Vela-Supernova

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Supernova
Vela-Supernova
Aufnahme des durch die Vela-Supernova entstandenen Pulsars (weiß, mittig) und des ihn umgebenden Nebels im Röntgenbereich mithilfe des Satellitenobservatoriums ROSAT. Die darin scheinbar überlagerte, jüngere Supernova Puppis A zeichnet sich rechts oben hellblau ab.
Aufnahme des durch die Vela-Supernova entstandenen Pulsars (weiß, mittig) und des ihn umgebenden Nebels im Röntgenbereich mithilfe des Satellitenobservatoriums ROSAT.

Die darin scheinbar überlagerte, jüngere Supernova Puppis A zeichnet sich rechts oben hellblau ab.

Sternbild Segel des Schiffs
Position
Äquinoktium: J2000.0
Rektaszension 08h 35m 20,66s[1]
Deklination −45° 10′ 35,2″[1]
Weitere Daten
Helligkeit (visuell)

12 mag
Pulsar: 23,6 mag

Winkelausdehnung

8,3°[2]

Entfernung

287 +19−17 Parsec
(936 +62−56 Lj)[3]

Masse des Vorgängersterns

8–10 o. 18–24 Sonnenmassen[4][5]

Alter

unsicher,
möglicherweise 12.000 Jahre[6]

Supernova-Typ

II

Periodizität des Pulsars

89 ms + 3,9 µs/Jahr

Geschichte
Datum der Entdeckung

1835: Filamentartiger Nebel
1955: Ausgedehntes Nebelgebiet
1958: Radioquelle
1960: Supernovaüberrest
1968: Pulsar

Katalogbezeichnungen
Remnant
Gum 16 • Vela XYZ • SNR 263.9-3.3
Pulsar
PSR 0833-45 • PSR J0835-4510
AladinLite

Die Vela-Supernova ist eine Supernova, die sich etwa 290 Parsec entfernt im südlichen Sternbild Vela vor etwa 12.000 Jahren ereignet hat. Bei der Supernova ist aus dem Vorgängerstern von 8–10, möglicherweise auch 18–24 Sonnenmassen,[4] der Vela-Pulsar (katalogisiert auch als PSR J0835-4510) und aus dem dabei abgestoßenen Gas ein sich ausdehnender, wolkenartiger Supernovaüberrest, auch als Vela-Nebel bezeichnet, entstanden.

Der Supernovaüberrest hat eine Ausdehnung von 35 Parsec oder rund 100 Lichtjahren. Er überlappt sich scheinbar mit dem von Puppis A, welcher aber vierfach weiter entfernt ist, und mit dem ebenfalls weiter enfernten, 1998 entdeckten RX J0852.0-4622 („Vela Jr.“). Tatsächlich gehört die Vela-Supernova zu den der Erde am nächsten gelegenen Supernovae – nur die vielfach ältere Supernova, aus der der Geminga-Pulsar entstanden ist, liegt wahrscheinlich etwas näher. Aufgrund ihrer Nähe und ihres vergleichsweise geringen Alters und den sich daraus ergebenden Eigenschaften ist die Vela-Supernova seit ihrer Entdeckung um 1960 Gegenstand vieler wissenschatlicher Untersuchungen. Der Vela-Pulsar bzw. -Nebel ist eines der hellsten Himmelsobjekte im Radio-,[7] Röntgen- und Gammastrahlungsbereich.

Entdeckung und Erforschung[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Supernovaüberrest[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Im Sternbild Vela entdeckte und verzeichnete John Herschel bereits im Jahr 1835 einen filamentartigen Nebel, den Bleistiftnebel. Mithilfe von moderneren Instrumenten, fotografisch, mit einer Schmidtkamera und Hα-Filter, fand man in diesem Bereich im Jahr 1955 dann eine Vielzahl weiterer Filamente und katalogisierte diese zusammen als den großflächigen Nebel Stromlo 16, alternativ als Gum 16 bezeichnet.[8] Im Jahr 1958 konnte Henry Rishbeth an dieser Stelle radioastronomisch drei athermische Quellen identifizieren, als Vela-X, Vela-Y und Vela-Z bezeichnet,[9] denen Robert Woodrow Wilson und John Gatenby Bolton 1960 einen gemeinsamen Ursprung aus einem Supernovaüberrest zuordneten.[10] Douglas K. Milne bestätigte im Jahr 1968 die Klassifikation durch weitere radioastronomische Untersuchungen[11] und zusätzlich an zwei Filamenten durch optische Spektroskopien.[12]

