سديم السرطان: الفرق بين النسختين

| dec = {{ميل|+22|00|52.1}}<ref name="simbad" />

| dist_ly = 6.5 ± 1.6 [[سنة ضوئية|ألف سنة ضوئية]] <ref name="Kaplanetal2008">{{ Cite journal

| size_v = 420″ × 290″<ref name="Trimble1973" />{{عنوان مرجع|A|a|none}}

| names = مسييه 1,<ref name="simbad" /> NGC 1952,<ref name="simbad" /> 244 شاربلس

'''سديم السرطان''' ويُعرف كذلك بإسم '''مسييه 1''' {{إنج|Messier 1}} (أو طبقا لـ [[الفهرس العام الجديد]] إن جي سي 1952) هو عبارة عن [[بقايا مستعر أعظم]] و[[رياح سديمية نبضية|سديم رياح نبضية]] في [[كوكبة]] [[الثور (كوكبة)|الثور]]. كان [[جون بفيس]] قد لاحظ هذا السديم سنة [[1731]]، وتطابق موقعه المكتشف مع سجلات تاريخية تعود [[عرب|للعرب]] و[[الصين]]يين و[[كوريا|الكوريين]] و[[اليابان]]يين لموقع نجم لامع ظهر سنة 1054 . وتفيد هذه السجلات أن النجم كان لامعًا لدرجة أنه بقي ظاهرًا في وضح النهار طيلة 23 يومًا، وفي الليل طيلة 653 يومًا.<ref name=SN1054>[http://www.seds.org/messier/more/m001_sn.html Supernova 1054 - Creation of the Crab Nebula] {{وصلة مكسورة|date= يوليو 2017 |bot=JarBot}} {{Webarchive|url=http://web.archive.org/web/20110903122921/http://www.seds.org:80/messier/more/m001_sn.html |date=03 سبتمبر 2011}} </ref><ref name="PASP1942">{{Cite journal|الأخير=Duyvendak|الأول=J. J. L.|العنوان=Further Data Bearing on the Identification of the Crab Nebula with the Supernova of 1054 A.D. Part I. The Ancient Oriental Chronicles|journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific|volume=54|issue=318|الصفحات=91–94|التاريخ=April 1942|السنة=1942|المسار=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-data_query?bibcode=1942PASP...54...91D&link_type=ARTICLE&db_key=AST&high=48481ee71b05349|doi=|id=}}<br />{{Cite journal|الأخير=Mayall|الأول=N. U.|الأخير2=Oort|الأول2=Jan Hendrik|العنوان=Further Data Bearing on the Identification of the Crab Nebula with the Supernova of 1054 A.D. Part II. The Astronomical Aspects|journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific|volume=54|issue=318|الصفحات=95–104|التاريخ=April 1942|السنة=1942|المسار=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-data_query?bibcode=1942PASP...54...95M&link_type=ARTICLE&db_key=AST&high=48481ee71b05349|doi=|id=}}</ref><ref>{{cite journal|الأخير=Brecher|الأول=K.|وصلة المؤلف=|المؤلفين المشاركين=''et al.''|السنة=1983|الشهر=|العنوان=Ancient records and the Crab Nebula supernova|journal=The Observatory|volume=103|issue=|الصفحات=106–113|id=|المسار=http://adsabs.harvard.edu/abs/1983Obs...103..106B|تاريخ الوصول=2008-06-04|اقتباس=}}</ref> وهناك بعض الأدلّة التي تدعم ما قيل بأن شعبيّ "[[موغويون (حضارة)|الميمبريس]]" و"الأناسازي" [[أمريكيون أصليون|الأمريكيين الأصليين]] لاحظوا لمعان [[نجم|النجم]] وقاموا بتوثيق ذلك في إحدى رسوماتهم على الهضاب المحيطة بقراهم.<ref name="Miller1955">{{Cite journal| الأخير = Miller | الأول = Williams C. | وصلة المؤلف = | المؤلفين المشاركين = | السنة = 1955 | الشهر = | العنوان = Two possible astronomical pictographs found in northern Arizona | journal = Plateau | volume = 27 | issue = 4 | الصفحات = 6–13 | id = | المسار = | تاريخ الوصول = | اقتباس = }}</ref>

