিতে অবস্থিত একটি সুপারনোভা অবশিষ্টাংশ এবং পালসার উইন্ড নেবুলা। এর সাধারণ নামটি এসেছে ১৮৪২ বা ১৮৪৩ সালে উইলিয়াম পার্সনস, রস-এর তৃতীয় আর্ল কর্তৃক একটি 36 in টেলিস্কোপ ব্যবহার করে আঁকা একটি চিত্র থেকে, যা দেখতে অনেকটা কাঁকড়ার মতো ছিল।[6] এই নীহারিকাটি ১৭৩১ সালে ইংরেজ জ্যোতির্বিজ্ঞানী জন বেভিস আবিষ্কার করেন। এটি ১০৫৪ খ্রিস্টাব্দে নেটিভ আমেরিকান, জাপানি এবং আরব জ্যোতির্বিজ্ঞানীদের দ্বারা পর্যবেক্ষণ করা একটি উজ্জ্বল সুপারনোভার সাথে সম্পর্কিত;[7] এই সুপারনোভাটি চীনা জ্যোতির্বিজ্ঞানীদের দ্বারা একটি অতিথি তারা হিসেবেও লিপিবদ্ধ করা হয়েছিল। ঐতিহাসিকভাবে পর্যবেক্ষিত সুপারনোভা বিস্ফোরণের সাথে সম্পর্কিত প্রথম শনাক্তকৃত মহাজাগতিক বস্তু হলো এই নীহারিকা।[8]

৮.৪ আপাত মানের এই নীহারিকাটি শনি গ্রহের চাঁদ টাইটানের উজ্জ্বলতার সাথে তুলনীয়। এটি খালি চোখে দেখা যায় না, তবে অনুকূল পরিস্থিতিতে বাইন্যাকুলার ব্যবহার করে দেখা সম্ভব। নীহারিকাটি পৃথিবী থেকে প্রায় 6500 ly দূরত্বে মিল্কিওয়ে গ্যালাক্সির পার্সিয়াস আর্ম-এ অবস্থিত। এর ব্যাস 11 ly, যা প্রায় ৭ আর্ক-মিনিট আপাত ব্যাসের সমান এবং এটি প্রায় 1500 km/s হারে বা আলোর গতিবেগের ০.৫% হারে প্রসারিত হচ্ছে।

কাঁকড়া নীহারিকার কেন্দ্রে রয়েছে কাঁকড়া পালসার, যা একটি 28 - ব্যাসের নিউট্রন তারা এবং এটি প্রতি সেকেন্ডে ৩০.২ বার ঘোরে। এই তারাটি গামা রশ্মি থেকে শুরু করে রেডিও তরঙ্গ পর্যন্ত বিভিন্ন ধরনের বিকিরণ নিঃসরণ করে। ৩০ keV-এর বেশি এক্স-রে এবং গামা রশ্মি শক্তিতে, কাঁকড়া নীহারিকা সাধারণত আকাশের সবচেয়ে উজ্জ্বল স্থায়ী গামা-রশ্মির উৎস, যার পরিমাপকৃত ফ্লাক্স ১০ TeV-এর বেশি পর্যন্ত বিস্তৃত। নীহারিকার বিকিরণ এমন মহাজাগতিক বস্তুগুলোর বিস্তারিত গবেষণার সুযোগ করে দেয় যা একে আড়াল করে। ১৯৫০ এবং ১৯৬০-এর দশকে, কাঁকড়া নীহারিকার রেডিও তরঙ্গ সূর্যের করোনার মধ্য দিয়ে যাওয়ার সময় তা পর্যবেক্ষণ করে সূর্যের করোনা মানচিত্র তৈরি করা হয়েছিল এবং ২০০৩ সালে, শনির চাঁদ টাইটান যখন নীহারিকা থেকে আসা এক্স-রে আড়াল করেছিল, তখন তার বায়ুমণ্ডলের পুরুত্ব পরিমাপ করা হয়েছিল।

পর্যবেক্ষণ ইতিহাস

আরও দেখুন: SN 1054 জ্যোতির্বিজ্ঞানের বস্তু SN 1054-এর পর্যবেক্ষণের প্রাচীনতম নথিটি ১০৫৪ সালে চীনা জ্যোতির্বিজ্ঞানী এবং জাপানি পর্যবেক্ষকদের দ্বারা লিপিবদ্ধ করা হয়েছিল, যেখান থেকেই এর সংখ্যাসূচক শনাক্তকরণ এসেছে। কাঁকড়া নীহারিকা যে একটি সুপারনোভা দ্বারা তৈরি হয়েছিল, সেই আধুনিক ধারণাটি ১৯২১ সালে শুরু হয়, যখন কার্ল অটো ল্যাম্পল্যান্ড ঘোষণা করেন যে তিনি নীহারিকার গঠনে পরিবর্তন দেখেছেন।none[9] এই ঘটনাটি শেষ পর্যন্ত এই সিদ্ধান্তে উপনীত হয় যে, কাঁকড়া নীহারিকার সৃষ্টি ১০৫৪ খ্রিস্টাব্দে মধ্যযুগীয় জ্যোতির্বিজ্ঞানীদের দ্বারা রেকর্ডকৃত উজ্জ্বল SN 1054 সুপারনোভার সাথে সম্পর্কিত।[10]

প্রথম শনাক্তকরণ

কাঁকড়া নীহারিকাটি প্রথম ১৭৩১ সালে জন বেভিস শনাক্ত করেন।[11] ১৭৫৮ সালে চার্লস মেসিয়ে একটি উজ্জ্বল ধূমকেতু পর্যবেক্ষণ করার সময় স্বাধীনভাবে এটি পুনরায় আবিষ্কার করেন।[11] মেসিয়ে এটিকে তার ধূমকেতু-সদৃশ বস্তুর ক্যাটালগে প্রথম এন্ট্রি হিসেবে তালিকাভুক্ত করেন;[11] ১৭৫৭ সালে, অ্যালেক্সিস ক্লেরো এডমন্ড হ্যালির গণনা পুনরায় পরীক্ষা করেন এবং ১৭৫৮ সালের শেষের দিকে হ্যালির ধূমকেতু ফিরে আসার পূর্বাভাস দেন। ধূমকেতুর ফিরে আসার সঠিক সময়ের জন্য সৌরজগতের গ্রহগুলোর (যেমন বৃহস্পতি) কারণে এর কক্ষপথে যে বিচ্যুতি ঘটে, তা বিবেচনা করা প্রয়োজন ছিল। ক্লেরো এবং তার দুই সহকর্মী জেরোম লালাঁদ ও নিকোল-রিন লেপোত হ্যালির চেয়েও নিখুঁতভাবে এই গণনা সম্পন্ন করেন এবং দেখেন যে ধূমকেতুটি বৃষ রাশিতে দেখা যাওয়ার কথা। ধূমকেতুটির সন্ধানে ব্যর্থ হয়ে চার্লস মেসিয়ে কাঁকড়া নীহারিকাটি খুঁজে পান, যা তিনি প্রথমে হ্যালির ধূমকেতু বলে ভেবেছিলেন।[12] কিছু পর্যবেক্ষণের পর, তিনি লক্ষ্য করেন যে বস্তুটি আকাশে নড়াচড়া করছে না, তাই মেসিয়ে সিদ্ধান্তে আসেন যে এটি ধূমকেতু নয়। মেসিয়ে তখন মেঘের মতো কিন্তু আকাশে স্থির মহাজাগতিক বস্তুর একটি ক্যাটালগ তৈরির প্রয়োজনীয়তা উপলব্ধি করেন, যাতে সেগুলোকে ভুলবশত ধূমকেতু হিসেবে তালিকাভুক্ত না করা হয়। এই উপলব্ধি থেকেই তিনি "মেসিয়ে ক্যাটালগ" তৈরি করেন।[12]

