Mgławica Krab

Mgławica Krab Opis tego obrazu, również skomentowany poniżej Mgławica Krab obserwowana optycznie przez Kosmiczny Teleskop Hubble'a Dane z obserwacji ( Epoka J2000.0 )
rektascensja 05 h  34 m  31,97 s
Deklinacja 22 ° 00 ′ 52,1 ″
Współrzędne galaktyczne ℓ = 184,5575 b = −05,7843
Konstelacja Byk

Lokalizacja w konstelacji: Byk

(Zobacz sytuację w konstelacji: Byk) Byk IAU.svg
Galaktyka gospodarza droga Mleczna
Odkrycie 1731
Rodzaj poświaty Pełny
Rozmiar kątowy ( minuta kąta ) 6 × 4
Gęstość strumienia przy 1 GHz ( Jy ) 1040
Indeks widmowy 0,3
Odległość ( kpc ) około 1,9  kpc (∼6200  al )
Metoda szacowania odległości ruch właściwy i prędkość promieniowa
Wygląd radia Pełna, z centralnym pulsarem i „kominową” strukturą na północy (zwaną również „odrzutową”)
Aspekt X Przedstawia strukturę torusa wokół pulsara ( mgławica wiatru pulsarowego )
Wygląd optyczny Silnie spolaryzowane włókna + rozproszona emisja synchrotronu , z bardzo słabym strumieniem
Inne oznaczenia M 1, NGC  1952, Byk A, Byk X-1, 3C 144, CTA 36, CTB 18
Uwagi Związany z historyczną supernową SN 1054  ; zawiera pulsar w swoim centrum , PSR B0531 + 21

Crab Nebula ( M 1 NGC 1952 Byk , Byk X-1 ) jest pozostałością supernowej wywołany wybuchem masywnej gwiazdy jako historycznego supernowej ( SN 1054 ) zaobserwował chińskiego astronoma podczas okresu rodu piosenki od lipca 1054 do kwietnia 1056 . Mgławica po raz pierwszy została zaobserwowana w 1731 roku przez Johna Bevisa , a następnie w 1758 roku przez Charlesa Messiera, który uczynił z niej pierwszy obiekt w swoim katalogu ( katalog Messiera ). Jego tradycyjna nazwa sięga XIX th  wieku , kiedy to William Parsons , trzeci hrabia Rosse obserwowanego mgławicę w Birr Castle w 1840 roku i odnosi się do niej jako Mgławicy Kraba, bo on rzeczywiście rysunek, który wygląda jak krab . Mgławicy Krab nie należy mylić z mgławicą planetarną Hen2-104 , czasami nazywaną „Mgławicą Południowego Kraba” ze względu na jej podobieństwo uważane za bardziej oczywiste do tytułowego skorupiaka.

Znajduje się w odległości ~ 6 300  Al (~ 1 930  pc ) w ziemi , w konstelacji, w Taurus , mgławicy o średnicy ~ 10  Al (~ 3,07  PC ) i posiada wskaźnik rozszerzalności jest 1 500  km / s , typowe cechy ukośnika w tym wieku. Jest to pierwszy obiekt astronomiczny, który został powiązany z historyczną eksplozją supernowej.

Mgławica zawiera w swoim centrum pulsar , pulsar w Krabie (lub PSR B0531 + 21), który włącza się około trzydzieści razy na sekundę. Jest to najbardziej energetyczny ze znanych pulsarów, promieniujący około 200 000 razy większą energią niż Słońce , w niezwykle szerokim zakresie częstotliwości , od 10 megaherców do ponad 30  GeV , czyli prawie 18 rzędów rozmiarów . Pulsar odgrywa ważną rolę w strukturze mgławicy, odpowiadając między innymi za jej centralne oświetlenie.

Położona w bezpośrednim sąsiedztwie płaszczyzny ekliptyki mgławica jest również źródłem promieniowania przydatnego do badania zasłaniających ją ciał niebieskich. W 1950 i 1960 roku , corona słoneczna została odwzorowana obserwując fale radiowe z Mgławicy Kraba. Ostatnio grubość atmosfery Tytana , księżyca Saturna , została zmierzona za pomocą promieni rentgenowskich z mgławicy.