In ersten röntgenastronomischen Beobachtungen, die nur außerhalb der Atmosphäre möglich sind, konnte Anfang der 1970er Jahre durch Höhenforschungsraketen mit einfachem Strahlungsdetektor aus Zählrohr und Kollimator eine großflächige Röntgenstrahlung aus dem Supernovaüberrest festgestellt werden.[13][14] Es handelte sich um eine der stärksten Quellen für weiche Röntgenstrahlung am Himmel.[15] Mit dem Anfang der 1990er Jahre gestarteten, abbildenden und wesentlich empfindlicheren Weltraum-Röntgenteleskop ROSAT gelang es dann, die Größe des Überrestes der Vela-Supernova erstmals ganz zu erfassen, die Kontur sichtbar zu machen und den Durchmesser mit 8,3° zu bestimmen.[2]

  • Hochaufgelöste Aufnahme der Filamente mithilfe des VLT Survey Telescope
    Hochaufgelöste Aufnahme der Filamente mithilfe des VLT Survey Telescope
  • Röntgenaufnahme des gesamten Himmels mittels des Satelliten­observatoriums eROSITA: Der Vela-Supernovaüberrest sticht halbrechts hervor.
    Röntgenaufnahme des gesamten Himmels mittels des Satelliten­observatoriums eROSITA: Der Vela-Supernovaüberrest sticht halbrechts hervor.

Pulsar[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Der Vela-Pulsar wurde 1968 von Astronomen der University of Sydney anhand der von seiner Rotation hervorgerufenen Pulse radioastronomisch mit dem Molonglo Cross Telescope entdeckt. Es war der erste direkte Beweis eines Neutronensterns als Resultat einer Supernova. Dabei wurde auch erkannt, dass es sich um eine Typ II-Supernova gehandelt haben musste.[16] Die Rotationsdauer des Pulsars beträgt 89 ms, ihre Zunahme 3,90 µs pro Jahr. Die durch die Abbremsung der Rotation abgegebene Leistung beträgt etwa 7·1029 Watt, im Vergleich zu 4·1026 Watt der Sonnenleuchtkraft.[17] Das Spektrum des Pulsars entspricht dem eines thermischen schwarzen Strahlers mit einer Temperatur von 850.000 bis 1.000.000 Kelvin; er ist von einem Pulsarwind-Nebel umgeben, bildet einen Jet aus und weist eine etwa 1° große, als „cocoon“ (deutsch: „Kokon“) bezeichnete Struktur auf, wie Untersuchungen der Röntgenstrahlung 1995 mit ROSAT und später dem Chandra-Weltraumteleskop zeigten.[18][19] Der Jet hat eine helixförmige Struktur, die möglicherweise durch eine Präzession des Pulsars in einem Zeitraum von etwa 100 Tagen hervorgerufen wird.[20] Um 2006 konnten mithilfe der Tscherenkow-Teleskope H.E.S.S. – erstmals bei einem kosmischen Objekt – von der Vela-Supernova Gammaquanten sehr hoher Photonenenergie von 20 TeV nachgewiesen werden und dort dem als „cocoon“ bezeichneten Bereich zugeordnet werden.[21][22] Mit Nachfolgeuntersuchungen unter Verwendung des weiterentwickelnden H.E.S.S. II und mit dem Satelliten-Röngenobservatorium Suzaku konnte ermittelt werden, dass die Energien bis 100 TeV reichen.[17] Auf der Basis, dass die Photonen ihre Energie von hochenergetischen Elektronen erhalten und der Übertragungsmechanismus die inverse Compton-Streuung ist, konnte diese Untersuchung dann ableiten, dass eine Erklärung für den „cocoon“ die Interaktion der rücklaufenden Stoßwelle des Supernovaüberrestes mit dem Pulsarwindnebel ist.[17]