উইলিয়াম হার্শেল ১৭৮৩ থেকে ১৮০৯ সালের মধ্যে বহুবার কাঁকড়া নীহারিকা পর্যবেক্ষণ করেন, তবে এটি জানা যায়নি যে ১৭৮৩ সালে তিনি এর অস্তিত্ব সম্পর্কে জানতেন কি না, অথবা তিনি মেসিয়ে ও বেভিসের থেকে স্বাধীনভাবে এটি আবিষ্কার করেছিলেন কি না। বেশ কয়েকবার পর্যবেক্ষণের পর, তিনি সিদ্ধান্তে আসেন যে এটি একগুচ্ছ তারার সমন্বয়ে গঠিত।[13] উইলিয়াম পার্সনস, রস-এর তৃতীয় আর্ল ১৮৪০-এর দশকের শুরুতে বার ক্যাসেল-এ 36 in টেলিস্কোপ ব্যবহার করে নীহারিকাটি পর্যবেক্ষণ করেন এবং এর একটি চিত্র আঁকেন, যেখানে এটিকে কাঁকড়ার মতো বাহুবিশিষ্ট দেখাচ্ছিল।[6] ১৮৪৮ সালে তিনি 72 in টেলিস্কোপ ব্যবহার করে পুনরায় এটি পর্যবেক্ষণ করেন কিন্তু কাঁকড়ার সাথে সাদৃশ্য নিশ্চিত করতে পারেননি, তবুও নামটি রয়ে যায়।[14][15]

SN 1054-এর সাথে সংযোগ

কাঁকড়া নীহারিকা ছিল প্রথম মহাজাগতিক বস্তু যা একটি সুপারনোভা বিস্ফোরণের সাথে সম্পর্কিত বলে স্বীকৃত হয়।[13] বিংশ শতাব্দীর শুরুতে, কয়েক বছরের ব্যবধানে তোলা নীহারিকার প্রাথমিক ফটোগ্রাফ বিশ্লেষণ করে দেখা যায় যে এটি প্রসারিত হচ্ছে। এই প্রসারণের পথ অনুসরণ করে বোঝা যায় যে নীহারিকাটি প্রায় ৯০০ বছর আগে পৃথিবীতে দৃশ্যমান হয়েছিল। ঐতিহাসিক নথিপত্র থেকে জানা যায় যে, ১০৫৪ সালের ৪ জুলাই চীনা জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা আকাশের একই অংশে দিনের বেলাতেও দেখা যাওয়ার মতো একটি নতুন তারা পর্যবেক্ষণ করেছিলেন, যা সম্ভবত জাপানি পর্যবেক্ষকরাও দেখেছিলেন।[13][16][17]

১৯১৩ সালে, যখন ভেস্টো স্লিফার তার স্পেকট্রোস্কোপি গবেষণার ফলাফল প্রকাশ করেন, তখন কাঁকড়া নীহারিকা ছিল প্রথম গবেষণাকৃত বস্তুগুলোর মধ্যে একটি। ১৯২১ সালে কার্ল ল্যাম্পল্যান্ড মেঘের গঠনে পরিবর্তন আবিষ্কার করেন, যা এর ক্ষুদ্র বিস্তৃতির ইঙ্গিত দেয়।[9] একই বছর, জন চার্লস ডানকান প্রমাণ করেন যে অবশিষ্টাংশটি প্রসারিত হচ্ছে,[18] অন্যদিকে নুট লান্ডমার্ক ১০৫৪ সালের অতিথি তারার সাথে এর নৈকট্যের কথা উল্লেখ করেন।[17][19]

১৯২৮ সালে, এডউইন হাবল মেঘটিকে ১০৫৪ সালের তারার সাথে যুক্ত করার প্রস্তাব দেন, যে ধারণাটি সুপারনোভার প্রকৃতি বোঝার আগ পর্যন্ত বিতর্কিত ছিল। নিকোলাস মেয়াল নির্দেশ করেন যে ১০৫৪ সালের তারাটি নিঃসন্দেহে সেই সুপারনোভা, যার বিস্ফোরণে কাঁকড়া নীহারিকা তৈরি হয়েছে। সেই মুহূর্ত থেকেই ঐতিহাসিক সুপারনোভার অনুসন্ধান শুরু হয়: অতীতের শতাব্দীগুলোর জ্যোতির্বিজ্ঞান সংক্রান্ত নথির সাথে আধুনিক সুপারনোভা অবশিষ্টাংশের তুলনা করে আরও সাতটি ঐতিহাসিক পর্যবেক্ষণের সন্ধান পাওয়া গেছে।

চীনা পর্যবেক্ষণের সাথে মূল সংযোগের পর, ১৯৩৪ সালে ১৩শ শতাব্দীর জাপানি রেফারেন্সের সাথে সংযোগ স্থাপিত হয়, যেখানে চীনা রেফারেন্সের কয়েক সপ্তাহ আগে মেইগেতসুকি-তে একটি "অতিথি তারা"-র উল্লেখ পাওয়া যায়।[20][21][22] এই ঘটনাটি দীর্ঘকাল ধরে ইসলামি জ্যোতির্বিজ্ঞানে অনুল্লিখিত বলে বিবেচিত হতো,[23] কিন্তু ১৯৭৮ সালে ইবনে আবি উসাইবিয়া কর্তৃক ১৩শ শতাব্দীতে অনুলিপিকৃত একটি নথিতে এর উল্লেখ পাওয়া যায়, যা সেই সময়ে বাগদাদে কর্মরত নেস্টোরিয়ান খ্রিস্টান চিকিৎসক ইবনে বুতলান লিখেছিলেন।[24][25]

এর বিশাল দূরত্বের কারণে, চীনাদের দ্বারা পর্যবেক্ষিত দিনের বেলার "অতিথি তারা" কেবল একটি সুপারনোভা হতে পারে—একটি বিশাল, বিস্ফোরিত তারা, যা তার নিউক্লীয় ফিউশন শক্তির উৎস নিঃশেষ করে নিজের ভেতরেই ধসে পড়েছে।[26][27] ঐতিহাসিক নথিপত্রের সাম্প্রতিক বিশ্লেষণে দেখা গেছে যে কাঁকড়া নীহারিকা সৃষ্টিকারী সুপারনোভাটি সম্ভবত এপ্রিল বা মে মাসের শুরুতে দেখা দিয়েছিল এবং জুলাই মাসের মধ্যে এর সর্বোচ্চ উজ্জ্বলতা আপাত মান −৭ থেকে −৪.৫-এর মধ্যে পৌঁছেছিল (যা শুক্র গ্রহের −৪.২ এবং চাঁদ ছাড়া রাতের আকাশের অন্য যেকোনো কিছুর চেয়ে উজ্জ্বল)। সুপারনোভাটি প্রথম পর্যবেক্ষণের পর প্রায় দুই বছর খালি চোখে দৃশ্যমান ছিল।[28]