Pochodzenie

Mgławica Krab została po raz pierwszy zaobserwowana w 1731 roku przez Johna Bevisa . Została ponownie odkryta niezależnie w 1758 roku przez Charlesa Messiera, a następnie w poszukiwaniu komety Halleya, której ponowne pojawienie się miało nastąpić w tym roku iw tym rejonie nieba. Zdając sobie sprawę, że w rzeczywistości nie zaobserwował pożądanej komety, Messier wpadł na pomysł stworzenia katalogu jasnych mgławic, aby ograniczyć ryzyko pomylenia ich z kometami .

Na początku XX th  century , analiza wczesnych fotografiach mgławicy podjęte kilka lat od siebie ujawniają swoją ekspansję. Obliczenie szybkości rozszerzania się pozwala następnie wywnioskować, że mgławica powstała około 900 lat wcześniej. Badania relacji historycznych wykazały, że nowa gwiazda wystarczająco jasna, aby była widoczna w ciągu dnia, została zaobserwowana w tej samej części nieba przez chińskich, japońskich i arabskich astronomów w 1054 roku . Biorąc pod uwagę jej dużą odległość i efemeryczny charakter, ta „nowa gwiazda” (lub gwiazda gościnna w terminologii azjatyckiej) była w rzeczywistości supernową – masywną gwiazdą, która eksplodowała po wyczerpaniu swoich zasobów energii z syntezy jądrowej .

Niedawna analiza tych historycznych tekstów wykazała , że supernowa , która dała początek Mgławicy Krab pojawiła się prawdopodobnie w kwietniu lub na początku maja 1054 , osiągając w lipcu 1054 maksymalną jasność widoczną między -5 a -3 . Była wtedy jaśniejsza niż wszystkie inne obiekty na nocnym niebie z wyjątkiem Księżyca . Zdarzenie to jest odnotowane w chińskich kolekcjach, gdzie gwiazda została nazwana 天 關 客 星 (天 關: pozycja na niebie w tradycyjnym chińskim systemie astronomicznym; 客: gość; 星: gwiazda; ale 客 星 w chińskiej astronomii oznaczało wydarzenia lub gwiazdy, których pojawienie się, lub nawet zaginięć, nie można było wcześniej obliczyć i ustalić). Przez 23 dni pozostawał wystarczająco jasny, aby był widoczny w biały dzień. Supernowa była widoczna gołym okiem przez około 2 lata po pierwszym zaobserwowaniu. Dzięki obserwacjom wspomnianym w tekstach wschodnich astronomów z 1054 r. Mgławica Krab jest pierwszym obiektem astronomicznym, którego związek z wybuchem supernowej został ustalony.

Charakterystyka fizyczna

W świetle widzialnym Mgławica Krab jest dużą, owalną masą włókien o długości około 6  minut łuku i szerokości 4  minut łuku , otaczającą rozproszony centralny niebieski obszar. Jego wielkość bezwzględna wynosi -3 (w przybliżeniu odpowiada jasności 1000 słońc), a jej masa wynosi około 5 mas Słońca.

Włókna są pozostałością atmosfery protoplastów i składają się głównie ze zjonizowanego helu i wodoru, a także węgla , tlenu , azotu , żelaza , neonu i siarki . Temperatura włókien wynosi od 11 000 do 18 000  K , a ich gęstość materiału wynosi około 1300 cząstek na centymetr sześcienny . Spektroskopii można wyróżnić dwa główne składniki widzialnego emisji światła, jeden w zielonym i czerwonym, ze względu na podwójną zjonizowanego tlenu ([O III]) i wodór ( H-alfa ), wytwarzanych przez warstwy maksimów w atmosferze szybko rozwijającej progenitorowych gwiazda zderzająca się z ośrodkiem międzygwiazdowym . Drugi, koloru niebieskiego, ma widmo ciągłe i jest bardzo spolaryzowany .

W 1953 Iosif Shklovsky postawił hipotezę, że rozproszony obszar niebieski jest wytwarzany głównie przez promieniowanie synchrotronowe , promieniowanie spowodowane krzywizną trajektorii elektronów poruszających się z prędkością relatywistyczną (tj. bliską prędkości światła ). Trzy lata później jego teorię potwierdzają obserwacje. W latach 60. ustalono, że intensywne pole magnetyczne wytwarzane przez centralną gwiazdę mgławicy przyspiesza i zakrzywia trajektorię elektronów. Ta gwiazda to gwiazda neutronowa i pulsar , pozostałość po supernowej, z której powstała mgławica: pulsar w Krabie .