يُشير التحليل الحالي للسجلات التاريخية باحتمال ظهور المستعر الأعظم الذي وَلَدَ سديم السرطان في نيسان أو أيار. وارتفع [[قدر ظاهري|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.<ref name="Collinsetal1999">{{ Cite journal

يَبدو سديم السرطان في [[الضوء المرئي]] على أنه يتألف من تجمع واسع بيضوي - إهليجي - الشكل من الشعيرات يُحيط بمنطقة مركزية زرقاء، بعرض يبلغ 4 [[دقيقة قوسية|دقائق قوسية]] وطول 6 دقائق قوسية. يُعتقد أن شكله ثلاثي الأبعاد سيكون [[كروي متطاول|كروياً متطاولاً]].<ref name="Trimble1973" /> الشعيرات هي بقايا الغلاف الجوي لسلف النجم المنفجر، وتحتوي على كمية عالية من [[الهليوم]] و[[الهيدروجين]] [[تأين|المتأين]] بالإضافة إلى [[الأكسجين]] و[[الكربون]] و[[الحديد]] و[[النتروجين]] و[[النيون]] و[[الكبريت]]. تتراوح درجة حرارة الشعيرات ما بين 11,000 و 18,000 [[كلفن]]، أما كثافتها فحوالي 1,300 جزيء في السنتيمتر المكعب.<ref name="Fesenetal1982">{{ Cite journal

}}</ref>

على الرغم من أن سديم السرطان محور مهم لمناقشات علماء الفلك، إلا أن المسافة التي تفصلنا عنه ما زالت سؤالاً مطروحاً. وذلك بسبب الشك في أساليب جميع الطرق المستخدمة في حساب المسافة. وُجد إجماع سنة [[2008]] على أن المسافة التي تفصل [[الأرض]] عن سديم السرطان تبلغ 2.0 ± 0.5 [[فرسخ فلكي|ألف فرسخ فلكي]] (6500 ± 1600 [[سنة ضوئية]]). يتمدد سديم السرطان حالياً نحو الخارج [[سرعة|بسرعة]] 1500 [[كيلومتر في الساعة]].<ref name="Bietneholz">{{ Cite journal

}}</ref> وقد أخذت صور عديدة لهذا السديم على مر الكثير من السنين دون اكتشاف توسعه البطيء،<ref>{{مرجع ويب|المسار=http://apod.nasa.gov/apod/ap011227.html |العنوان=Animation showing expansion from 1973 to 2001 |الناشر=Apod.nasa.gov |التاريخ= |تاريخ الوصول=2010-03-20}}</ref> تم تحديد سرعة التوسع بمقارنة زاوية التمدد مع [[انزياح أحمر|التحليل الطيفي]]. استخدمت عدة طرق تحليلية سنة [[1973]] لحساب المسافة الفاصلة عن السديم لتصل في النهاية إلى نتيجة 6300 سنة ضوئية.<ref name="Trimble1973">{{ Cite journal

}}</ref>

إن تتبع الأثر الذي تركه تمدد السديم يُلائم البيانات حول نشأة السديم في سنة 1054. مما يعني أن سرعته التمددية تسارعت منذ حدوث الانفجار،<ref name="Trimble1968">{{ Cite journal

}}</ref> ويعتقد أن هذا التسارع ناتج عن طاقة النابض المغذية [[حقل مغناطيسي|لحقل السديم المغناطيسي]]..<ref name="Bejgeretal2003">{{Cite journal

| المسار = http://adsabs.harvard.edu/abs/2003A%26A&A...405..747B

}}</ref>

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]].<ref name="Fesenetal1997">{{ Cite journal

}}</ref>

إحدى المكونات العديدة للسدم [[طارة (رياضيات)|الطارات]] الغنية [[الهيليوم|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 تركيب الطارة.<ref name="MacAlpineetal2007" />