কাঁকড়া পালসার

মূল নিবন্ধ: Crab Pulsar

১৯৬০-এর দশকে, পালসার-এর পূর্বাভাস এবং আবিষ্কারের কারণে কাঁকড়া নীহারিকা আবারও গবেষণার প্রধান কেন্দ্রে পরিণত হয়। তখনই ফ্রাঙ্কো পাসিনি প্রথমবারের মতো কাঁকড়া পালসার-এর অস্তিত্বের পূর্বাভাস দেন, যা মেঘের উজ্জ্বলতার ব্যাখ্যা দেয়। ১৯৬৮ সালের শেষের দিকে, ডেভিড এইচ. স্টেলিন এবং এডওয়ার্ড সি. রেইফেনস্টাইন তৃতীয় গ্রিন ব্যাংক টেলিস্কোপ ব্যবহার করে কাঁকড়া নীহারিকার এলাকায় দুটি দ্রুত পরিবর্তনশীল রেডিও উৎস আবিষ্কারের কথা জানান।[29][30] তারা সেগুলোর নাম দেন NP 0527 এবং NP 0532। ৩৩ মিলিসেকেন্ডের পর্যায়কাল এবং কাঁকড়া নীহারিকার পালসার NP 0532-এর সঠিক অবস্থান ১৯৬৮ সালের ১০ নভেম্বর আরেসিবো রেডিও অবজারভেটরিতে রিচার্ড ভি. ই. লাভলেস এবং তার সহযোগীরা আবিষ্কার করেন।[31][32] এই আবিষ্কারটি প্রমাণ করে যে পালসারগুলো হলো ঘূর্ণায়মান নিউট্রন তারা (না কি স্পন্দিত শ্বেত বামন, যা অনেক বিজ্ঞানী প্রস্তাব করেছিলেন)। কাঁকড়া পালসার আবিষ্কারের অল্প কিছুকাল পরেই ডেভিড রিচার্ডস (আরেসিবো অবজারভেটরি ব্যবহার করে) আবিষ্কার করেন যে কাঁকড়া পালসারটি ধীর হয়ে যাচ্ছে এবং তাই পালসারটি তার ঘূর্ণন শক্তি হারাচ্ছে। থমাস গোল্ড দেখিয়েছেন যে পালসারের এই ঘূর্ণন শক্তি হ্রাস পাওয়ার ক্ষমতা কাঁকড়া নীহারিকাকে শক্তি জোগানোর জন্য যথেষ্ট।

কাঁকড়া পালসার আবিষ্কার এবং এর সঠিক বয়স (প্রায় দিন পর্যন্ত) জানার ফলে এই বস্তুগুলোর মৌলিক ভৌত বৈশিষ্ট্য যাচাই করা সম্ভব হয়েছে, যেমন বৈশিষ্ট্যসূচক বয়স এবং ঘূর্ণন-হ্রাস লুমিনোসিটি, এর সাথে জড়িত বিশাল মাত্রা (বিশেষত চৌম্বক ক্ষেত্রের শক্তি), এবং অবশিষ্টাংশের গতিবিদ্যার সাথে সম্পর্কিত বিভিন্ন দিক। সুপারনোভা অবশিষ্টাংশ সম্পর্কে বৈজ্ঞানিক উপলব্ধিতে এই সুপারনোভার ভূমিকা ছিল অত্যন্ত গুরুত্বপূর্ণ, কারণ অন্য কোনো ঐতিহাসিক সুপারনোভা এমন পালসার তৈরি করেনি যার সঠিক বয়স নিশ্চিতভাবে জানা। এই নিয়মের একমাত্র সম্ভাব্য ব্যতিক্রম হতে পারে SN 1181, যার সম্ভাব্য অবশিষ্টাংশ 3C 58-এ একটি পালসার রয়েছে, কিন্তু ১১৮১ সালের চীনা পর্যবেক্ষণের ভিত্তিতে এর শনাক্তকরণ বিতর্কিত।[33]

কাঁকড়া নীহারিকার অভ্যন্তরীণ অংশটি পালসারকে ঘিরে থাকা একটি পালসার উইন্ড নেবুলা দ্বারা প্রভাবিত। কিছু উৎস কাঁকড়া নীহারিকাকে পালসার উইন্ড নেবুলা এবং সুপারনোভা অবশিষ্টাংশ—উভয়েরই উদাহরণ হিসেবে বিবেচনা করে,[34][35][36] আবার অন্যরা শক্তি উৎপাদন এবং আচরণের ভিন্নতার কারণে এই দুটি ঘটনাকে আলাদা করে দেখে।[5]

উচ্চ-শক্তির গামা রশ্মির উৎস

কাঁকড়া নীহারিকা ছিল প্রথম মহাজাগতিক বস্তু যা ১০০ GeV-এর বেশি শক্তিসম্পন্ন ভেরি-হাই-এনার্জি (VHE) ব্যান্ডে গামা রশ্মি নিঃসরণ করে বলে নিশ্চিত করা হয়। ১৯৮৯ সালে হুইপল অবজারভেটরির ১০ মিটার গামা-রে টেলিস্কোপ দ্বারা VHE শনাক্তকরণ সম্পন্ন হয়,[37][38] যা VHE গামা-রশ্মির জানালা খুলে দেয় এবং তখন থেকে অসংখ্য VHE উৎস শনাক্ত করতে সাহায্য করে।

২০১৯ সালে কাঁকড়া নীহারিকাকে ১০০ TeV-এর বেশি শক্তিসম্পন্ন গামা রশ্মি নিঃসরণ করতে দেখা যায়, যা এটিকে ১০০ TeV-এর বেশি শক্তিসম্পন্ন প্রথম শনাক্তকৃত উৎস হিসেবে প্রতিষ্ঠিত করে।[39]

ভৌত পরামিতি

দৃশ্যমান আলোতে, কাঁকড়া নীহারিকাটি প্রায় ৬ আর্ক-মিনিট দীর্ঘ এবং ৪ আর্ক-মিনিট প্রশস্ত ফিলামেন্টের একটি বিস্তৃত ডিম্বাকৃতি ভরের সমন্বয়ে গঠিত (তুলনামূলকভাবে, পূর্ণিমার চাঁদ ৩০ আর্ক-মিনিট প্রশস্ত), যা একটি বিচ্ছুরিত নীল কেন্দ্রীয় অঞ্চলকে ঘিরে থাকে। ত্রিমাত্রিক আকারে, নীহারিকাটিকে একটি অব্ল্যাট স্ফেরয়েড (দূরত্ব 1380 pc অনুমান করা হয়) অথবা একটি প্রোলেট স্ফেরয়েড (দূরত্ব 2020 pc অনুমান করা হয়) হিসেবে মনে করা হয়।[4] ফিলামেন্টগুলো হলো আদি তারার বায়ুমণ্ডলের অবশিষ্টাংশ এবং এগুলো মূলত আয়নিত হিলিয়াম ও হাইড্রোজেন, সেইসাথে কার্বন, অক্সিজেন, নাইট্রোজেন, লোহা, নিয়ন এবং সালফার দ্বারা গঠিত। ফিলামেন্টগুলোর তাপমাত্রা সাধারণত ১১,০০০ থেকে ১৮,০০০ K-এর মধ্যে থাকে এবং এদের ঘনত্ব প্রতি সেমি৩-এ প্রায় ১,৩০০ কণা।[40]