Szybkość rozszerzania się mgławicy została określona poprzez ilościowe określenie przesunięcia w jej widmie za pomocą efektu Dopplera i szacowana jest na około 1500  km/s . Jednocześnie zdjęcia wykonane w odstępie kilku lat ujawniają powolną ekspansję kątową widoczną na niebie. Porównując tę ​​ekspansję kątową z prędkością ekspansji, odległość mgławicy od Słońca i jej rozmiar można oszacować na odpowiednio około 6200 i 13  lat świetlnych.

Na podstawie obserwowanej obecnie szybkości rozszerzania się mgławicy można zweryfikować datę powstania supernowej, która odpowiada jej powstaniu. Obliczenia prowadzą do daty kilka dekad wcześniej niż 1054. Przekonującym wyjaśnieniem tej zmiany byłoby to, że tempo ekspansji nie było jednolite, ale przyspieszyło od wybuchu supernowej. Przyspieszenie to wynikałoby z energii pulsara, który zasilałby pole magnetyczne mgławicy, która rozciągając się, kieruje włókna na zewnątrz.

Szacunki całkowitej masy mgławicy umożliwiają oszacowanie masy początkowej supernowej. Szacunki masy zawartej we włóknach Mgławicy Krab wahają się od jednej do pięciu mas Słońca . Inne szacunki oparte na pulsarze Krab doprowadziły do ​​różnych wartości.

Gwiazda centralna

W centrum Mgławicy Krab znajduje się słaba gwiazda, która jest początkiem mgławicy. Została zidentyfikowana jako taka w 1942 roku , kiedy Rudolph Minkowski odkrył, że jej widmo optyczne jest niezwykle niezwykłe i nie przypomina normalnej gwiazdy. Później ustalono, że obszar wokół gwiazdy jest ważnym źródłem fal radiowych ( 1949 ), promieni rentgenowskich ( 1963 ) oraz że jest to jeden z najjaśniejszych obiektów na niebie w promieniowaniu gamma ( 1967 ). Gęstość strumienia emisji promieniowania rentgenowskiego jest 100 razy większe, niż widoczny emisji światła. W 1968 roku badania wykazały, że gwiazda emitowała swoje promieniowanie w postaci krótkich impulsów, stając się jednym z pierwszych zidentyfikowanych pulsarów i pierwszym powiązanym z poświatą supernowej .

Pulsary są źródłem silnego promieniowania elektromagnetycznego , które wydaje się być emitowane kilka razy na sekundę w krótkich, bardzo regularnych impulsach. Ich odkrycie w 1967 roku wywołało wiele pytań; wysunięto nawet hipotezę, że impulsy te są sygnałami zaawansowanej cywilizacji. Jednak odkrycie pulsującego źródła radiowego w centrum Mgławicy Krab było dowodem na to, że pulsary nie były obcymi sygnałami, ale powstały w wyniku eksplozji supernowych. Od tego czasu ustalono, że impulsy te są powodowane przez szybko obracające się gwiazdy neutronowe, których silne pola magnetyczne skupiają emitowane promieniowanie w wąskich wiązkach promieniowania. Oś pola magnetycznego nie jest zgodna z osią obrotu, kierunek wiązki omiata niebo po okręgu. Kiedy przypadkowo kierunek wiązki spotyka się z Ziemią, obserwuje się puls. Tak więc częstotliwość impulsów jest miarą prędkości obrotowej gwiazdy neutronowej.

Pulsar w Krabie miałby średnicę od 28 do 30 kilometrów. Emituje impulsy promieniowania co 33  milisekundy . Ale tak jak we wszystkich przypadkach izolowanych pulsarów, częstotliwość pulsów spada bardzo nieznacznie, ale stale, co wskazuje, że pulsar spowalnia bardzo powoli. Od czasu do czasu jednak okres jej rotacji gwałtownie się zmienia. Zmiany te nazywane są wstrząsami gwiazd i uważa się, że są spowodowane nagłymi zmianami w wewnętrznej strukturze gwiazdy neutronowej.

