Rektaszension	05 : 34.5 (Stunden : Minuten)
Deklination	+22 : 01 (Grad : Minuten)
Entfernung	6.3 (*1000 Lichtjahre)
Visuelle Helligkeit	8.4
Scheinbare Ausdehnung	6x4 (Bogenminuten)

Der auffallendste der bekannten Supernova Reste. Dieses Objekt brachte Messier dazu, seinen nach ihm benannten Katalog zu beginnen. Die Supernova wird geschichtlich am 4. Juli 1054 n. Chr. von chinesischen Astronomen erwähnt. Sie war vermutlich so hell wie der Vollmond (sie mu&zlig; eine Helligkeit von mindestens -6 Magnituden erreicht haben) und auch 23 Tage lang auch tagsüber zu sehen. Möglicherweise ist dieses Ereignis auch von den Künstlern der Anasazi (heutiges Arizona und Neu-Mexiko) Indiander aufgezeichnet worden, wie Funde im Navaho Canyon und White Mesa (beides in Arizona) sowie im Chaco Canyon National Park (Neu-Mexiko) andeuten; es gibt einen Überblick über die Forschung über die Chaco Canyon Anazasi Kunst online (engl.). Zusätzlich hat Ralph R. Robbins von der Universität von Texas Kunst der Mimbres Indianer in New Mexico gefunden, die möglicherweise die Supernova bildhaft darstellt.

Der Supernova von 1054 wird auch die Bezeichung des veränderlichen Sternes CM Tauri zugeordnet. Sie gehört zu den wenigen geschichtlich belegten Supernovae in unserer Galaxie.

Der nebelartige Überrest wurde 1731, laut Messier, von John Bevis entdeckt. Messier selbst fand ihn unabhängig von Bevis am 28. August 1758, nahm aber an, es handele sich dabei um einen Kometen. Natürlich entdeckte er schnell, daß dieses Objekt seine Position am Himmel nicht veränderte, und katalogisierte es am 12. September 1758. Wegen seiner Ähnlichkeit mit einer Zeichnung von Lord Rosse (um 1844 entstanden) wurde M 1 "Krebs" genannt.

Der Nebel setzt sich aus dem Material zusammen, das bei der Supernova Explosion ausgestoßen worden ist und sich heute über ein Volumen von etwa 10 Lichtjahren im Durchmesser erstreckt. Die Wolke dehnt sich noch immer mit einer Geschwindigkeit von 1800 km/s aus. Das Licht, das sie ausstrahlt, besteht aus zwei wesentlichen Komponeten: Einem rötlicher Anteil, der ein willkürliches Netz aus hellen Filamenten formt, deren Emissionslinien dem Spektrum diffuser Gasnebel (oder planetarischer Nebel) entspricht, und einem blauen Anteil, einem diffusen Hintergrund aus hochgradig polarisierter `Synchrotron Strahlung', wie sie entsteht, wenn sich hochenergetische (d.h. sich sehr schnell bewegende) Elektronen in einem starken magnetischen Feld befinden; Synchrotron Strahlung findet man ebenfalls in anderen "explosiven" Prozessen im Kosmos, so zum Beispiel auch in dem aktiven Zentrum der irregulärer Galaxie M82 und dem eigentümlichen Jet der elliptischen Riesengalaxie M87. Diese eindrucksvollen Eigenschaften des Krebs-Nebels im sichtbaren Bereich des Lichtes fallen gleichermaßen in den Palomar Bildern auf, in der Nachbearbeitung von David Malin vom Anglo Australian Observatory, sowie in Paul Scowen's Bild, daß ebenfalls auf Mt. Palomar aufgenommen worden ist.

Im Jahr 1948 wurde der Krebs-Nebel als Quelle einer starken Radiostrahlung identifiziert. Sechszehn Jahre später (1964) wurde mit einer Rakete, die die höchsten Luftschichten erreichte, Röntgenstrahlung entdeckt, die der Nebel emittierte. Die Energie, die in Form von Röntgenstrahlen emittiert wird, ist etwa 100 Mal höher als die Energie, die der Nebel im sichtbaren Bereich austrahlt. Nichstdestoweniger ist aber auch die Leuchtkraft des Nebels im sichtbaren Licht enorm: Bei einer Entfernung von 6.300 Lichtjahren (dieser Wert gilt als bestätigt) entspricht seine scheinbare Helligkeit einer absoluten Helligkeit von -3.2 Magnituden, bzw. mehr als 1000 Sonnenhelligkeiten. Seine Gesamtleuchtkraft (integriert über den gesamten Spektralbereich) wird auf das 100.000-fache der Sonnenleuchtkraft (bzw. 5*10^38 erg/s) geschätzt !

1968 entdeckte man in M1 eine pulsierende Radioquelle, den Crab Pulsar (auch als NP0532 katalogisiert). Dieser Stern ist der rechte von dem Paar, das in unserem Photo in der Nähe des Zentrums des Nebels sichtbar ist. Es gilt heute als gesichert, daß dieser Pulsar ein schnell rotierender Neutronenstern ist: er kommt auf 30 Umdrehungen in der Sekunde ! Diese Wert ist sehr gut bestimmt, denn der Neutronenstern strahlt Pulse in praktisch jeden Teil des elektromagnetischen Spekrums von einem "heißen Fleck" auf seiner Oberfläche aus aus. Der Neutronenstern ist ein extrem dichtes Objekt, dichter als ein Atomkern; in einem Volumen von 30 km Durchmesser konzentriert sich mehr Masse als die der Sonne. Seine Rotationgeschwindigkeit vermindert sich langsam durch die magnetische Wechselwirkung mit dem Nebel; dies ist heute eine der Hauptenergiequellen, die den Nebel zum Leuchten bringen; wie oben erwähnt ist diese Energiequelle 100.000 ergiebiger als die unserer Sonne.

Im sichtbaren Bereich weist der Pulsar eine scheinbare Helligkeit von 16 Mag. auf. Dies bedeutet, daß dieser sehr kleine Stern eine absolute Helligkeit von +4.5 besitzt; dies entspricht in etwa der gleichen Leuchtkraft wie sie unsere Sonne im sichtbaren Teil des Spektrums aufweist !

Optische Aufnahmen des Krebs-Pulsars (Michael Richmond)

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Hartmut Frommert
Christine Kronberg
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Letzte Äderung: 30 Juli 1999, 10:44 MET