Das Pulsieren des Pulsars konnte im Gamma-Bereich bei Quantenenergien von mehr als 35 MeV Anfang der 1970er Jahre mithilfe des Small Astronomy Satellite 2 erfasst werden. Es zeigte sich dabei eine Doppelpulsstruktur, wobei beide Pulse gegenüber dem Radioimpuls phasenversetzt waren.[23][24] Optisch gelang die Beobachtung trotz der geringen scheinbaren Helligkeit erstmals Ende der 1970er mithilfe des 3,9 Meter durchmessenden Anglo-Australian Telescope.[25] Auch im Röntgenbereich wurden in dieser Zeit Indizien für das Pulsieren gesehen,[26] die sich aber so in Folge zunächst nicht bestätigten,[27] auch nicht unter Verwendung des vielfach empfindlicheren, bereits mit einem Wolter-Teleskop ausgestatteten Satelliten Einstein Observatory.[28] Erst mit dem nochmals leistungsfährigen ROSAT konnte im Jahr 1992 das Pulsieren im Röntgenbereich festgestellt werden, etwa zeitgleich mit der Beobachtung im höherenergetischen Grenzbereich zwischen Röntgen- und Gammastrahlung mithilfe des Instruments OSSE des Satelliten Compton Gamma Ray Observatory.[29] Weitere Beobachtungen mit den Instrumenten EGRET und COMPTEL des Compton Gamma Ray Observatory, mit den Satelliten Rossi X-ray Timing Explorer, Chandra X-ray Observatory, XMM-Newton und, im nahen Ultraviolett, mit dem Hubble-Weltraumteleskop folgten und zeigten die jeweiligen Pulsformen für unterschiedliche Energiebänder.[30][31] Für Energien bis 300 GeV gelang die Aufzeichnung durch das im Jahr 2008 gestartete Fermi Gamma-ray Space Telescope, wobei man feststellte, dass der Pulsar in diesem Energiebereich eines der hellsten Objekte am Firmament ist.[32] In Energien darüber gelang es im Jahr 2022 im TeV-Bereich mithilfe der abbildenden Tscherenkow-Teleskope H.E.S.S.,[33][34] im Bereich der Millimeterwellen 2019 mithilfe des Atacama Large Millimeter/submillimeter Array – erstmals für einen Pulsar.[35] Ein Vergleich der unterschiedlichen Pulsformen in den verschiedenen Energiebereichen[36][37] gibt Aufschluss über die Abläufe in dem Pulsar.[31]

  • Vela-Pulsar mit Pulsar­wind-Nebel und Jet: Die sich wieder­holende Sequenz von 8 Auf­nahmen durch das Chandra-Welt­raum­tele­skop aus dem Jahr 2010 zeigt die Dynamik der Helix­struktur des Jets.
    Vela-Pulsar mit Pulsar­wind-Nebel und Jet: Die sich wieder­holende Sequenz von 8 Auf­nahmen durch das Chandra-Welt­raum­tele­skop aus dem Jahr 2010 zeigt die Dynamik der Helix­struktur des Jets.
  • Zeitlupe der 89 ms-Puls­periode des Pulsars, erstellt mittels Fermi Gamma-ray Space Telescope, 2008
    Zeitlupe der 89 ms-Puls­periode des Pulsars, erstellt mittels Fermi Gamma-ray Space Telescope, 2008
  • Himmelsdurchmusterung mithilfe des Fermi Gamma-ray Space Telescope: Prominent halbrechts der Vela-Pulsar
    Himmelsdurchmusterung mithilfe des Fermi Gamma-ray Space Telescope: Prominent halbrechts der Vela-Pulsar

Alter[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Aus der Rotationsdauer des Pulsars und deren Zunahme wurde Ende der 1960er Jahre der Zeitpunkt der Supernova zurückgerechnet und so ein Alter von etwa 10.000 Jahren,[38] kurz darauf genauer von 11.400 Jahren bestimmt.[39] In den 1970er Jahren wurde verschiedentlich nach Modellen der Nebelexpansion von Iossif Samuilowitsch Schklowski und von Leonid Iwanowitsch Sedow unter Verwendung der Flächenhelligkeit des Nebels ein Alter von anfangs 30.000 bis 50.000 Jahren berechnet, später 13.000 bis 18.000 Jahren – aber auch das aus dem Pulsar ermittelte Alter mit Korrekturfaktoren versehen, die sich aus dem bekannten Alter des Krebsnebels ergeben, und so ein Alter von 5.000 bis 8.000 Jahre ermittelt.[40]