Energia emitowana przez pulsar generuje szczególnie dynamiczny obszar w centrum Mgławicy Krab. Podczas gdy większość obiektów astronomicznych ma charakterystyczny czas ewolucji rzędu dziesiątek tysięcy lat, centralne części mgławicy ewoluują w okresach kilkudniowych. Najbardziej dynamiczną częścią centralnego obszaru mgławicy jest obszar, w którym wiatr równikowy z pulsara spotyka się z otaczającą materią, tworząc falę uderzeniową . Kształt i położenie tego obszaru zmieniają się gwałtownie pod wpływem wiatru równikowego. Obszar ten widoczny jest w postaci małych, jaskrawych smug, których jasność wzrasta, a następnie słabnie w miarę oddalania się od pulsara.

Gwiazda przodka

Gwiazda, która eksplodowała w supernową i dała początek mgławicy, nazywana jest gwiazdą progenitorową. Dwa typy gwiazd wytwarzają supernowe  : białe karły (które dają supernowe typu Ia w wyniku eksplozji termojądrowej, która całkowicie niszczy gwiazdę) oraz masywne gwiazdy (które dają typy „Ib”, „Ic” i „supernowe” II ). W tym drugim przypadku serce gwiazdy zapada się i zamarza w żelazne serce . Eksplozja jest spowodowana zapadającą się atmosferą, która odbija się od tego jądra. Pozostawia po sobie zwarty obiekt, który czasami jest pulsarem . Obecność takiego pulsara w Mgławicy Krab oznacza, że ​​powstał on z masywnej gwiazdy. W rzeczywistości supernowe typu „Ia” nie wytwarzają pulsarów.

Teoretyczne modele wybuchu supernowej sugerują, że gwiazda, która dała początek Mgławicy Krab, miała masę od ośmiu do dwunastu mas Słońca . Gwiazdy o masie mniejszej niż osiem mas Słońca byłyby zbyt lekkie, aby spowodować wybuchy supernowych i wytworzyć mgławice planetarne . Gwiazdy o masie większej niż dwanaście mas Słońca tworzą mgławice o innym składzie chemicznym niż ten obserwowany w Mgławicy Krab.

Jednym z głównych problemów poruszanych podczas badania Mgławicy Krab jest to, że łączna masa mgławicy i pulsara jest znacznie mniejsza niż przewidywana masa gwiazdy protoplastowej. Powód tej różnicy nie jest znany. Oszacowanie masy mgławicy uzyskuje się mierząc całkowitą ilość wyemitowanego światła i znając temperaturę i gęstość mgławicy, wydedukując masę wymaganą do wyemitowania obserwowanego światła. Szacunki wahają się od 1 do 5 mas Słońca, przy czym powszechnie akceptowaną wartością są 2 lub 3 masy Słońca. Gwiazda neutronowa miałaby masę od 1,4 do 2 mas Słońca.

Główną teorią stojącą za brakującą masą Mgławicy Krab jest to, że znaczna część masy gwiazdy prekursora została wyrzucona przed wybuchem supernowej w silnym wietrze gwiazdowym, jak ma to miejsce w przypadku wielu gwiazd masywnych, takich jak gwiazdy Wolfa-Rayeta . Jednak taki wiatr stworzyłby powłokę wokół mgławicy (jak bańka Wolfa-Rayeta ). Chociaż poczyniono obserwacje przy różnych długościach fal w celu zidentyfikowania tej powłoki, nigdy tak się nie stało.

Przechodzi przez ciała Układu Słonecznego

Mgławica Krab znajduje się około półtora stopnia ekliptyki , płaszczyzny orbity Ziemi wokół Słońca . W rezultacie Księżyc, a czasami planety zasłaniają lub przechodzą przed mgławicą. Chociaż Słońce nie przechodzi przed mgławicą, jego korona przechodzi przed nią. Te tranzyty i zakrycia można wykorzystać do badania zarówno mgławicy, jak i obiektu, który przed nią przechodzi, obserwując modyfikacje generowane przez ten ostatni w promieniowaniu mgławicy.

Tranzyty księżycowe zostały wykorzystane do mapowania emisji promieniowania rentgenowskiego w mgławicy. Przed wystrzeleniem satelitów dedykowanych do obserwacji rentgenowskich, takich jak XMM-Newton czy Chandra , rentgenowskie teleskopy obserwacyjne miały bardzo niską rozdzielczość kątową . Z drugiej strony, położenie Księżyca jest znane z dużą precyzją. Tak więc, gdy ta ostatnia przechodzi przed mgławicą, zmiany jasności mgławicy umożliwiają stworzenie mapy emisji promieniowania rentgenowskiego.

