Krabbetåken

Krabbetåken (katalognavn Messier 1, M1 eller NGC 1952) er en supernovarest i stjernebildet Tyren. Den ble første gang observert i 1731 av John Bevis. Større betydning fikk det imidlertid at Charles Messier «gjenoppdaget» den i 1758 da han observerte en komet. Han la merke til et diffust lysende objekt 67’nordvest for V-Tauri (zeta Tauri). Objektet lignet til forveksling en svak komet. Messier bestemte seg da for å lage en katalog over objekter som kometjegere også senere kunne komme til å forveksle med kometer. Dette ble etter hvert til en liste med drøyt 100 objekter som alle er godt egnet for små og moderat store amatørteleskoper.

Noen av Messier-objektene er synlige uten kikkert, blant annet M31 – Andromedatåken, M42 – Oriontåken og M13 – kulehopen i Herkules. Andre er vanskelige å se selv i ganske store amatørteleskop dersom forholdene ikke er gode eller observasjonen gjøres fra et sted som er sjenert av for mye lys. Objektene betegnes med bokstaven M for Messier etterfulgt av et tall som viser rekkefølgen han katalogiserte objektene i. Krabbetåken, som er det første objektet Messier førte opp i sin katalog, har derfor betegnelsen M1. Listen inneholder galakser, stjernehoper, gasståker og planetariske tåker. Mange hobbyastronomer «jakter» aktivt på Messier-objekter for å finne flest mulig av dem.

 En massiv stjerne dør 
Krabbetåken er et resultat av en av universets mest dramatiske hendelser; en stor stjernes voldsomme død. Dette er stjerner som har en masse på 2–3 ganger solas masse når de dør. Etter hvert som de går tom for hydrogen og helium i kjernen, starter de å brenne karbon til tyngre grunnstoffer. Alle disse kjernereaksjonene produserer store mengder energi. Temperaturen i kjernen øker til 100 millioner K. Mye av denne energien forsvinner ut som nøytrinoer, som er partikler som nesten ikke vekselvirker med annen materie. Dersom massen er stor vil dette kunne pågå helt til det dannes jern. Dannelse av tyngre grunnstoffer enn jern krever imidlertid energi snarere enn å frigi energi. Stjernen kommer i en energikrise som ødelegger den balansen det tidligere var mellom tyngdekraften som virker innover mot sentrum av stjernen og strålingstrykket som virker i motsatt retning. 

Tyngdekraften får fullstendig overtaket siden strålingstrykket reduseres kraftig, og stjernen bryter sammen under sin egen gravitasjonskraft i et enormt gravitasjonskollaps. Stjernen faller sammen mot sitt sentrum. Det er da lett å skjønne at det er enorme energimengder som frigjøres når milliarder av tonn masse i løpet av kort tid styrter hundretusenvis av kilometer innover i et enormt sterkt tyngdefelt. Denne energien kan umulig forbli i stjernens kjerne. I stedet kastes de ytre delene av stjernen ut i verdensrommet med hastigheter på over  km pr. sekund i en vanvittig eksplosjon. Temperaturen og tettheten blir så enorm i denne prosessen at også de aller tyngste grunnstoffene lages. Dette er faktisk den eneste måten disse grunnstoffene kan lages på. Og nova/supernova-eksplosjoner er de eneste som kan sende dem ut i verdensrommet.

Krabbetåken eksploderte for ca.  år siden. På jorda levde vi imidlertid i uvitenhet om stjernens dramatiske skjebne i ytterligere  år fordi avstanden til objektet er 6300 lysår.
Først i år 1054 e.Kr. kom lyset fra eksplosjonen frem til oss. Kinesiske astronomer har etterlatt seg rapporter om en stjerne som var synlig på høylys dag i 23 dager der vi i dag finner Krabbetåken. De så den første gang 4. juli dette året. Indianere i Nord-Amerika har gjort nedtegninger som bekrefter rapportene fra Kina. Det er imidlertid rart at det ikke finnes noen rapporter om objektet fra Europa, spesielt siden objektet var synlig i omtrent et år. Det har vært spekulert på om kirken av en eller annen grunn har nedlagt forbud mot å nevne objektet.

På sitt sterkeste sendte stjernen alene ut like mye lys som omtrent  soler. Tilsvarende kraftige eksplosjoner har skjedd i vår galakse bare to ganger siden; Tychos stjerne i Cassiopeia i 1572 og Keplers stjerne i Slangebæreren (Ophiuchus) i 1604.