১৯৫৩ সালে, আইওসিফ শক্লোভস্কি প্রস্তাব করেন যে বিচ্ছুরিত নীল অঞ্চলটি মূলত সিনক্রোট্রন বিকিরণ দ্বারা উৎপাদিত হয়, যা একটি চৌম্বক ক্ষেত্রে ইলেকট্রন-এর বক্র গতি দ্বারা নির্গত বিকিরণ। এই বিকিরণটি আলোর গতির অর্ধেক পর্যন্ত বেগে চলমান ইলেকট্রনের সাথে সম্পর্কিত।[41] তিন বছর পর, পর্যবেক্ষণের মাধ্যমে এই অনুমানটি নিশ্চিত করা হয়। ১৯৬০-এর দশকে দেখা যায় যে ইলেকট্রনের বক্র পথের উৎস হলো নীহারিকার কেন্দ্রে থাকা নিউট্রন তারা দ্বারা উৎপাদিত শক্তিশালী চৌম্বক ক্ষেত্র।[42]

দূরত্ব

যদিও কাঁকড়া নীহারিকা জ্যোতির্বিজ্ঞানীদের কাছে অনেক মনোযোগের কেন্দ্রবিন্দু, তবুও এর দূরত্ব একটি উন্মুক্ত প্রশ্ন, কারণ এর দূরত্ব অনুমান করার প্রতিটি পদ্ধতিতে অনিশ্চয়তা রয়েছে। ২০০৮ সালে, ঐকমত্য ছিল যে পৃথিবী থেকে এর দূরত্ব 2.0 ±।[2] এর দীর্ঘতম দৃশ্যমান মাত্রা বরাবর, এটি প্রায় 4.1 ± প্রশস্ত।none

কাঁকড়া নীহারিকা বর্তমানে প্রায় 1500 km/s বেগে বাইরের দিকে প্রসারিত হচ্ছে।[43] কয়েক বছরের ব্যবধানে তোলা ছবিগুলো নীহারিকার ধীর প্রসারণ প্রকাশ করে[44] এবং এই কৌণিক প্রসারণের সাথে এর স্পেকট্রোস্কোপিকভাবে নির্ধারিত প্রসারণ বেগের তুলনা করে নীহারিকার দূরত্ব অনুমান করা যায়। ১৯৭৩ সালে, নীহারিকার দূরত্ব গণনার জন্য ব্যবহৃত অনেক পদ্ধতির বিশ্লেষণে প্রায় 6300 ly দূরত্বের সিদ্ধান্তে পৌঁছানো হয়েছিল, যা বর্তমানে উদ্ধৃত মানের সাথে সামঞ্জস্যপূর্ণ।[4]

এর প্রসারণকে (নেবুলার ভরের কারণে প্রসারণের গতি ক্রমাগত হ্রাস পাচ্ছে ধরে নিয়ে) পেছনে ফিরে বিশ্লেষণ করলে দেখা যায় যে, নেবুলাটির সৃষ্টির তারিখ ১০৫৪ সালের কয়েক দশক পরের। এটি নির্দেশ করে যে, সুপারনোভা বিস্ফোরণের পর থেকে এর বহির্মুখী গতিবেগ যতটা অনুমান করা হয়েছিল, তার চেয়ে কম হ্রাস পেয়েছে।[45] এই হ্রাসকৃত মন্দনের কারণ হিসেবে মনে করা হয় পালসার থেকে আসা শক্তি, যা নেবুলার চৌম্বক ক্ষেত্রে সঞ্চারিত হয়। এই চৌম্বক ক্ষেত্র প্রসারিত হয়ে নেবুলার ফিলামেন্টগুলোকে বাইরের দিকে ঠেলে দেয়।[46][47]

ভর

সুপারনোভাটির আদি নক্ষত্রের ভর নির্ণয়ের জন্য নেবুলার মোট ভরের অনুমান অত্যন্ত গুরুত্বপূর্ণ। ক্র্যাব নেবুলার ফিলামেন্টগুলোতে থাকা পদার্থের পরিমাণ (আয়নিত ও নিরপেক্ষ গ্যাসের ইজেক্টা ভর; মূলত হিলিয়াম[48]) প্রায় 4.6 ± 1.8 solar mass বলে অনুমান করা হয়।[49]

হিলিয়াম-সমৃদ্ধ টোরাস

ক্র্যাব নেবুলার অনেকগুলো নেবুলার উপাদানের (বা অসামঞ্জস্যের) মধ্যে একটি হলো হিলিয়াম-সমৃদ্ধ টোরাস, যা পালসার অঞ্চল অতিক্রমকারী পূর্ব-পশ্চিমমুখী ব্যান্ড হিসেবে দৃশ্যমান। এই টোরাসটি দৃশ্যমান ইজেক্টার প্রায় ২৫% গঠন করে। তবে হিসাব অনুযায়ী, এই টোরাসের প্রায় ৯৫% হিলিয়াম। এখন পর্যন্ত টোরাসটির এই কাঠামোর কোনো গ্রহণযোগ্য ব্যাখ্যা পাওয়া যায়নি।[50]

কেন্দ্রীয় নক্ষত্র

মূল নিবন্ধ: Crab Pulsar

ক্র্যাব নেবুলার কেন্দ্রে দুটি অস্পষ্ট নক্ষত্র রয়েছে, যার মধ্যে একটি নেবুলাটির অস্তিত্বের জন্য দায়ী। ১৯৪২ সালে যখন রুডলফ মিনকোভস্কি আবিষ্কার করেন যে এর অপটিক্যাল বর্ণালী অত্যন্ত অস্বাভাবিক, তখন এটি শনাক্ত করা হয়।[51] ১৯৪৯ সালে নক্ষত্রটির চারপাশের অঞ্চলটি রেডিও তরঙ্গের একটি শক্তিশালী উৎস হিসেবে[52] এবং ১৯৬৩ সালে এক্স-রের উৎস হিসেবে[53] পাওয়া যায়। ১৯৬৭ সালে এটি গামা রশ্মির ক্ষেত্রে আকাশের অন্যতম উজ্জ্বল বস্তু হিসেবে শনাক্ত হয়।[54] এরপর ১৯৬৮ সালে দেখা যায় যে, নক্ষত্রটি দ্রুত স্পন্দনের মাধ্যমে বিকিরণ নির্গত করছে, যা এটিকে আবিষ্কৃত প্রথম পালসারগুলোর একটিতে পরিণত করে।[25]

পালসার হলো শক্তিশালী তড়িৎচৌম্বক বিকিরণ-এর উৎস, যা প্রতি সেকেন্ডে অনেকবার সংক্ষিপ্ত এবং অত্যন্ত নিয়মিত স্পন্দনে নির্গত হয়। ১৯৬৭ সালে যখন এগুলো আবিষ্কৃত হয়, তখন এগুলো ছিল এক বড় রহস্য। প্রথম পালসারটি শনাক্তকারী দলটি এটি কোনো উন্নত সভ্যতার সংকেত হতে পারে কি না, তা নিয়েও ভেবেছিল।[55] তবে ক্র্যাব নেবুলার কেন্দ্রে একটি স্পন্দিত রেডিও উৎসের আবিষ্কার ছিল এই জোরালো প্রমাণের ভিত্তি যে, পালসারগুলো সুপারনোভা বিস্ফোরণের মাধ্যমে গঠিত হয়।[56] বর্তমানে এগুলোকে দ্রুত ঘূর্ণায়মান নিউট্রন নক্ষত্র হিসেবে বোঝা যায়, যাদের শক্তিশালী চৌম্বক ক্ষেত্র তাদের বিকিরণ নিঃসরণকে সরু রশ্মিতে কেন্দ্রীভূত করে।[57]