Corona słoneczna przechodzi przed mgławicy każdy czerwca . Zmiany w falach radiowych z mgławicy są wykorzystywane do badania gęstości i struktury korony. Wstępne obserwacje wykazały, że korona jest znacznie większa niż wcześniej powszechnie uważano. Obserwacje te pozwoliły również ustalić, że korona wykazuje znaczne różnice w gęstości.

Saturn również przechodzi przed mgławicą Krab, ale bardzo rzadko. Jego ostatni tranzyt, w 2003 r. , był pierwszym od 1296 r  .; następny będzie w 2267. Naukowcy wykorzystali teleskop Chandra do obserwacji księżyca Saturna, Tytana , gdy mijał mgławicę i zauważyli, że promienie X z przejścia Tytana były większe niż powierzchnia. - promienie przez jego atmosferę. Obserwacje te wykazały, że grubość atmosfery Tytana wynosi 880  km . Nie można było zaobserwować tranzytu samej planety Saturn, ponieważ teleskop Chandra przechodził w tym samym czasie przez pas Van Allena .

Mgławica w fikcji

Mgławica Krab pojawia się wielokrotnie w utworach beletrystycznych. Możemy wymienić w szczególności:

Załączniki

Powiązane artykuły

Linki zewnętrzne

Bibliografia

Uwagi i referencje

Uwagi

  1. Dla porównania, pełnia księżyca to 30 minut łuku.

Bibliografia

  1. (w) "  SIMBAD Astronomical Database  " , wyniki dla NGC 1952 (dostęp 25 grudnia 2006 )
  2. (w) K. Glyn Jones , „  W poszukiwaniu mgławic  ” , Journal of the History of Astronomy , tom.  7, n O  67,1967
  3. (w) Lundmark K. 1921, Publikacje Towarzystwa Astronomicznego Pacyfiku , c. 33, s.  225 , Podejrzewane nowe gwiazdy zapisane w starych kronikach i wśród ostatnich obserwacji południka "  Kod bibliograficzny: 1921PASP ... 33..225L  " , na ADS
  4. (en) NU Mayall, 1939, Astronomical Society of ulotkach Pacyfiku, v. 3, s.  145 , Mgławica Krab, prawdopodobna supernowa , „  Kod bibliograficzny: 1939ASPL .... 3..145M  ” , na ADS
  5. (w) Collins GW Claspy WP, Martin JC 1999 Publikacje Towarzystwa Astronomicznego Pacyfiku , c. 111, s.  871 , Reinterpretation of Historical References to the Supernova of AD 1054 “  Bibliographic Code: 1999PASP..111..871C  ” , o ADS
  6. Ronald Stoyan Atlas of the Messier Objects Cambridge University Press, 2008. s.  71
  7. (w) Fesen RA, RP Kirshner, 1982 The Astrophysical Journal , v. 258, s.  1-10 , Mgławica Krab. I - Spektrofotometria włókien , "  Kod bibliograficzny : 1982ApJ ... 258 .... 1F  " , w ADS
  8. (en) Shklovskii 1953, Doklady Akademii Nauk SSSR v.90, s.  983 , O naturze emisji optycznej Mgławicy Krab
  9. (en) Burn BJ 1973, tom. 165, s.  421 , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , A synchrotron model for the continuum spectrum of the Crab Nebula , “  Bibliographic Code: 1973MNRAS.165.42B  ” , na ADS
  10. (w) Bietenholz MF, PP Kronberg, Hogg DE, Wilson AS 1991 The Astrophysical Journal Letters, tom. 373, s. L59-L62, Ekspansja Mgławicy Krab , "  Bibliographic Code: 1991ApJ ... 373L..59B  " , na ADS
  11. (w) Trimble V. 1968 The Astronomical Journal , v. 73, s.  535 , Wnioski i struktura włóknistej otoczki mgławicy Krab , "  Kod bibliograficzny : 1968AJ ..... 73.535T  " , na ADS