 Observasjoner av Krabbetåken 
Krabbetåken har en samlet lysstyrke på ca. 9 mag., og en total utstrekning på ca. 5’x 3’. Den ligger 67’nordvest for V-Tauri. Den er et relativt lett objekt å observere i en kikkert med speil eller linse på 10 cm (3-4 tommer) eller mer forutsatt at himmelen er helt mørk og forholdene ellers er gode. Den ovale formen begynner å komme fram med kikkerter fra 6" (15 cm) og oppover. Krabbetåken har en rekke filamenter som ligner tråder som stråler ut fra tåken. Dette kan være fronter hvor sjokkbølger beveger seg. Disse var den direkte årsaken til at tåken fikk sitt navn fordi Lord Rosse i 1844 syntes de fikk objektet til å ligne en krabbe. Filamentene begynner så smått å bli synlige i teleskoper med åpning større enn ca. 10" (25 cm). De kommer imidlertid ikke fram i sin fulle prakt annet enn på fotografier.

 Energiutsendelse fra Krabbetåken 
Det kreves en temperatur på ca.  K for å forklare den nåværende energiutsendelsen fra Krabbetåken som tilsvarer ca.  ganger den energien sola sender ut. Mesteparten av energien sendes derfor ut i den ultrafiolette delen av spekteret og som røntgenstråling. Røntgenkilden har en utstrekning på ca. 2’. Man regner med at ca. 5 % av denne strålingen stammer fra supernovaresten. Resten produseres i gassen som omgir stjernen. En teori går ut på at røntgenstrålingen lages av elektroner med svært høy hastighet som akselereres og bremses hurtig opp i et svært kraftig magnetfelt. Energien som sendes ut som røntgenstråling er ca. 100 ganger større enn den energien som sendes ut i synlig lys.

Slik vi ser tåken i dag, nesten  år etter eksplosjonen, ekspanderer tåken i gjennomsnitt med en hastighet på ca.  km/s. Dette er beregnet på bakgrunn av fotografier som er tatt av tåken med store teleskoper med noen tiårs mellomrom. Hastigheten øker noe med tiden. Denne hastigheten stemmer godt overens med tidspunktet for observasjonene av supernovaen fra Kina og Nord-Amerika.

 Krabbepulsaren 
I sentrum av tåken ble det i 1968 funnet en kraftig radiokilde. Den er faktisk blant de fire sterkeste radiokildene på himmelen. Posisjonen til denne faller sammen med en svak stjerne som også varierer med inntil en faktor 15 i synlig lys. Det som er mest spesielt med denne stjernen, er at den gjør ca. 30 oppbluss hvert sekund. Omtrent hvert femte minutt (dvs. omtrent hver  puls) kommer det en puls som er omtrent 1000 ganger så sterk som en gjennomsnittlig puls.

Resten etter supernovaen i Krabbetåken var en av de første stjernene av denne typen som ble oppdaget. Vi kaller dem pulsarer. Årsaken til fenomenet er at stjernen har et enormt magnetfelt, og at svært mye av energien sendes ut langs dette magnetfeltet. Denne energistrålen følger stjernens rotasjon akkurat som lysstrålen fra et fyrtårn. Vi ser derfor stjernen blusse opp hver gang energistrålen peker mot jorda. Krabbepulsaren varierer med samme periode også i røntgen-området.

Den korte perioden viser at stjernen roterer uhyre raskt. Dette gjør den fordi den har bevart mesteparten av sin totale rotasjonsenergi samtidig som den er blitt komprimert til et objekt med diameter på bare noen kilometer. Komprimeringen øker rotasjonshastigheten voldsomt på samme måte som når en kunstløper øker rotasjonen når hun/han trekker armene inntil kroppen.

Det er stjernens store masse som gjør at den er blitt så kompakt. Da blir tyngdekraften så stor at selv ikke atomene motstår trykkreftene når strålingstrykket fra kjernereaksjonene opphører. Atomene knuses rett og slett ved at elektronene presses inn i atomkjernene av tyngdekraften og omdannes til nøytroner. Stjernen kalles da en nøytronstjerne. Forskerne har beregnet at tettheten til Krabbepulsaren er så stor at bare én kubikkmillimeter (et volum som tilsvarer størrelsen av et knappenålshode) veier én million tonn. Dette illustrerer at atomene vi er laget av faktisk består av en bitteliten kjerne omgitt av bittesmå elektroner, men at mesteparten er tomrom. Jorda hadde fått samme tetthet som Krabbepulsaren dersom den hadde blitt presset sammen til en kule med diameter 225 meter.

 Kilder 
 Birger Andersen, Den flotte tyren (Taurus)

 Eksterne lenker 



Kategori:Supernovarester
Kategori:Messierobjekter
Kategori:NGC-objekter
Kategori:Artikler i astronomiprosjektet