ক্র্যাব পালসারের ব্যাস প্রায় 28 - বলে মনে করা হয়;[58] এটি প্রতি ৩৩ মিলিসেকেন্ড অন্তর বিকিরণের স্পন্দন নির্গত করে।[59] এই স্পন্দনগুলো রেডিও তরঙ্গ থেকে এক্স-রে পর্যন্ত তড়িৎচৌম্বক বর্ণালীর বিভিন্ন তরঙ্গদৈর্ঘ্য-এ নির্গত হয়। সমস্ত বিচ্ছিন্ন পালসারের মতোই এর পর্যায়কাল খুব ধীরে ধীরে হ্রাস পাচ্ছে। মাঝে মাঝে এর ঘূর্ণন পর্যায়ে তীব্র পরিবর্তন দেখা যায়, যা 'গ্লিচ' (glitches) নামে পরিচিত। মনে করা হয়, নিউট্রন নক্ষত্রের অভ্যন্তরে হঠাৎ কোনো পুনর্বিন্যাসের কারণে এমনটি ঘটে। পালসারটি ধীর হওয়ার সাথে সাথে যে পরিমাণ শক্তি নির্গত হয় তা বিশাল, এবং এটি ক্র্যাব নেবুলার সিনক্রোট্রন বিকিরণ নিঃসরণকে শক্তি জোগায়, যার মোট উজ্জ্বলতা সূর্যের চেয়ে প্রায় ১,৪৮,০০০ গুণ বেশি।[60]

পালসারের চরম শক্তি নির্গমন ক্র্যাব নেবুলার কেন্দ্রে একটি অস্বাভাবিক গতিশীল অঞ্চল তৈরি করে। যদিও বেশিরভাগ মহাজাগতিক বস্তু এত ধীরে বিবর্তিত হয় যে পরিবর্তনগুলো কেবল বহু বছরের ব্যবধানে দৃশ্যমান হয়, ক্র্যাব নেবুলার অভ্যন্তরীণ অংশগুলোতে মাত্র কয়েক দিনের ব্যবধানে পরিবর্তন দেখা যায়।[61] নেবুলার অভ্যন্তরীণ অংশের সবচেয়ে গতিশীল বৈশিষ্ট্য হলো সেই বিন্দু, যেখানে পালসারের নিরক্ষীয় বাতাস নেবুলার মূল অংশের সাথে ধাক্কা খেয়ে একটি শক ফ্রন্ট তৈরি করে। এই বৈশিষ্ট্যটির আকৃতি ও অবস্থান দ্রুত পরিবর্তিত হয়, যেখানে নিরক্ষীয় বাতাস উইসপ বা আঁশের মতো বৈশিষ্ট্য হিসেবে দেখা দেয়, যা পালসার থেকে দূরে নেবুলার মূল অংশে যাওয়ার সময় তীব্রতর ও উজ্জ্বল হয় এবং পরে মিলিয়ে যায়।[61] এই উইসপগুলো ২ আলোকবর্ষের মধ্যে আলোর গতির প্রায় ৫০% গতিতে প্রসারিত হয়। আরও দূরে গতি কমে যায় এবং উইসপগুলো একে অপরের সাথে মিশে যেতে পারে।[62]

আদি নক্ষত্র

যে নক্ষত্রটি সুপারনোভা হিসেবে বিস্ফোরিত হয়েছিল, তাকে সুপারনোভার 'আদি নক্ষত্র' (progenitor star) বলা হয়। দুই ধরনের নক্ষত্র সুপারনোভা হিসেবে বিস্ফোরিত হয়: শ্বেত বামন এবং বিশাল নক্ষত্র। তথাকথিত টাইপ Ia সুপারনোভা-তে, একটি 'মৃত' শ্বেত বামনের ওপর গ্যাস পড়ার ফলে এর ভর একটি সংকটপূর্ণ স্তর বা চন্দ্রশেখর সীমার কাছাকাছি পৌঁছায়, যার ফলে একটি তাপীয় পলাতক নিউক্লীয় ফিউশন বিস্ফোরণ ঘটে এবং নক্ষত্রটি ধ্বংস হয়ে যায়; টাইপ Ib/c এবং টাইপ II সুপারনোভার ক্ষেত্রে, আদি নক্ষত্রটি একটি বিশাল নক্ষত্র যার কেন্দ্রের নিউক্লীয় ফিউশন বিক্রিয়া চালানোর জ্বালানি ফুরিয়ে যায় এবং এটি নিজের ওপরই ধসে পড়ে, যা মহাকর্ষীয় বিভব শক্তি মুক্ত করে নক্ষত্রের বাইরের স্তরগুলোকে উড়িয়ে দেয়। টাইপ Ia সুপারনোভা পালসার তৈরি করে না,[63] তাই ক্র্যাব নেবুলার পালসারটি প্রমাণ করে যে এটি অবশ্যই একটি কোর-কোল্যাপস সুপারনোভা থেকে গঠিত হয়েছে।[64]

সুপারনোভা বিস্ফোরণের তাত্ত্বিক মডেলগুলো থেকে বোঝা যায় যে, ক্র্যাব নেবুলা তৈরির জন্য বিস্ফোরিত নক্ষত্রটির ভর 9 থেকে 11-এর মধ্যে ছিল।[50][65] 8-এর চেয়ে কম ভরের নক্ষত্রগুলো সুপারনোভা বিস্ফোরণ ঘটানোর জন্য খুব ছোট বলে মনে করা হয় এবং তারা তাদের জীবনের শেষে একটি প্ল্যানেটারি নেবুলা তৈরি করে, অন্যদিকে 12-এর চেয়ে ভারী নক্ষত্র ক্র্যাব নেবুলায় পরিলক্ষিত রাসায়নিক গঠনের চেয়ে ভিন্ন গঠনের নেবুলা তৈরি করত।[66] তবে সাম্প্রতিক গবেষণায় পরামর্শ দেওয়া হয়েছে যে, আদি নক্ষত্রটি 8 থেকে 10 সীমার একটি সুপার-অ্যাসিম্পটোটিক জায়ান্ট ব্রাঞ্চ নক্ষত্র হতে পারে, যা একটি ইলেকট্রন-ক্যাপচার সুপারনোভা হিসেবে বিস্ফোরিত হয়েছিল।[67] ২০২১ সালের জুন মাসে নেচার অ্যাস্ট্রোনমি জার্নালে প্রকাশিত একটি গবেষণাপত্রে জানানো হয় যে, ২০১৮ সালের সুপারনোভা SN 2018zd (পৃথিবী থেকে প্রায় ৩ কোটি ১০ লক্ষ আলোকবর্ষ দূরে NGC 2146 গ্যালাক্সিতে অবস্থিত) সম্ভবত প্রথম ইলেকট্রন-ক্যাপচার সুপারনোভার পর্যবেক্ষণ।[68][69][70] ১০৫৪ সালের যে সুপারনোভা বিস্ফোরণে ক্র্যাব নেবুলা তৈরি হয়েছিল, সেটিকে ইলেকট্রন-ক্যাপচার সুপারনোভার জন্য সেরা প্রার্থী হিসেবে বিবেচনা করা হতো এবং ২০২১ সালের গবেষণাপত্রটি এই সম্ভাবনাকে আরও জোরালো করেছে।[69][70]