In der Folgezeit wurden die Methoden zur Altersbestimmung verfeinert und weitere entwickelt. Eine jüngere Übersicht stellt zwei neue Werte und eine weitere Methode vor:[6]

  • Anhand der Röntgenemission des Nebels kann ein plasma age durch Spektroskopie bestimmt werden, sofern die Supernova nicht mehr als etwa 10.000 Jahre zurückliegt. Für die Vela-Supernova ergeben sich hier 3.470 ± 190 Jahre.
  • Modellrechnungen ergeben ein dynamic age von 9.500 ± 2.500 Jahren.
  • Ein kinematic age errechnet die Zeit aus der zurückgelegten Strecke zwischen dem Nebelzentrum, an dem die Supernova stattgefunden haben muss, und der jetzigen Position des Pulsars, in Verbindung mit der Eigenbewegung des Pulsars, also der Geschwindigkeit, mit der diese Strecke zurückgelegt wurde. Für die Vela-Supernova ergibt sich damit eine Altersspanne von 19.000 ± 11.000 Jahre.

Entfernung und Größe[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Im Jahr 1962 nahm Daniel E. Harris verschiedene Entfernungsabschätzungen vor und ermittelte dabei anhand des Erscheinungsbilds eine Entfernung von 700 parsec sowie 460 parsec und 1040 parsec nach zwei Methoden von Schklowski, die auf Radiointensitäten beruhen.[41] Milne folgte im Jahr 1968 den Überlegungen von Harris teilweise und ermittelte Entfernungen von 375, 500 und 540 Parsec.[11] Allerdings zeigte sich in der Folgezeit, dass diese Entfernungen zu unplausiblen Resultaten bei der Altersbestimmung, bei der Pulsarbewegung und bei der Gesamtenergie des Supernovaüberrests führten: Entfernungen von 250 oder 290 Parsec wären hier passender.[42] Mehrere Entfernungsmessungen um das Jahr 2000 ergaben dann, dass die zuvor angenommene Entfernung von etwa 500 Parsec[42][43] tatsächlich zu hoch war, wobei die genauesten Messungen durch die Bezugnahme auf den Pulsar gelangen:

  • Spektroskopische Untersuchungen ergaben im Jahr 1999 einen Wert von 250 ±30 Parsec.[42]
  • Parallaxenmessungen des Pulsars mit dem Hubble-Weltraumteleskop ergaben im Jahr 2001 einen Wert von 294 +76−50 Parsec.[43]
  • Radioastronomische Parallaxenmessungen des Pulsars mit dem VLBI ergaben im Jahr 2003 einen Wert von 287 +19−17 Parsec.[3]

Masse[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Eine erste Abschätzung der Masse erfolgte durch Milne im Jahr 1968, er ermittelte als Massenobergrenze für zwei Filamente jeweils 1 Sonnenmasse und daraus insgesamt eine Massenobergrenze von 30 Sonnenmassen.[12] Eine Massenabschätzung anhand der Größe einer Blase, die durch den Sternwind des Vorgängersterns geschaffen wird und deren Größe von der Masse des Vorgängersterns abhängt, fand 2013 statt und ergab 21 ± 3 Sonnenmassen.[5] Mit einem weiteren Ansatz, anhand der umgebenden, wahrscheinlich gemeinsam entstandenen Sternpopulation, wurde 2022 das Alter und damit dann die Masse des Vorgängersterns auf 8–10 Sonnenmassen geschätzt.[4]

Für den Pulsar konnten aus gelegentlichen Sprüngen in seiner Rotationsfrequenz (sog. „Glitches“) eine Massenobergrenze von 1,5 Sonnenmassen[44] und ein Erwartungswert von 1,3 Sonnenmassen[45] errechnet werden.