  12. (w) Bejger M., P. Haensel, 2003 Astronomy and Astrophysics , t.405, s.  747-751 , Przyspieszona ekspansja Mgławicy Krab i ocena jej parametrów gwiazdy neutronowej , "  Bibliographic Code: 2003A & A ... 405..747B  " , na ADS
  13. (en) Fesen RA, Shull JM, Hurford AP, 1997, Astronomical Journal v . 113, str.  354-363 , An Optical Study of the Circumstellar Environment Around the Crab Nebula , „  Bibliographic Code: 1997AJ .... 113..354F  ” , na ADS
  14. (w) Minkowski R. 1942, The Astrophysical Journal , ks. 96, s.  199 , Mgławica Krab , "  Kod bibliograficzny: 1942ApJ .... 96..199M  " , na ADS
  15. (w) Bolton JG Stanley GJ, OB Slee, 1949, Nature , v. 164, s.  101 , Pozycje trzech dyskretnych źródeł promieniowania o częstotliwości radiowej Galaktyki , „  Kod bibliograficzny: 1949Natur.164..101B  ” , na ADS
  16. (i) Bowyer S. Byram ET Chubb TA H. Friedman, 1964, Science , t. 146, s.  912-917 , Lunar Occulation of X-ray Emission from the Crab Nebula , "  Bibliographic Code: 1964Sci ... 146..912B  " , na ADS
  17. (w) Haymes RC Ellis DV, GJ Fishman, Kurfess JD Tucker, WH 1968. The Astrophysical Journal , v. 151, s.L9, Observation of Gamma Radiation from the Crab Nebula , "  Bibliographic Code: 1968ApJ ... 151L ... 9H  " , na ADS
  18. (w) Del Puerto C. 2005, EAS Publications Series, v. 16, s.  115-119 , Pulsary w nagłówkach
  19. (w) Pan Bejger i P. Haensel 2002 Astronomia i astrofizyka , ok. godz. 396, s.  917–921 , Moments of inertia for neutron and strange stars: Limits based for the Crab pulsar , „  Bibliographic Code: 2002A & A ... 396..917B  ” , na ADS
  20. (w) Harnden EN Seward FD 1984 The Astrophysical Journal , v. 283, s.  279-285 , Einstein obserwacje pulsara mgławicy Krab , "  Bibliographic Code: 1984ApJ ... 283..279H  " , na ADS
  21. (w) Hester JJ Scowen PA Sankrit R. Michel FC, Graham JR, A. Watson, JS Gallagher 1996, Biuletyn Amerykańskiego Towarzystwa Astronomicznego , tom. 28, s.  950 , Niezwykle dynamiczna struktura wewnętrznej mgławicy Krab , "  Kod bibliograficzny: 1996AAS ... 188.7502H  " , na ADS
  22. (i) Davidson K. Fesen RA 1985, Annual Review Astronomii Astrofizyka , v. 23, s.  119-146 , Ostatnie wydarzenia dotyczące Mgławicy Kraba , „  Bibliographic Code: 1985ARA & A..23..119D  ” , na ADS
  23. (w) Frail DA Kassim NE, Cornwell TJ Goss WM 1995 The Astrophysical Journal , v. 454, s. L129 – L132, Czy krab ma skorupę ? , "  Kod bibliograficzny: 1995ApJ ... 454L.129F  " , na ADS
  24. (w) PalmieriTM Seward FD Toor A., ​​van Flandern TC 1975 The Astrophysical Journal , v. 202, s.  494-497 , Przestrzenne rozmieszczenie promieni rentgenowskich w Mgławicy Krab , "  Kod Bibliograficzny: 1975ApJ ... 202..494P  " , na ADS
  25. (w) Erickson WC 1964 The Astrophysical Journal , v. 139, s.  1290 , Właściwości rozpraszania fal radiowych w koronie słonecznej , "  Kod bibliograficzny: 1964ApJ ... 139.1290E  " , na ADS
  26. (w) Mori K. Tsunemi H. Katayama H. ​​Burrows DN, GP Garmire, Metzger AE 2004 The Astrophysical Journal , v. 607, s.  1065-1069 , Rentgenowski pomiar zasięgu atmosferycznego Tytana od jego przejścia przez mgławicę Krab , „  Kod bibliograficzny: 2004ApJ...607.1065M  ” , na ADS . Niektóre obrazy Chandra używane przez Mori et al. można zobaczyć na stronie internetowej Chandra .