Supernovauberrest
Daten des Krebsnebels
Infrarotaufnahme des Krebsnebels mithilfe des James-Webb-Weltraumteleskops : Die Struktur des Pulsarwind-Nebels ist blaulich-weißlich erkennbar, die der Filamente und der Staubverteilung orange-rot. [1]
Sternbild	Stier
Position Aquinoktium : J2000.0
Rektaszension	05h 34m 32,0s [2]
Deklination	+22° 00′ 52″ [2]
Weitere Daten
Helligkeit   (visuell)	8,4 mag [3]
Winkelausdehnung	6′ × 4′ [3]
Entfernung	1900 Parsec [4]
Beginn der Ausbildung (Jahr)	1054
Durchmesser	11 × 7 Lj
Geschichte
Entdeckung	John Bevis
Datum der Entdeckung	1731
Katalogbezeichnungen
M  1 ? NGC  1952 ? IRAS  05314+2200 ? Sh 2?244
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Der Krebsnebel (seltener Krabbennebel , fruher auch Crab-Nebel ^[5] von englisch Crab Nebula , katalogisiert als M 1 und NGC 1952 ) im Sternbild Stier ist der Uberrest der im Jahr 1054 beobachteten Supernova , in dem sich ein Pulsarwind-Nebel gebildet hat. Er befindet sich im Perseus-Arm der Milchstraße und ist etwa 1900 Parsec (6200 Lichtjahre ) von der Erde entfernt.

Der mit fast 1500 Kilometer pro Sekunde expandierende Nebel ist von ovaler Gestalt mit einer Lange von 6 Bogenminuten und einer Breite von 4 Bogenminuten. In seinem Zentrum befindet sich der aus dem explodierten Ursprungsstern hervorgegangene Neutronenstern , der etwa 30 mal pro Sekunde (33 ms Periodendauer ^[6] ) um seine Achse rotiert und im Radiofrequenzbereich sowie im optischen, Rontgen- und Gammafrequenzbereich als Pulsar (sog. Krebs- oder Crabpulsar ) nachweisbar ist. Der ihn umgebende Nebel ist von Filamenten durchzogen, die aus den außeren Schalen des Ursprungssterns entstanden sind und zum großten Teil aus ionisiertem Wasserstoff und Helium bestehen. Hinzu kommen kleinere Anteile von Kohlenstoff , Sauerstoff , Stickstoff , Eisen , Neon und Schwefel , teilweise auch in Form von Staub.

Wegen seiner geringen scheinbaren Helligkeit kann der Krebsnebel nur durch Teleskope beobachtet werden und wurde erst mit deren systematischem Einsatz im 18. Jahrhundert entdeckt. Durch seine Nahe und als einer der jungsten galaktischen Pulsarwind-Nebel gehort er seitdem zu den am intensivsten in der Astronomie erforschten Objekten. ^{[7] [8]}

Die nebelartige Erscheinung wurde im Jahr 1731 von John Bevis wahrend der Anfertigung von Sternkarten sowie, davon unabhangig, von Charles Messier auf der Suche nach Kometen im August 1758 entdeckt. Wahrend die Entdeckung von Bevis lange unveroffentlicht blieb, war es fur Messier der Ausloser zur Erstellung seines Katalogs von Nebeln und Sternhaufen , in dem der Krebsnebel als erstes Objekt eingeordnet ist. Seine Form wird darin einer Kerzenflamme ahnelnd beschrieben.

Eine Abbildung des Nebels veroffentlichte John Herschel im Jahr 1833, die den Nebel als ovalen Sternhaufen zeigte ? einen Aufbau, den er aufgrund einer von ihm erkannten Sprenkelung irrtumlich vermutete. ^[9] Lord Rosse konnte den Nebel mit seinem großen Spiegelteleskop detailliert beobachten und publizierte eine Zeichnung im Jahr 1844. Ihm wird auch die Benennung als Krebsnebel haufig zugeschrieben, jedoch wurde die Ahnlichkeit der Filamente mit den Extremitaten eines Krebses , die in dieser Zeichnung besonders ausgepragt ist, von Thomas Romney Robinson schon fruher angedeutet. ^[10] Gegen Ende des 19. Jahrhunderts publizierte Isaac Roberts , ein Pionier der Astrofotografie , erste Aufnahmen des Krebsnebels und befand, dass der Nebel auf seinen Aufnahmen den zuvor bekannten Zeichnungen nicht ahnelte. ^{[11] [12]}