Beobachtbarkeit[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Die südliche Himmelsregion der Vela-Supernova ist von Deutschland aus nicht beobachtbar.[46] Ausgezeichnete amateurastronomische Aufnahmen des Supernovaüberrests gelingen beispielsweise aus Australien oder Namibia mit einem Astrographen oder einem üblichen Teleobjektiv unter Verwendung von OIII- und Hα-Filter für die ionisierten Gase, CCD-Sensoren und langen Belichtungszeiten von 12 bis 38 Stunden.[47][48][49][50] Der hellste Teil des Supernovaüberrestes, der Bleistiftnebel, kann auch durch ein Okular mit einem üblichen Teleskop gesehen werden, falls wenig Störlicht den Nachthimmel beeinträchtigt.[51]

Rezeption[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Kunst[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Die Röntgenaufnahme des Supernovaüberrests wurde von dem Grafiker Benjamin Blase als Bildmotiv im Briefmarken-Jahrgang 1999 der Bundesrepublik Deutschland verwendet.[52] Musikalisch wandelte der Komponist Gérard Grisey die Emission des Pulsars in einen Klang um und schuf damit das Stück Le noir de l'étoile (1989–90) für Perkussionsinstrumente.[53][54][55]

Populärwissenschaftliche Berichte – Hypothesen über historische Beobachtungen[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

In sumerischen Schriften gibt es Passagen, die mit einer Beobachtung der Vela-Supernova in Zusammenhang gebracht wurden; dies berichtete die Tageszeitung New York Times im Jahr 1978.[56] Jedoch ist angesichts des Alters des verbliebenen Pulsars PSR J0835-4510 von 11.000 bis 12.000 Jahren ein Bezug auf die jüngere Supernova Puppis A vor 3700 Jahren in der gleichen Himmelsregion wahrscheinlicher.[57] Das Nachrichtenmagazin Der Spiegel vermutete im Jahr 1993 in einem Bericht über ROSAT, die Supernova sei zu Zeiten der Cro-Magnon-Menschen aufgetreten.[58]

Weblinks[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Commons: Vela Supernova Remnant – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien
  • Einträge der Datenbanken SIMBAD
- Vela XYZ – Radio Source mit Eckdaten und einem Verzeichnis von über 1200 Forschungsberichten (Stand 2023) mit Bezug auf den Vela-Suprernovaüberrest
- Vela Pulsar – Pulsar mit Eckdaten und einem Verzeichnis von über 2200 Forschungsberichten (Stand 2023) mit Bezug auf den Vela-Pulsar