ক্র্যাব নেবুলা গবেষণার একটি বড় সমস্যা হলো, নেবুলা এবং পালসারের সম্মিলিত ভর আদি নক্ষত্রের প্রত্যাশিত ভরের চেয়ে অনেক কম, এবং 'হারিয়ে যাওয়া ভর' কোথায় গেল, সেই প্রশ্নটি অমীমাংসিত রয়ে গেছে।[49] নেবুলার ভর অনুমান করা হয় নির্গত মোট আলোর পরিমাণ পরিমাপ করে এবং নেবুলার তাপমাত্রা ও ঘনত্ব অনুযায়ী প্রয়োজনীয় ভর হিসাব করে। অনুমানের পরিসীমা প্রায় 1–5, যার মধ্যে 2–3 সাধারণত গৃহীত মান।[66] নিউট্রন নক্ষত্রের ভর 1.4 থেকে 2-এর মধ্যে বলে অনুমান করা হয়।

ক্র্যাব নেবুলার হারিয়ে যাওয়া ভরের কারণ হিসেবে প্রধান তত্ত্বটি হলো, সুপারনোভা বিস্ফোরণের আগে আদি নক্ষত্রের ভরের একটি উল্লেখযোগ্য অংশ দ্রুত স্টেলার উইন্ড বা নাক্ষত্রিক বাতাসের মাধ্যমে বেরিয়ে গিয়েছিল, যা উলফ-রেয়েট নক্ষত্র-এ সাধারণত দেখা যায়। তবে এটি নেবুলার চারপাশে একটি খোলস তৈরি করার কথা ছিল। যদিও বিভিন্ন তরঙ্গদৈর্ঘ্যে এমন একটি খোলস পর্যবেক্ষণের চেষ্টা করা হয়েছে, কিন্তু এখন পর্যন্ত কোনোটিই পাওয়া যায়নি।[71]

সৌরজগতের বস্তু দ্বারা ট্রানজিট

ক্র্যাব নেবুলা এক্লিপটিক বা সূর্যের চারদিকে পৃথিবীর কক্ষপথের সমতল থেকে প্রায় ১.৫ ডিগ্রি দূরে অবস্থিত। এর মানে হলো চাঁদ—এবং মাঝে মাঝে গ্রহগুলো—নেবুলাটির সামনে দিয়ে যেতে পারে (অ্যাস্ট্রোনমিক্যাল ট্রানজিট) বা একে আড়াল করতে পারে (অকাল্টেশন)। যদিও সূর্য নেবুলার সামনে দিয়ে যায় না, তবে এর করোনা নেবুলার সামনে দিয়ে অতিক্রম করে। এই ট্রানজিট এবং অকাল্টেশনগুলো নেবুলা এবং এর সামনে দিয়ে যাওয়া বস্তু উভয়কেই বিশ্লেষণ করতে ব্যবহার করা যেতে পারে, কারণ ট্রানজিটকারী বস্তুর দ্বারা নেবুলার বিকিরণ কীভাবে পরিবর্তিত হয় তা পর্যবেক্ষণ করা সম্ভব।

লুনার বা চন্দ্র সংক্রান্ত

নেবুলা থেকে আসা এক্স-রে নিঃসরণের মানচিত্র তৈরি করতে লুনার ট্রানজিট ব্যবহার করা হয়েছে। চন্দ্র এক্স-রে অবজারভেটরি-এর মতো এক্স-রে পর্যবেক্ষণকারী স্যাটেলাইট উৎক্ষেপণের আগে, এক্স-রে পর্যবেক্ষণের অ্যাঙ্গুলার রেজোলিউশন সাধারণত বেশ কম ছিল। কিন্তু যখন চাঁদ নেবুলার সামনে দিয়ে যায়, তখন এর অবস্থান খুব নির্ভুলভাবে জানা থাকে, তাই নেবুলার উজ্জ্বলতার পরিবর্তন ব্যবহার করে এক্স-রে নিঃসরণের মানচিত্র তৈরি করা যায়।[72] যখন প্রথমবার ক্র্যাব নেবুলা থেকে এক্স-রে পর্যবেক্ষণ করা হয়েছিল, তখন লুনার অকাল্টেশন ব্যবহার করে এর উৎসের সঠিক অবস্থান নির্ণয় করা হয়েছিল।[53]

সৌর সংক্রান্ত

সূর্যের করোনা প্রতি জুন মাসে ক্র্যাব নেবুলার সামনে দিয়ে অতিক্রম করে। এই সময়ে ক্র্যাব নেবুলা থেকে প্রাপ্ত রেডিও তরঙ্গের পরিবর্তন ব্যবহার করে করোনার ঘনত্ব ও গঠন সম্পর্কে বিস্তারিত জানা যায়। প্রাথমিক পর্যবেক্ষণে দেখা গিয়েছিল যে, করোনা আগে যা ভাবা হয়েছিল তার চেয়ে অনেক বেশি দূরত্ব পর্যন্ত বিস্তৃত; পরবর্তী পর্যবেক্ষণে দেখা যায় যে, করোনায় উল্লেখযোগ্য ঘনত্বের তারতম্য রয়েছে।[73]

অন্যান্য বস্তু

খুব বিরল ক্ষেত্রে, শনি গ্রহ ক্র্যাব নেবুলার সামনে দিয়ে ট্রানজিট করে। ২০০৩ সালের ৪ জানুয়ারি (ইউটিসি) এর ট্রানজিটটি ছিল ১২৯৫ সালের ৩১ ডিসেম্বরের (ও.এস.) পর প্রথম; পরবর্তী ট্রানজিটটি ২২৬৭ সালের ৫ আগস্টের আগে ঘটবে না। গবেষকরা চন্দ্র এক্স-রে অবজারভেটরি ব্যবহার করে শনির উপগ্রহ টাইটান-কে নেবুলার সামনে দিয়ে যাওয়ার সময় পর্যবেক্ষণ করেন এবং দেখেন যে, টাইটানের বায়ুমণ্ডলে এক্স-রে শোষণের কারণে এর এক্স-রে 'ছায়া' এর কঠিন পৃষ্ঠের চেয়ে বড়। এই পর্যবেক্ষণগুলো দেখিয়েছে যে টাইটানের বায়ুমণ্ডলের পুরুত্ব 880 km।[74] শনি গ্রহের ট্রানজিটটি পর্যবেক্ষণ করা সম্ভব হয়নি, কারণ সেই সময়ে চন্দ্র ভ্যান অ্যালেন বেল্ট-এর মধ্য দিয়ে যাচ্ছিল।

গ্যালারি

রেডিও, ইনফ্রারেড, দৃশ্যমান আলো, আল্ট্রাভায়োলেট, এক্স-রে এবং গামা-রে-তে দেখা ক্র্যাব নেবুলা (৮ মার্চ ২০১৫) ক্র্যাব নেবুলা – পাঁচটি অবজারভেটরি (১০ মে ২০১৭)