Spektroskopische Untersuchungen in den 1910er Jahren von Vesto Slipher zeigten aufgrund von charakteristischen Spektrallinien , dass der Nebel aus Wasserstoff und Helium besteht. Er bemerkte, dass diese Spektrallinien aufgespalten sind, und vermutete den Stark-Effekt als Ursache. ^[13] Roscoe Frank Sanford uberlegte kurz darauf, dass auch entgegengesetzte Dopplerverschiebungen mit Geschwindigkeiten von ?600 bis ?1000 km/s und 1620 bis 1750 km/s die Aufspaltung erklaren. Bei seinen Untersuchungen erkannte er zudem, dass der hellste Bereich blau leuchtet und ein kontinuierliches Spektrum besitzt. ^[14] Diese Resultate wurden spater von Walter Baade durch Aufnahmen mit schmalbandigen Filtern bestatigt, die zudem zeigten, dass der helle blauliche Bereich im Zentrum liegt und etwa 80 % der Helligkeit des Nebels ausmachte, wahrend die Linienspektren von den Filamenten herruhrten. ^[15]

Im Jahr 1921 entdeckte Carl Otto Lampland anhand von verschieden weit zuruckliegenden Aufnahmen, dass sich die Struktur insbesondere im Zentrum des Krebsnebels uber die Zeit hinweg verandert ? eine Eigenschaft, die bis auf drei andersartige Ausnahmen bei sonst keinem Nebel gefunden wurde. ^[16]

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  Skizze des Krebsnebels, Lord Rosse , 1844
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  Isaac Roberts ’ Aufnahme des Krebsnebels, 1895
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  Die Aufnahme unter Verwendung von schmalbandigen Filter fur die Strahlung von ionisiertem Sauerstoff und Schwefel zeigt die Filamente. Hubble-Weltraumteleskop , 2005

Aufmerksam geworden durch die Entdeckung Lamplands bestatigte John Charles Duncan kurz darauf anhand weiterer Aufnahmen die Veranderung im Krebsnebel und erkannte zudem, dass es sich bei der Veranderung im außeren Bereich um eine Expansion handelt. ^[17] Parallel dazu fiel Knut Lundmark auf, dass der Krebsnebel nahe der in chinesischen Schriften verzeichneten Nova aus dem Jahr 1054 liegt. ^[18] Sieben Jahre spater, 1928, schloss Edwin Hubble durch Zuruckberechnung der Expansion auf diese Nova vor rund 900 Jahren. ^[19]

Rund zehn Jahre spater bestimmte Nicholas Ulrich Mayall anhand der Doppleraufspaltung der Spektrallinien die tatsachliche Ausdehnungsgeschwindigkeit zu 1300 km/s und ermittelte durch Vergleich mit der scheinbaren Expansion die Entfernung von 1500 Parsec (4900 Lichtjahre ). ^[20] 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 musse, der Krebsnebel so aus einem Stern entstanden ist: ^[21] Nur wenige Jahre zuvor hatte Walter Baade zusammen mit Fritz Zwicky postuliert, dass es neben einer Nova eine viel leuchtkraftigere, aber seltenere ?Super-nova“ geben kann. Bei dieser explodiert ein massereicher Stern, wobei sich aus seinen außeren Schichten ein expandierender Nebel bildet, wahrend sein Kern zu einem Neutronenstern kollabiert. ^{[22] [23]}