Einzelnachweise[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

  1. ↑ Vela Pulsar. In: SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg, abgerufen am 19. Oktober 2019.
  2. ↑ a b B. Aschenbach, R. Egger, J. Trümper: Discovery of explosion fragments outside the Vela supernova remnant shock-wave boundary. In: Nature. Band 373, Nr. 6515, 1995, S. 587–590, doi:10.1038/373587a0.
    B. Aschenbach: Röntgenstrahlung von Supernova-Überresten. In: Physikalische Blätter. Band 51, Nr. 5, 1995, S. 415–418, doi:10.1002/phbl.19950510513.
  3. ↑ a b R. Dodson, D. Legge, J. E. Reynolds, P. M. McCulloch: The Vela Pulsar's Proper Motion and Parallax Derived from VLBI Observations. In: Astrophysical Journal. Band 596, Nr. 2, 2003, S. 1137–1141, bibcode:2003ApJ...596.1137D.
  4. ↑ a b c C. S. Kochanek: The progenitor of the Vela pulsar. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 511, Nr. 3, 2022, S. 3428–3439, bibcode:2022MNRAS.511.3428K.
  5. ↑ a b Yang Chen, Ping Zhou, You-Hua Chu: Linear Relation for Wind-blown Bubble Sizes of Main-sequence OB Stars in a Molecular Environment and Implication for Supernova Progenitors. In: The Astrophysical Journal Letters. Band 769, Nr. 1, 2013, S. L16, 5 pp, bibcode:2013ApJ...769L..16C.
  6. ↑ a b Hiromasa Suzuki, Aya Bamba, Shinpei Shibata: Quantitative Age Estimation of Supernova Remnants and Associated Pulsars. In: The Astrophysical Journal. Band 914, 2021, S. 10, bibcode:2021ApJ...914..103S.
  7. ↑ Clive Dickinson: Large-Scale Features of the Radio Sky and a Model for Loop I. In: Galaxies. Band 6, Nr. 2, 2018, S. id.56, bibcode:2018Galax...6...56D.
  8. ↑ Colin S. Gum: A Survey of Southern HII Regions. In: Memoirs of the Royal Astronomical Society. Band 67, 1955, S. 155, bibcode:1955MmRAS..67..155G.
  9. ↑ H. Rishbeth: Radio Emission from the Vela-Puppis Region. In: Australian Journal of Physics. Band 11, 1958, S. 550, bibcode:1958AuJPh..11..550R.
  10. ↑ R. W. Wilson, J. G. Bolton: A Survey of Galactic Radiation at 960 Mc/s. In: Publications of the Astronomical Society of the Pacific. Band 72, Nr. 428, 1960, S. 331, bibcode:1960PASP...72..331W.
  11. ↑ a b D. K. Milne: Radio emission from the supernova remnant Vela-X. In: Australian Journal of Physics. Band 21, 1968, S. 201, bibcode:1968AuJPh..21..201M.
  12. ↑ a b D. K. Milne: The optical spectrum of Vela X. In: Australian Journal of Physics. Band 21, 1968, S. 501, bibcode:1968AuJPh..21..501M.
  13. ↑ T. M. Palmieri, G. Burginyon, R. J. Grader, R. W. Hill, F. D. Seward, J. P. Stoering: Soft X-Rays from Two Supernova Remnants. In: Astrophysical Journal. Band 164, 1971, S. 61, bibcode:1971ApJ...164...61P.
  14. ↑ F. D. Seward, G. A. Burginyon, R. J. Grader, R. W. Hill, T. M. Palmieri, J. P. Stoering: X-Rays from Puppis A and the Vicinity of Vela X. In: The Astrophysical Journal. Band 169, 1971, S. 515–524, bibcode:1971ApJ...169..515S.
  15. ↑ W. E. Moore, G. P. Garmire: Vela-Supernova. In: The Astrophysical Journal. Band 199, 1975, S. 680–690, bibcode:1975ApJ...199..680M.
  16. ↑ M. I. Large, A. E. Vaughan, B. Y. Mills: A Pulsar Supernova Association? In: Nature. Vol. 220, Nr. 5165, 1968, S. 340, doi:10.1038/220340a0, bibcode:1968Natur.220..340L (englisch).
  17. ↑ a b c H.E.S.S. Collaboration: H.E.S.S. and Suzaku observations of the Vela X pulsar wind nebula. In: Astronomy & Astrophysics. Band 627, 2019, S. 16 (id.A100), bibcode:2019A&A...627A.100H.
  18. ↑ C. B. Markwardt, H. Ögelman: An X-ray jet from the Vela pulsar. In: Nature. Band 375, Nr. 6526, 1995, S. 40–42, doi:10.1038/375040a0.
  19. ↑ D. J. Helfand, E. V. Gotthelf, J. P. Halpern: Vela Pulsar and Its Synchrotron Nebula. In: The Astrophysical Journal. Band 556, Nr. 1, 2001, S. 380–391, bibcode:2001ApJ...556..380H.
  20. ↑ Martin Durant, Oleg Kargaltsev, George G. Pavlov, Julia Kropotina, Kseniya Levenfish: The Helical Jet of the Vela Pulsar. In: The Astrophysical Journal. Band 763, Nr. 2, 2013, S. 5 id. 72, 5, bibcode:2013ApJ...763...72D.