জেমস ওয়েব স্পেস টেলিস্কোপ দ্বারা ইনফ্রারেড-এ ধারণকৃত ক্র্যাব নেবুলা, এর NIRCam (নিয়ার-ইনফ্রারেড ক্যামেরা) এবং MIRI (মিড-ইনফ্রারেড ইনস্ট্রুমেন্ট) ব্যবহার করে। (৩০ অক্টোবর ২০২৩)

  • JWST থেকে ক্র্যাব নেবুলার ছবি
    JWST থেকে ক্র্যাব নেবুলার ছবি
  • HST থেকে ক্র্যাব নেবুলার ছবি
    HST থেকে ক্র্যাব নেবুলার ছবি
  • মাউন্ট লেমন অবজারভেটরি থেকে ক্র্যাব নেবুলার ছবি
    মাউন্ট লেমন অবজারভেটরি থেকে ক্র্যাব নেবুলার ছবি
  • KPNO থেকে ক্র্যাব নেবুলার ছবি
    KPNO থেকে ক্র্যাব নেবুলার ছবি

আরও দেখুন

নোট


  1. none১৯৬৯ সালের শেষের দিকে সিডনি ভ্যান ডেন বার্গের নেওয়া একটি খুব গভীর প্লেটে পরিমাপকৃত আকার।[4][75]
  2. noneআপাত মান ৮.৪—দূরত্ব মডুলাস 11.5 ± 0.5 = 3.1 ± 0.5
  3. noneদূরত্ব × tan ( ব্যাস_কোণ = 420″ ) = 4.1 ± 1.0 pc ব্যাস = 13 ± 3-আলোকবর্ষ ব্যাস
  4. noneসেই সময়ে নেবুলার প্রকৃতি অজানা ছিল।