Der im Zentrum des Nebels vermutete Neutronenstern wurde durch spektroskopische Untersuchungen von Rudolph Minkowski Anfang der 1940er Jahre bestatigt. Die Spektroskopien deuteten auf etwa eine Sonnenmasse bei einem Durchmesser von hochstens 2 % der Sonne und somit eine zumindest 180.000-fache Dichte und ? was ihn von einem weißen Zwerg unterscheidet ? eine Temperatur von 500.000 Kelvin . Zudem ergab sich die 30.000-fache Leuchtkraft der Sonne unter der Annahme, dass der Neutronenstern außerhalb des sichtbaren Spektrums dem Nebel dessen abgestrahlte Energie liefert; im sichtbaren Spektrum erreicht der Neutronenstern nur 16  mag . ^[24]

Die Supernova ordnete Minkowski nach einem kurz zuvor von ihm entworfenen phanomenologischen Klassifikationssystem ^[25] dem Typ I zu. ^[24] Mit dem schrittweise verfeinerten und um physikalische Modelle erganzten Klassifikationssystem wurde jedoch der Typ II-P immer plausibler. ^{[26] [27] [28] [29]}

Im Jahr 1948 fand John Gatenby Bolton mit weiteren Wissenschaftlern an der Position des Nebels die Radioquelle Taurus A ^{[30] [31]} , und erkannte, dass die hohe Intensitat wahrscheinlich nicht durch thermische Prozesse hervorgerufen wird. Hannes Alfven und Nicolai Herlofson schlugen kurz darauf eine Synchrotronstrahlung als Erklarung vor, die von fast lichtschnellen Elektronen in einem starken Magnetfeld hervorgerufen wird. ^[32] Im Jahr 1953 vermutete Iosef Shklovsky , dass auch das blaue Leuchten des Zentrums durch Synchrotronstrahlung hervorgerufen wird und dieses aufgrund des Magnetfelds polarisiert ist. ^[33] Diese Polarisation wurde im Folgejahr nachgewiesen, die Quelle der Elektronen und des Magnetfelds blieben jedoch lange Gegenstand einer Kontroverse. ^{[34] [35]}

Erste rontgenastronomische Beobachtungen , die nur außerhalb der Atmosphare moglich sind, wurden ab 1963 mit Aerobee -Raketen durchgefuhrt. Dabei wurden im Energiebereich zwischen 1,5 keV und 8 keV zunachst nur zwei sehr helle Rontgenquellen entdeckt und der Krebsnebel mit einer von ihnen, Taurus X-1, identifiziert. ^[36] Dies gab auch Evidenzen fur den Neutronenstern als Ursache des Magnetfeldes. ^[37] Im Jahr 1967 erkannte man durch Instrumente an einem Hohenballon, dass es eine der starksten Quellen fur Gammastrahlung im Bereich bis 560 keV ist. ^[38] Zu dieser Zeit begann man auch, Gammastrahlung bis in den Teraelektronenvolt-Energiebereich mit Hilfe von Tscherenkow-Teleskopen zu untersuchen und konnte diese im Laufe der 1970er Jahre immer deutlicher nachweisen. ^{[39] [40] [41]} Beobachtungen mithilfe des Fermi Gamma-ray Space Telescope zeigten zudem ein gelegentliches, mehrere Tage anhaltendes starkes Auflodern der Aktivitat. ^{[42] [43]} Im Jahr 2019 konnte Gammastrahlung mit uber 100 TeV aus dem Krebsnebel nachgewiesen werden, womit er die erste bekannte Quelle derartiger Strahlung ist; ^[44] im Jahr 2021 wurden Photone mit PeV-Energie mithilfe des Large High Altitude Air Shower Observatory detektiert. ^[45]

Mitte der 1960er Jahre uberlegte Lodewijk Woltjer , dass ein Neutronenstern den magnetischen Fluss des Vorgangersterns zu einem enorm starken Magnetfeld in sich bundeln konnte. ^[37] Etwas spater folgerte Franco Pacini , dass, wenn dieser auch den Drehimpuls des Vorgangersterns behalt und durch die Kontraktion schnell rotiert , er wie ein Dynamo riesige Energiemengen in den umgebenden Nebel abgibt. ^[46]