يُوجد نجمان خافتان في مركز سديم السرطان. وأحدهما هو النجم المسؤول عن وجود [[السديم]]. وقد حُدد لأول مرة سنة [[1942]] عندما لاحظ [[رودولف مينكوسكي]] [[طيف|طيفاً]] بصرياً كبيراً بشكل غير اعتيادي.<ref>{{Cite journal|الأخير=Minkowski |الأول=R. |السنة=1942 |العنوان=The Crab Nebula |journal=Astrophysical Journal |volume=96 |issue= |الصفحة=199 |doi=10.1086/144447 }}</ref> وُجٍدت سنة [[1949]] منطقة كمصدر كبير للأمواج الإشعاعية،<ref>{{Cite journal|الأخير=Bolton |الأول=J. G. |الأخير2=Stanley |الأول2=G. J. |الأخير3=Slee |الأول3=O. B. |السنة=1949 |العنوان=Positions of three discrete sources of Galactic radio frequency radiation |journal=[[نيتشر (مجلة)|]] |volume=164 |issue=4159 |الصفحات=101–102 |doi=10.1038/164101b0 }}</ref> و[[أشعة سينية|للأشعة السينية]] سنة [[1963]]،<ref name="Bowyer">{{Cite journal|الأخير=Bowyer |الأول=S. |الأخير2=Byram |الأول2=E. T. |الأخير3=Chubb |الأول3=T. A. |الأخير4=Friedman |الأول4=H. |السنة=1964 |العنوان=Lunar Occultation of X-ray Emission from the Crab Nebula |journal=[[ساينس]] |pmid=17777056 |volume=146 |issue=3646 |الصفحات=912–917 |doi=10.1126/science.146.3646.912 }}</ref> وحُدد كواحد من ألمع النجوم [[أشعة غاما|بأشعة غاما]] في السماء سنة [[1967]].<ref>{{Cite journal|الأخير=Haymes |الأول=R. C. |الأخير2=Ellis |الأول2=D. V. |الأخير3=Fishman |الأول3=G. J. |الأخير4=Kurfess |الأول4=J. D. |الأخير5=Tucker |الأول5=W. H. |السنة=1968 |العنوان=Observation of Gamma Radiation from the Crab Nebula |journal=Astrophysical Journal |volume=151 |issue= |الصفحات=L9 |doi=10.1086/180129 }}</ref> اكتشف سنة [[1968]] أن هذا النجم يبعث إشعاعاته بشكل [[نبض]]ي، ليكون أول نجم [[نباض]] مكتشف.

النباض مصدر كبير [[موجة كهرومغناطيسية|للأشعة الكهرومغناطيسية]]، فهو يَبعث العديد 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 أن مصدر الانبعاثات هي حضارة متطورة متواجدة هناك.<ref>{{Cite journal|doi=10.1051/eas:2005070 |الأخير=Del Puerto |الأول=C. |السنة=2005 |العنوان=Pulsars In The Headlines |periodical=EAS Publications Series |volume=16 |الصفحات=115–119 }}</ref> على أي حال فإن اكتشاف مصدر الإشعاعات النبضية في قلب السديم كان دليلاً على أن النباض تشكل نتيجة انفجار [[مستعر أعظم]].

