háttérképek

Charles Messier 1758. augusztus 28-án önállóan fedezte fel a ködöt, a Halley-üstökös keresése közben. Messier elõször úgy gondolta, hogy a megtalálta az üstököst, de észrevette, hogy az objektum nem mozog. Ez az élmény adta neki az ötletet, hogy létrehozzon egy olyan katalógust, amely az ütökösökkel összetéveszthetõ mély-ég objektumokat tartalmazza. Elsõ objektumaként szeptember 12-én vette fel katalógusába. Nevét onnan kapta, hogy az 1844-ben Lord Rosse által készített rajzon nagyon hasonlított egy rákra, azonban amikor késõbb nagyobb távcsövekkel is megvizsgálták, akkor egészen másmilyennek tûnt, de addigra már rögzült a Rák-köd elnevezés.
Az M1 a Taurus csillagképben található a Bika déli szarvánál, a dzéta Tauri fényes csillagától 1 fokkal északra. A híres Rák-köd táguló gázfelhõ, amely egy tündöklõ szupernóva robbanásból származik. Ezt a jelenséget 1054 július 4-én kínai csillagászok figyelték meg. A jelenlegi mérések alapján, a tágulási sebességre mintegy 1600 km/s adódott.
Detlef Hartmann 10 éven keresztül évenként készített felvételt az M1-rõl. A felvételeket egymásba fûzve láthatóvá vált a ködben történõ változás.

ANIMÁCIÓ INDÍTÁSA

Mivel az M1 6000 fényév távolságban van, a jelenlegi 6 x 4 ívperces kiterjedése kb. 10 x 7 fényévnek felel meg. A Rák-köd teljes fénye egy 9 vizuális magnitúdójú csillagéval egyenlõ. A köd középpontjához közel van egy 16 magnitúdós csillag, a szupernóva összeroskadt magja. Ez az objektum az NP 0532 nevû pulzár, amely 0,033 másodpercenként egy sugárzási pulzust bocsát ki rádió-, röntgen- és optikai hullámhosszakon. Ez a pulzár egy nagyon gyorsan forgó neutroncsillag. 1953-ban Joszif Sklovszkij felvetette, hogy a diffúz kék fénylést fõleg a fénysebesség felével körpályán mozgó elektronok sugárzása, a szinkrotron sugárzás okozza. Három évvel késõbb ezt megfigyelésekkel is megerõsítették. Az 1960-as években kiderítették, hogy az elektronok körpályájának forrása az erõs mágneses mezõ, amelyet a köd közepén lévõ neutroncsillag állít elõ.
7x50 binokulárban az M1 egy homályos foltnak látszik. Közepes 100 mm feletti nyílású távcsövekkel gyakorlott megfigyelõk már észrevehetnek néhány, a köd belsõ részén áthaladó sávot, de ezeket rendkívül nehéz meglátni, tökéletesen tiszta és fényszennyezéstõl mentes égbolt kell hozzá. A neutroncsillag 16 magnitúdó, megpillantásához nagy, legalább 500 mm-es nyílású távcsõ kell a jó ég mellé, itt már a köd finomabb részletei, filamentjei is láthatóvá válnak.
A csillagok két típusa tud felrobbani szupernóvaként. Az egyik egy már meglévõ fehér törpe, amely a társáról szívja el a gázokat. Amikor eléri a kritikus határt egy elszabadult nukleáris fúziós robbanás megy végbe, amely elpusztítja a csillagot. Ez az ún. Ia típusú szupernóva robbanás. Az Ib/c típusú és a II. típusú szupernóva esetében az eredeti csillag egy hatalmas csillag, melynek a magjában a felszabaduló energia nem képes már a gravitáció összehúzó erejével egyensúlyt tartani. Ekkor a csillag önmagába roskad, felszabadítva a gravitációs helyzeti energiáját. Az összezuhanó rétegek nyomása a mag környékén a protonokat és az elektronokat egybe préselik neutronokat hozva létre. A semleges töltésû neutronok egymás mellet szorosan helyezkednek el, létrehozva az egyik legsûrûbb anyagot, a csillag magja szószerint egy nagy neutron maggá alakul. A külsõ gyorsan befelé zuhanó gázok errõl a már átalakult magról pattanak vissza, létrehozva magát a robbanást. A Rák-ködöt létrehozó eredeti csillag tömegére - a szupernóva robbanások elméleti modelljei - 8 és 10 naptömeg adódott. A köd tömegét 2-3 naptömegre becsülik, míg a neutroncsillag 1,4-2 naptömegû. A hiányzó megközelítõleg 5 naptömeg a robbanás elõtti gyors csillagvillanáskor tûnik el energia formájában. A Wolf-Rayet csillagoknál figyelték meg a folyamatot. Ez azonban egy gyorsan táguló héjat alakított volna ki a köd körül, amit több hullámhossz tartományban próbáltak megtalálni a mai napig sikertelenül.