তথ্যসূত্র

  1. ↑ 1.0 1.1 1.2 "M 1".
  2. ↑ 2.0 2.1 (2008). "A Precise Proper Motion for the Crab Pulsar, and the Difficulty of Testing Spin-Kick Alignment for Young Neutron Stars". The Astrophysical Journal. 677 (2) 1201–1215. doi:10.1086/529026.
  3. ↑ Messier 1. SEDS Messier Catalog.
  4. ↑ 4.0 4.1 4.2 4.3 (1973). "The Distance to the Crab Nebula and NP 0532". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 85 (507) 579–585. doi:10.1086/129507.
  5. ↑ 5.0 5.1 (2008). "The Crab Nebula: An Astrophysical Chimera". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 46 127–155. doi:10.1146/annurev.astro.45.051806.110608.
  6. ↑ 6.0 6.1 Ridpath, Ian. Lord Rosse and the Crab Nebula. Star Tales.
  7. ↑ (27 October 2016). Crab Nebula. Hubblesite.
  8. ↑ Garner, Rob. (6 October 2017). Messier 1 (The Crab Nebula). NASA.
  9. ↑ 9.0 9.1 Lampland, C. O.. (1921). "Observed Changes in the Structure of the "Crab" Nebula (N. G. C. 1952)". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 33 (192) 79–84. doi:10.1086/123039.
  10. ↑ (2000). A short biography of Jan Hendrik Oort: 7. Crab Nebula. Leiden University Library.
  11. ↑ 11.0 11.1 11.2 (2008). Cosmic Imagery: Key Images in the History of Science. 45. Random House. ISBN 978-0-224-07523-7.
  12. ↑ 12.0 12.1 (November 2011). Observing the Messier Objects with a Small Telescope: In the Footsteps of a Great Observer. 8–10. Springer Science. ISBN 978-0-387-85357-4.
  13. ↑ 13.0 13.1 13.2 Mayall, Nicholas Ulrich. (1939). "The Crab Nebula, a Probable Supernova". Astronomical Society of the Pacific Leaflets. 3 (119) 145.
  14. ↑ Parsons, William. (1844). Observations on Some of the Nebulae. Philosophical Transactions of the Royal Society of London. 134 (134). doi:10.1098/rstl.1844.0012.
  15. ↑ Jones, Kenneth Glyn. (1975). The Search for the Nebulae. Alpha Academic. ISBN 978-0-905193-01-4.
  16. ↑ Leverington, David. (2012). A History of Astronomy: from 1890 to the Present. 197. Springer Science & Business Media. ISBN 978-1-4471-2124-4.
  17. ↑ 17.0 17.1 Lundmark, Knut. (1921). Suspected New Stars Recorded in Old Chronicles and Among Recent Meridian Observations. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 33 (195) 225–238. doi:10.1086/123101.
  18. ↑ Duncan, John Charles. (1921). "Changes Observed in the Crab Nebula in Taurus". Proceedings of the National Academy of Sciences. 7 (6) 179–181. doi:10.1073/pnas.7.6.179.
  19. ↑ Srinivasan, G.. (1997). Stellar Remnants. 108. Springer Science. ISBN 978-3-540-61520-0.
  20. ↑ Usui, Tadashi. (11 January 2007). Why and how did a Japanese poet record the Supernova of AD 1054?.
  21. ↑ Fujiwara no Sadaie. (c. 1200). "Meigetsuki".
  22. ↑ (2003). "Was the supernova of AD 1054 reported in European history?". Journal of Astronomical History and Heritage. 6 (1) 46. doi:10.3724/SP.J.1440-2807.2003.01.05.
  23. ↑ Gingerich, Owen. (April 1986). Islamic astronomy. Scientific American. 254 (10) 74. doi:10.1038/scientificamerican0486-74.
  24. ↑ Ibn Abi Usaibia. (1971). Lives of the Physicians.
  25. ↑ 25.0 25.1 (2003). "Supernovae and Gamma-Ray Bursters". 598 7–19. Springer. ISBN 978-3-540-44053-6. doi:10.1007/3-540-45863-8_2.
  26. ↑ Tao, Li. (2004). "Xu Zizhi Tongjian Changbian". 176 4263. Zhonghua Book Company.
  27. ↑ "Song Huiyao".
  28. ↑ (1999). "A Reinterpretation of Historical References to the Supernova of A.D. 1054". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 111 (761) 871–880. doi:10.1086/316401.
  29. ↑ (1968-01-01). "Pulsating radio sources near Crab Nebula.". International Astronomical Union Circular. (2110) 2.
  30. ↑ (December 1968). "Pulsating Radio Sources near the Crab Nebula". Science. 162 (3861) 1481–1483. doi:10.1126/science.162.3861.1481.
  31. ↑ (November 1968). "Pulsar NP 0532 Near Crab Nebula". International Astronomical Union Circular. (2113) 1.
  32. ↑ (February 1969). "Crab Nebula Pulsar NP 0532". Nature. 221 (5179) 453–454. doi:10.1038/221453a0.
  33. ↑ Bietenholz, M. F.. (July 2006). "Radio Images of 3C 58: Expansion and Motion of Its Wisp". The Astrophysical Journal. 645 (2) 1180–1187. doi:10.1086/504584.
  34. ↑ (18 August 2006). "The Evolution and Structure of Pulsar Wind Nebulae". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 44 (1) 17–47. doi:10.1146/annurev.astro.44.051905.092528.
  35. ↑ X-RAY UNIVERSE :: Make a Pulsar: Crab Nebula in 3D. chandra.cfa.harvard.edu.
  36. ↑ (4 November 2016). Pulsar Wind Nebulae. Smithsonian Astrophysical Observatory.
  37. ↑ Gibbs, Kenneth Gerard. (1987). The application of imaging to the atmospheric Cerenkov technique: Observations of the Crab Nebula. The University of Arizona.
  38. ↑ Weekes, T.C.. (1989). Observation of TeV Gamma Rays from the Crab Nebula Using the Atmospheric Cerenkov Imaging Technique. Astrophysical Journal. 342 379. doi:10.1086/167599.
  39. ↑ Amenomori, M.. (June 2019). "First Detection of Photons with Energy Beyond 100 TeV from an Astrophysical Source". Physical Review Letters. 123 (5). doi:10.1103/PhysRevLett.123.051101.
  40. ↑ (1982). "The Crab Nebula. I – Spectrophotometry of the filaments". The Astrophysical Journal. 258 (1) 1–10. doi:10.1086/160043.
  41. ↑ Shklovskii, Iosif. (1953). "On the Nature of the Crab Nebula's Optical Emission". Doklady Akademii Nauk SSSR. 90 983.
  42. ↑ Burn, B. J.. (1973). "A synchrotron model for the continuum spectrum of the Crab Nebula". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 165 (4) 421–429. doi:10.1093/mnras/165.4.421.
  43. ↑ (1991). "The expansion of the Crab Nebula". The Astrophysical Journal Letters. 373 L59–L62. doi:10.1086/186051.
  44. ↑ Animation showing expansion from 1973 to 2001
  45. ↑ (1968). Motions and Structure of the Filamentary Envelope of the Crab Nebula. Astronomical Journal. 73 535. doi:10.1086/110658.
  46. ↑ (2003). "Accelerated expansion of the Crab Nebula and evaluation of its neutron star parameters". Astronomy and Astrophysics. 405 (2) 747–751. doi:10.1051/0004-6361:20030642.
  47. ↑ (8 June 2007). Crab Nebula exploded in 1054. Astronomy.com.
  48. ↑ (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.
  49. ↑ 49.0 49.1 (1997). "An Optical Study of the Circumstellar Environment Around the Crab Nebula". The Astronomical Journal. 113 354–363. doi:10.1086/118258.
  50. ↑ 50.0 50.1 (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.
  51. ↑ Minkowski, Rudolph. (September 1942). "The Crab Nebula". The Astrophysical Journal. 96 199. doi:10.1086/144447.
  52. ↑ (1949). "Positions of three discrete sources of Galactic radio frequency radiation". Nature. 164 (4159) 101–102. doi:10.1038/164101b0.
  53. ↑ 53.0 53.1 (1964). "Lunar Occultation of X-ray Emission from the Crab Nebula". Science. 146 (3646) 912–917. doi:10.1126/science.146.3646.912.
  54. ↑ (1968). "Observation of Gamma Radiation from the Crab Nebula". The Astrophysical Journal Letters. 151 L9. doi:10.1086/180129.
  55. ↑ Del Puerto, C.. (2005). "Pulsars In The Headlines". EAS Publications Series. 16 115–119. doi:10.1051/eas:2005070.
  56. ↑ (April 2006). Decoding the Message of the Pulsars: Intelligent Communication from the Galaxy. 73. Bear & Co.. ISBN 978-1-59143-062-9.
  57. ↑ (April 2006). Decoding the Message of the Pulsars: Intelligent Communication from the Galaxy. 135. Bear & Co.. ISBN 978-1-59143-062-9.
  58. ↑ (2002). "Moments of inertia for neutron and strange stars: Limits derived for the Crab pulsar". Astronomy and Astrophysics. 396 (3) 917–921. doi:10.1051/0004-6361:20021241.
  59. ↑ (1984). "Einstein observations of the Crab nebula pulsar". The Astrophysical Journal. 283 279–285. doi:10.1086/162304.
  60. ↑ (2017). "An Introduction To Modern Astrophysics". 532. Cambridge University Press. ISBN 978-1-108-42216-1.
  61. ↑ 61.0 61.1 (1996). "The Extremely Dynamic Structure of the Inner Crab Nebula". Bulletin of the American Astronomical Society. 28 (2) 950.
  62. ↑ (December 2009). "Observations of 'wisps' in magnetohydrodynamic simulations of the Crab Nebula". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 400 (3) 1241–1246. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.15550.x.
  63. ↑ (August 2013). The Cosmos: Astronomy in the New Millennium. 357. Cambridge University Press. ISBN 978-1-107-27695-6.
  64. ↑ (December 2011). Astrophysics in a Nutshell. 90. Princeton University Press. ISBN 978-1-4008-3934-6.
  65. ↑ (January 1985). "The Crab Nebula and Related Supernova Remnants: Proceedings of a Workshop Held at George Mason University, Fairfax, Virginia, October 11–12, 1984". The Crab Nebula and Related Supernova Remnants. 97–113. ISBN 0-521-30530-6.
  66. ↑ 66.0 66.1 (1985). "Recent developments concerning the Crab Nebula". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 23 (507) 119–146. doi:10.1146/annurev.aa.23.090185.001003.
  67. ↑ (2013). "Supernova explosions of super-asymptotic giant branch stars: multicolor light curves of electron-capture supernovae". The Astrophysical Journal Letters. 771 (1) L12. doi:10.1088/2041-8205/771/1/L12.
  68. ↑ (28 June 2021). The electron-capture origin of supernova 2018zd. Nat Astron. 5 (9) 903–910. doi:10.1038/s41550-021-01384-2.
  69. ↑ 69.0 69.1 (28 June 2021). New, Third Type Of Supernova Observed. W. M. Keck Observatory.
  70. ↑ 70.0 70.1 (28 June 2021). Astronomers discover new type of supernova. RTE News.
  71. ↑ (1995). "Does the Crab Have a Shell?". The Astrophysical Journal Letters. 454 (2) L129–L132. doi:10.1086/309794.
  72. ↑ (1975). "Spatial distribution of X-rays in the Crab Nebula". The Astrophysical Journal. 202 494–497. doi:10.1086/153998.
  73. ↑ Erickson, W. C.. (1964). "The Radio-Wave Scattering Properties of the Solar Corona". The Astrophysical Journal. 139 1290. doi:10.1086/147865.
  74. ↑ (2004). "An X-Ray Measurement of Titan's Atmospheric Extent from Its Transit of the Crab Nebula". The Astrophysical Journal. 607 (2) 1065–1069. doi:10.1086/383521. চন্দ্রের ছবিগুলো যা মরি এবং অন্যান্যরা ব্যবহার করেছিলেন তা এখানে দেখা যাবে।
  75. ↑ van den Bergh, Sidney. (1970). "A Jetlike Structure Associated with the Crab Nebula". The Astrophysical Journal Letters. 160 L27. doi:10.1086/180516.

বহিঃসংযোগ

উৎস: ইংরেজি উইকিপিডিয়ার “Crab Nebula” নিবন্ধের অনুবাদ।

মূল নিবন্ধ: https://en.wikipedia.org/wiki/Crab_Nebula

এই অনুবাদটি স্বয়ংক্রিয়ভাবে প্রস্তুত করা হয়েছে।

Retrieved from "https://ltrc.sciwiki.in/index.php?title=কাঁকড়া_নীহারিকা_(Crab_Nebula)&oldid=677"