Motiviert durch den Bericht im Jahr 1968 uber den ersten Pulsar  ? ein derartiger, zu pulsieren scheinender Neutronenstern ^[47]  ? durchmusterten David H. Staelin und Edward C. Reifenstein den Himmel und entdeckten im Bereich des Krebsnebels ? und moglicherweise zu ihm gehorend ? zwei pulsierende Radioquellen. Die Entdeckung erfolgte mit dem 90-Meter-Radioteleskop in Green Bank . ^{[48] [49]} Sie bezeichneten die Radioquellen mit NP 0527 und NP 0532. NP 0527 erwies sich schließlich als deutlich alter als die Supernova aus dem Jahr 1054, ^[50] aber NP 0532 konnte als zum Krebsnebel zugehorig identifiziert werden. Die Pulsperiode von 33,09 ms und deren langsame Zunahme konnten bereits kurz nach der Entdeckung mit Hilfe des dreimal so großen Radioteleskop am Arecibo-Observatorium bestimmt werden. ^{[51] [52]} Ein Vergleich zeigte, dass der entsprechend der beobachteten Pulsation rotierende Neutronenstern mit einem Magnetfeld von 100.000.000 Tesla eine Leistung abgibt, die der durch Verlangsamung der Rotation freiwerdenden Rotationsenergie und zugleich etwa der gesamten Synchrotronstrahlung entspricht, wenn man einen Durchmesser des Pulsars von 24 km zugrunde legt; der Krebsnebel bezieht somit seine Energie aus dem allmahlich langsamer rotierenden Neutronenstern wie aus einem Schwungrad . ^[53]

Das Pulsieren konnte auch in anderen Spektralbereichen nachgewiesen werden. Bereits im Jahr 1969 wurde im optischen Bereich der Pulsar PSR B0531+21 mit dem Zentralstern des Krebsnebels identifiziert, ^[54] kurz darauf im gleichen Jahr auch im Rontgenbereich. ^[55] Die Pulse weisen einen Hauptpuls und einen Nebenpuls auf, wobei die Pulsform und Pulshohe vom Spektralbereich abhangen; bei Gammastrahlung kann der Nebenpuls hoher als der Hauptpuls ausfallen. Es gibt verschiedene Modelle des Pulsars, die diese Abstrahlung mit diesen Pulsformen beschreiben; bei einem ist beispielsweise das Magnetfeld um 45° gegen die Rotationsachse und diese um 67° gegen die Beobachtungsrichtung geneigt. ^[56] Allerdings kann die Intensitat dieser Pulse auch vereinzelt in einem Maße hoher ausfallen, wie es bei sehr wenigen anderen Pulsaren beobachtet wurde. Diese Pulse hoherer Intensitat werden als Giant Pulse bezeichnet und treten mit der zehnfachen Energie im Mittel etwa alle zehn Minuten auf, ^[57] konnen aber auch mit der 2000-fachen Energie auftreten. ^[58] Nachfolgende Untersuchungen zeigten, dass sie teilweise nur 2 Nanosekunden lange Subpulse enthalten, so dass der Emissionsbereich kleiner als 1 Meter sein muss. ^[59] Der Entstehungsmechanismus ist noch nicht umfassend geklart. ^[60]

Aufgrund der Beobachtungen vermutete bereits im Jahr 1969 Wallace Hampton Tucker , dass ein sogenannter Pulsarwind aus den fast lichtschnellen geladenen Teilchen beim Auftreffen auf den umgebenden Nebel zu leuchten beginnt, ^[61] und funf Jahre spater prazisierten Martin John Rees und James Edward Gunn , dass die relativistischen Elektronen und Positronen im toroidalen magnetischen Feld um den Pulsar entstehen und die Synchrotronstrahlung einsetzt, sobald diese mit dem Nebel kollidieren. ^{[62] [63]} Entlang der Rotationsachse bilden sich zudem durch das Magnetfeld geformte Jets aus relativistischen geladenen Teilchen, wie im Jahr 1984 berechnet wurde. ^[64] Rund 10 Jahre spater konnten diese Jets im Rontgen- und optischen Bereich mittels der nunmehr verfugbaren hochauflosenden Teleskope ROSAT , Hubble-Weltraumteleskop und Chandra-Weltraumteleskop nachgewiesen werden. ^[65]