يُعتقد أن قطر نباض السرطان يتراوح بين 28 إلى 30 [[كيلومتر]]،<ref name="Bejgeretal2002">{{Cite journal|الأخير1=Bejger |الأول1=M. |الأخير2=Haensel |الأول2=P. |التاريخ=December 2002 |العنوان=Moments of inertia for neutron and strange stars: Limits derived for the Crab pulsar |journal=Astronomy and Astrophysics |volume=396 |issue= |الصفحات=917–921 |doi=10.1051/0004-6361:20021241 }}</ref> ويُصدر نبضة إشعاعية كل 33 [[ميلي ثانية]]،<ref>{{Cite journal|الأخير=Harnden |الأول=F. R. |الأخير2=Seward |الأول2=F. D. |السنة=1984 |العنوان=Einstein observations of the Crab nebula pulsar |journal=Astrophysical Journal |volume=283 |issue= |الصفحات=279–285 |doi=10.1086/162304 }}</ref> ويكون [[طول الموجة]] النبضية على نحو [[طيف كهرومغناطيسي|الطيف الكهرومغناطيسي]]، من [[موجة راديوية|الأمواج الراديوية]] إلى الأشعة السينية. ومثل كل النباضات المعزولة فإن فترة الدوران تتباطأ تدريجياً. يُظهر تباطؤ فترة دوران النباض أحياناً تغيرات حادة، وتعرف باسم "الخلل"، ويُعتقد أن هذا ناتج عن إعادة التجميع المفاجئ داخل [[نجم نيوتروني|النجم النيوتروني]]. تعتبر كمية [[الطاقة]] الناتجة عن تباطؤ دوران النباض كمية هائلة. فطاقة [[إشعاع سنكروتروني|الإشعاع السنكروتروني]] المنبعثة من سديم السرطان تملك [[ضياء]] كلياً يَبلغ 75,000 ضعف [[ضياء الشمس]].<ref>{{مرجع كتاب |الأخير=Kaufmann |الأول=W. J. |السنة=1996 |العنوان=Universe |الإصدار=4th |المكان=New York |الناشر=W. H. Freeman |الصفحة=428 |الرقم المعياري=0716723794 }}</ref>

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 أن التغيرات على الأجسام الفلكية تتطور بشكل بطيء، تحدد على مقياس زمني يمتد لعدة سنين.<ref>{{Cite journal|الأخير=Hester |الأول=J. J. |الأخير2=Scowen |الأول2=P. A. |الأخير3=Sankrit |الأول3=R. |الأخير4=Michel |الأول4=F. C. |الأخير5=Graham |الأول5=J. R. |last6=Watson |first6=A. |last7=Gallagher |first7=J. S. |السنة=1996 |العنوان=The Extremely Dynamic Structure of the Inner Crab Nebula |journal=Bulletin of the American Astronomical Society |volume=28 |issue=2 |الصفحة=950 |bibcode=1996BAAS...28..950H }}</ref> أكثر التغيرات الديناميكة تحدث في السديم في النقطة التي تصطدم فيها الرياح الاستوائية للنباض مع كتلة السديم، مُشكلَة ما يُعرف [[موجة صدمة (طيران)|بالموجة الصدمية]]. يتغير شكل وموضع هذه الملامح بسرعة, فالرياح الاستوائية تبدو كحزم رقيقة تنحني وتلمع ثم تتلاشى كلما ابتعدت عن النباض إلى أن تخرج من جسمه الرئيسي.

يقترح النموذج النظري لانفجار المستعر الأعظم، بأن النجم الذي انفجر مشكلاً سديم السرطان قد كان نجماً ضخم الكتلة تبلغ كتلته بين 9 إلى 11 ضعف [[كتلة شمسية|كتلة الشمس]].<ref name="MacAlpineetal2007">{{ Cite journal

}}</ref><ref name="Nomoto1985">{{ Cite journal

.<ref name="Davidsonetal1985">{{ Cite journal

| المسار = http://adsabs.harvard.edu/abs/1985ARA%26A&A..23..119D

}}</ref>

إحدى أكبر المشكلات التي واجهت دراسة سديم السرطان أن كتلة السديم مع كتلة النباض أقل بكثير من الكتلة المتنبأ بها لكتلة النجم السلف، والسؤال الكبير الذي ما زال بدون حل هو أين ذهبت الكتلة المفقودة.<ref name="Davidsonetal1985" /> 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 أن كتلته تتراوح من 1 إلى 5 أضعاف كتلة الشمس، وتعتبر القيمة المقبولة من 2-3 أضعاف كتلة الشمس.<ref name="Davidsonetal1985" /> 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.<ref>{{Cite journal|الأخير=Frail |الأول=D. A. |الأخير2=Kassim |الأول2=N. E. |الأخير3=Cornwell |الأول3=T. J. |الأخير4=Goss |الأول4=W. M. |السنة=1995 |العنوان=Does the Crab Have a Shell? |journal=Astrophysical Journal |volume=454 |issue=2 |الصفحات=L129–L132 |doi=10.1086/309794 }}</ref>