Nach neueren Untersuchungen wird fur den Pulsar im Krebsnebel ein Durchmesser von 28 bis 30 km angenommen. ^[66] Damit ergibt sich eine Energieabgabe von etwas mehr als dem 100.000-Fachen der Sonne. ^[66] Die hohe abgestrahlte Energiemenge erzeugt die von Lampland ^[16] entdeckte extrem dynamische Region im Zentrum des Krebsnebels, die sich mit dem hochauflosenden Hubble-Weltraumteleskop und dem Chandra-Weltraumteleskop eingehend beobachten lasst: Wahrend die meisten Veranderungen von astronomischen Objekten so langsam geschehen, dass man sie erst nach vielen Jahren wahrnehmen kann, andert sich das Innere des Krebsnebels innerhalb weniger Tage. ^[67] Die Gebiete mit den starksten Veranderungen im inneren Teil des Nebels sind an dem Punkt, wo die Jets des Pulsars mit dem umgebenden Material kollidieren und eine Stoßwelle bilden. Zusammen mit dem aquatorialen Wind erscheinen sie als eine Serie von buschelahnlichen Gebilden, die steil hervorwachsen, aufleuchten und dann verblassen, wenn sie sich vom Pulsar weg- und in den Nebel hineinbewegen.

Bereits im Jahr 1942 berichtete Walter Baade von Aufnahmen der Filamente mit schmalbandigen Filtern, mit denen er deren Ionisation durch charakteristische Spektrallinien von Wasserstoff nachwies. ^[15] Durch genauere Untersuchungen der ebenfalls vorhandenen Spektrallinien von Sauerstoff und Helium konnte Donald Edward Osterbrock im Jahr 1957 deren Temperatur mit rund 15.000 Kelvin und Dichte mit 550 bis 3700 ionisierten Teilchen pro Kubikzentimeter bestimmen, ^[68] was weitere Untersuchungen bestatigten. ^[69] Kurz darauf vermutete man, dass die komplexe Gestalt der Filamente durch eine Rayleigh-Taylor-Instabilitat an der Grenzschicht zwischen Neutronenstern und abgestoßenem Supernovarest hervorgerufen wird. ^[70]

Neuere Untersuchungen zeigen, dass der Krebsnebel sich derzeit mit einer Geschwindigkeit von 1500 km/s ausdehnt. ^[71] Rechnet man die Expansion zuruck, erhalt man ein Datum fur die Bildung des Nebels, das auf mehrere Jahrzehnte nach 1054 verweist. Es scheint, als hatte sich der Nebel beschleunigt ausgedehnt. ^[72] Man vermutet, dass die notwendige Energie fur die Beschleunigung vom Pulsar stammt, der das Magnetfeld verstarkte, und dass dadurch die Filamente schneller vom Zentrum wegbewegt wurden. ^{[46] [73]} Unterschiede in der zuruckberechneten Expansion der Filamente und des Polarwindnebels stutzen zudem die Rayleigh-Taylor-Instabilitat als Erklarung der Filament-Morphologie. ^[7]

Abschatzungen der Masse des Krebsnebels waren anfangs wenig ubereinstimmend. Minkowski nannte im Jahr 1942 zu der etwa 1 Sonnenmasse fur den Neutronenstern weitere 15 Sonnenmassen fur den umgebenden Nebel. ^[24] Die Gesamtmasse der Filamente versuchte Osterbrock im Jahr 1957 zu bestimmen. ^[68] Der sich ergebende Wert von wenigen Prozenten der Sonnenmasse wurde jedoch von nachfolgenden Untersuchungen nicht bestatigt, die auf die ein- bis funffache Masse der Sonne hindeuten. ^[74] Aus theoretischen Modellen von Supernovaexplosionen wurde geschlossen, dass der Stern zuvor jedoch eine Masse zwischen acht und zwolf Sonnenmassen gehabt haben musste. ^[75] Lange vermutete man, dass die fur eine Supernova zusatzlich erforderliche Masse in einer Hulle um den Krebsnebel liegen konnte, welche aber trotz Suche in unterschiedlichen Wellenlangen nicht gefunden wurde. ^{[74] [76]} Unter Berucksichtigung von Staub, der im fernen Infrarot mit dem Herschel-Weltraumteleskop beobachtet werden konnte, folgerte man im Jahr 2015 eine Gasmasse von sieben Sonnenmassen und eine Staubmasse von etwas weniger als einer Sonnenmasse. Zusammen mit dem Pulsar, der etwas mehr als eine Sonnenmasse aufweist, ergeben sich somit insgesamt rund neun Sonnenmassen. ^[77] Neuere Analysen kommen jedoch zu einer um eine Großenordnung kleineren Staubmasse ^[78] oder zu einer etwas großeren Gesamtmasse von 9,5?10 Sonnenmassen. ^[79]

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  Im fernen Infrarot ( Herschel-Weltraumteleskop ), rot, wird die Staubverteilung entlang der Filamente deutlich.

Eine genaue Bestimmung der Entfernung des Krebsnebels hat sich als schwierig erwiesen. Die von Mayall im Jahr 1937 beschriebene Methode zur Entfernungsbestimmung wurde vielfach nachvollzogen und lieferte je nach gewahltem Vorgehen Werte von 1030 Parsec bis 2860 Parsec. ^{[80] [81]} Anhand von Annahmen uber das interstellare Medium und den durch dieses hervorgerufenen Absorptionen in verschiedenen Spektralbereichen gelangte man auf einen sehr ahnlichen Wertebereich; physikalische Grunde, wie der Vergleich mit anderen Supernovae oder das Intensitatsverhaltnis von Emissionslinien, sprechen fur Entfernungen von 1800?2000 Parsec. ^[80] Da eine Reihe anderer etablierter Methoden zur Entfernungsbestimmung aufgrund von Besonderheiten des Krebsnebels versagt, wurde haufig der von Virginia Trimble aus den genannten Messungen um 1970 gemittelte Wert von 2000 ± 500 Parsec ^[80] genutzt. ^[82]

Im Jahr 2018 gelang mithilfe der Raumsonde Gaia eine optische Parallaxenbestimmung , die auf eine Entfernung von eher 3000 Parsec hindeutet und Entfernungen von weniger als 2400 Parsec unwahrscheinlich erscheinen ließ. ^[83] Langere Beobachtungen mit Gaia verminderten dann statistische Fehler, womit sich im Jahr 2020 eine Entfernung von 2000 Parsec mit einem 95%- Konfidenzintervall von 1620?2560 Parsec ergibt. ^[84] Im Jahr 2023 wurde die Parallaxe radioastronomisch mithilfe des European VLBI ermittelt und eine Entfernung von 1900 ⁺²²⁰ _-180 Parsec bestimmt. ^[4]

Da der Krebsnebel nur rund 1,5° von der Ekliptik entfernt ist, konnen der Mond und manchmal auch Planeten , von der Erde aus gesehen, diesen Nebel scheinbar am Himmel durchqueren oder streifen. Die Sonne selbst durchquert den Nebel nicht, dafur aber ihre Korona . Solche Ereignisse helfen, den Nebel und die Objekte vor dem Nebel besser zu erforschen, indem man untersucht, wie sich die Strahlung des Nebels andert.

Mondtransits wurden verwendet, um die Quellen der Rontgenstrahlen im Nebel zu finden. Bevor man Satelliten wie das Chandra X-Ray Observatory hatte, die die Rontgenstrahlung beobachten konnten, hatten Rontgenbeobachtungen meist eine geringe Auflosung. Wenn sich jedoch der Mond vor den Nebel schiebt, kann man die Helligkeitsanderungen des Nebels verwenden, um Karten der Rontgenstrahlenemission des Nebels anzufertigen. ^[85] Als man das erste Mal Rontgenstrahlen im Krebsnebel beobachtet hatte, wurde der Mond, als er den Nebel am Himmel streifte, verwendet, um die genaue Position der Rontgenstrahlung auszumachen. ^[36]