استعمل العبور القمري لتحديد انبعاث [[الأشعة السينية]] من السديم. فقبل استخدام [[قمر صناعي|الأقمار الصناعية]] المزودة بتلسكوبات تقيس الأشعة السينية، كانت تستحدم تلسكوبات أرضية حساسة للأشعة السينية ولكن [[دقة الزاوي|دقتها الزاوية]] كانت منخفضة. لكن عند عبور القمر أمام السديم يكون التوضع مناسباً جداً. ويمكن استخدام تغيرات الإضاء لرسم خرائط لانبعثات الأشعة السينية بألوان "كاذبة" مختلفة، يعبر كل لون عن أشعة سينية منخفضة الطاقة، أشعة سينية متوسطة الطاقة وأشعة سينية عالية الطاقة، حيث يصدر كل منها من موقع معين في السديم.<ref>{{Cite journal|الأخير=Palmieri |الأول=T. M. |الأخير2=Seward |الأول2=F. D. |الأخير3=Toor |الأول3=A. |الأخير4=van Flandern |الأول4=T. C. |السنة=1975 |العنوان=Spatial distribution of X-rays in the Crab Nebula |journal=Astrophysical Journal |volume=202 |issue= |الصفحات=494–497 |doi=10.1086/153998 }}</ref> فعند رصد أول أشعة سينية صادرة من السديم، استخدم احتجاب القمر لتحديد مصدر الأشعة بدقة.<ref name="Bowyer" />

تعبر هالة [[الشمس]] أمام السديم سنوياً في شهر حزيران (يونيو). تستخدم تغيرات [[موجة راديوية|الأمواج الراديوية]] المستقبلة من [[سديم|السديم]] في تحديد [[كثافة]] وتركيب الهالة. وقد أكدت الأرصاد الأولية أن هالة الشمس تمتد للخارج أكثر مما كان متوقعاً في السابق، وأكد الرصد الحالي أن كثافة الهالة تتغير بشكل كبير.<ref>{{Cite journal|الأخير=Erickson |الأول=W. C. |السنة=1964 |العنوان=The Radio-Wave Scattering Properties of the Solar Corona |journal=Astrophysical Journal |volume=139 |issue= |الصفحة=1290 |doi=10.1086/147865 }}</ref>

من النادر أن يعبر [[زحل]] سديم السرطان، وقد كان آخر عبور كهذا في سنة [[2003]]، في حين أن العبور الذي سبقه كان سنة [[1296]]، وسيحدث العبور التالي سنة 2267. استخدم [[تلسكوب شاندرا الفضائي للأشعة السينية]] في مراقبة [[قمر طبيعي|قمر]] زحل [[تيتان (قمر)|تايتان]]. ليكتشف أن 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 نحو 800 [[كيلومتر]].<ref>{{Cite journal|الأخير=Mori |الأول=K. |الأخير2=Tsunemi |الأول2=H. |الأخير3=Katayama |الأول3=H. |الأخير4=Burrows |الأول4=D. N. |الأخير5=Garmire |الأول5=G. P. |last6=Metzger |first6=A. E. |السنة=2004 |العنوان=An X-Ray Measurement of Titan's Atmospheric Extent from Its Transit of the Crab Nebula |journal=Astrophysical Journal |volume=607 |issue=2 |الصفحات=1065–1069 |doi=10.1086/383521 }} Chandra images used by Mori ''et al.'' can be viewed here [http://chandra.harvard.edu/photo/2004/titan/].</ref> ولن يستطيع [[تلسكوب شاندرا الفضائي للأشعة السينية]] مراقبة عبور زحل القادم لأنه سيمر خلال [[حزام فان آلن الإشعاعي]] في ذلك الوقت.

{{شريط مختارة|تاريخ=2 فبراير 2011|نسخة= }}

[[تصنيف:فهرسأجرام مسييهشاربلس]]