Die Sonnenkorona verdeckt den Krebsnebel jeden Juni. Durch Veranderungen 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; spatere Beobachtungen zeigten, dass sie beachtliche Dichteschwankungen aufweist. ^[86]

Sehr selten wandert der Saturn vor dem Nebel voruber. Sein Transit am 4./5. Januar 2003 war der erste seit dem 31. Dezember   1295 ^jul. ; der nachste wird am 5. August 2267 stattfinden. Mit Hilfe des Chandra X-Ray Observatory wurde der Saturnmond Titan genauer untersucht. Dabei stellte sich heraus, dass auch um Titan Rontgenstrahlung emittiert wurde. Der Grund liegt in der Absorption der Rontgenstrahlung in seiner Atmosphare. Dadurch erhielt man fur die Dicke von Titans Atmosphare einen Wert von 880 km. ^[87] Der Saturntransit selbst konnte nicht beobachtet werden, da Chandra zu der Zeit den Van-Allen-Gurtel durchquerte.

Beobachten lasst sich der Krebsnebel mit Teleskopen von Europa aus am besten in den Wintermonaten, da er sich dann weit oberhalb des Horizonts befindet: Die Kulmination fur 10° Ost ist am 4. Januar um 23 Uhr. ^[88] In Teleskopen mit 50 ^[89] ?75 mm Apertur erscheint er als ovaler Fleck, ab 130 mm sind weitere Strukturen zu erkennen. Die Filamente zeigen sich erst in einem Teleskop mit 400 mm Apertur bei einem guten Seeing von besser als 2 Bogensekunden . ^[88] Spektralfilter fur die O-III-Linie heben Strukturen hervor und Polarisationsfilter lassen die komplex ortlich variierenden Polarisationseffekte erkennen. ^{[89] [90]}

Es gibt Berichte uber die Beobachtung des Pulsierens des Pulsars durch das Okular eines großeren Teleskops. ^{[91] [92]}

• Konig, Michael & Binnewies, Stefan (2023): Bildatlas der Sternhaufen & Nebel , Stuttgart: Kosmos, S. 270
• R. Buhler, R. Blandford : The surprising Crab pulsar and its nebula: A review . In: Reports on Progress in Physics . Band   77 , Nr.   6 , 2014, bibcode : 2014RPPh...77f6901B .  
• Minas C. Kafatos, Richard B. C. Henry: The Crab Nebula and related supernova remnants. Cambridge University Press, Cambridge u. a. 1985, ISBN 0-521-30530-6 .
• Simon Mitton: The Crab Nebula. Faber and Faber, London 1979, ISBN 0-684-16077-3 .
• Rodney Deane Davies, Francis Graham-Smith (Hrsg.): The Crab Nebula. Reidel, Dordrecht 1971, ISBN 978-94-010-3087-8 .

Commons : Krebsnebel  ? Sammlung von Bildern und Videos

Wiktionary: Krebsnebel  ? Bedeutungserklarungen, Wortherkunft, Synonyme, Ubersetzungen

• Video Was steckt im Krebsnebel? aus der Fernseh-Sendereihe alpha-Centauri (ca. 15 Minuten) . Erstmals ausgestrahlt am 6. Aug. 2003.
• Video Leschs Kosmos: Der 4. Juli 1054 und die Folgen (31. Januar 2011, 1:20 Uhr, 16:01 Min.)  in der ZDFmediathek , abgerufen am 3. Februar 2014. (offline)
• Leschs Kosmos: Der 4. Juli 1054 und die Folgen : 17. Juni 2016, 16:01 Min., Video gespeichert bei Youtube, abgerufen am 14. Januar 2020
• Crab Nebula Movie Animations : Schnelle Veranderungen nahe dem Zentrum erfasst mithilfe des Hubble- und Chandra-Weltraumteleskops
• Crab nebula : Bildsequenz der Expansion des Krebsnebels innerhalb von 30 Jahren
• NASA's Great Observatories Help Astronomers Build a 3D Visualization of an Exploded Star
• Crab on LCD (englisch)