  21. ↑ F. Aharonian et al.: First detection of a VHE gamma-ray spectral maximum from a cosmic source: HESS discovery of the Vela X nebula. In: Astronomy & Astrophysics. Band 448, Nr. 2, 2006, S. L43–L47, bibcode:2006A&A...448L..43A.
  22. ↑ Stephanie M. LaMassa, Patrick O. Slane, Okkie C. de Jager: Probing the Nature of the Vela X Cocoon. In: The Astrophysical Journal Letters. Band 689, Nr. 2, 2008, S. L121, bibcode:2008ApJ...689L.121L.
  23. ↑ C. E. Fichtel, D. A. Kniffen, D. J. Thompson, H. B. Ogelman: High Energy Gamma Rays from Vela and Cygnus. In: Proceedings from the 14th International Cosmic Ray Conference, held in München, Germany, 15-29 August. 1 (OG Session), 1975, S. 106, bibcode:1975ICRC...14..106F.
  24. ↑ D. J. Thompson: Interpretation of the pulsed gamma-ray emission from Vela. In: Astrophysical Journal. Band 201, 1975, S. L117–L120, bibcode:1975ApJ...201L.117T.
  25. ↑ P. T. Wallace, B. A. Peterson, P. G. Murdin, I. J. Danziger, R. N. Manchester, A. G. Lyne, W. M. Goss, F. G. Smith, M. J. Disney, K. F. Hartley, D. H. P. Jones, G. W. Wellgate: Detection of optical pulses from the VELA PSR. In: Nature. Band 266, 1977, S. 692–694, bibcode:1977Natur.266..692W.
  26. ↑ F. R. Harnden Jr., P. Gorenstein: Soft X-ray Pulsations from PSR 0833–45. In: Nature. Band 241, 1973, S. 107–108.
  27. ↑ J. B. Burnell: Pulsars – radio and X-ray. In: Journal of the British Astronomical Association. Band 88, 1978, S. 248–256, bibcode:1978JBAA...88..248B.
  28. ↑ F. R. Harnden Jr., P. D. Grant, F. D. Seward, S. M. Kahn: Einstein observations of VELA X and the VELA pulsar. In: Astrophysical Journal. Band 299, 1985, S. 828–838, bibcode:1985ApJ...299..828H.
  29. ↑ M. Strickman, J. E. Grove, S. Matz, M. Ulmer, J. Taylor: PSR 0833-45. In: D. W. E. Green (Hrsg.): IAU Circ. Nr. 5557, 1992, bibcode:1992IAUC.5557....2S.
  30. ↑ A. Spolon, L. Zampieri, A. Burtovoi, G. Naletto, C. Barbieri, M. Barbieri, A. Patruno, E. Verroi: Timing analysis and pulse profile of the Vela pulsar in the optical band from Iqueye observations. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 482, Nr. 1, S. 175–183, bibcode:2019MNRAS.482..175S.
  31. ↑ a b B. Rudak: The many faces of pulsars – the case of PSR B0833-45. In: Journal of Astrophysics and Astronomy. Band 39, Nr. 4, 2018, S. 7 (article id. 48), bibcode:2018JApA...39...48R.
  32. ↑ M.-H. Grondin, R. W. Romani, M. Lemoine-Goumard, L. Guillemot, A. K. Harding, T. Reposeur: The Vela-X Pulsar Wind Nebula Revisited with Four Years of Fermi Large Area Telescope Observations. In: The Astrophysical Journal. Band 774, Nr. 2, 2013, S. 11 (id. 110), bibcode:2013ApJ...774..110G.
  33. ↑ Arache Djannati-Ataï: H.E.S.S. discovery of 20 TeV gamma-ray pulsations from the Vela pulsar. In: 31st Texas Symposium on Relativistic Astrophysics, held 12-16 September, 2022 in Prague, Czech Republic. 2022, bibcode:2022tsra.confE..33D.
  34. ↑ H. E. S. S. Collaboration et al.: Discovery of a radiation component from the Vela pulsar reaching 20 teraelectronvolts. In: Nature Astronomy, Advanced Online Publication. 2023, arxiv:2310.06181, bibcode:2023NatAs.tmp..208H.
  35. ↑ Kuo Liu et al.: Detection of Pulses from the Vela Pulsar at Millimeter Wavelengths with Phased ALMA. In: The Astrophysical Journal Letters. Band 885, 2019, S. 6 (L10), bibcode:2019ApJ...885L..10L.
  36. ↑ M. S. Strickman, A. K. Harding, O. C. de Jager: A Rossi X-Ray Timing Explorer Observation of the VELA Pulsar: Filling in the X-Ray Gap. In: The Astrophysical Journal. Volume 524, Nr. 1, S. 373–378, bibcode:1999ApJ...524..373S.
  37. ↑ Alice K. Harding, Mark S. Strickman, Carl Gwinn, R. Dodson, D. Moffet, P. McCulloch: The Multicomponent Nature of the Vela Pulsar Nonthermal X-Ray Spectrum. In: The Astrophysical Journal. Band 576, Nr. 1, S. 376–380, bibcode:2002ApJ...576..376H.
  38. ↑ V. Radhakrishnan, D. J. Cooke, M. M. Komesaroff, D. Morris: Evidence in Support of a Rotational Model for the Pulsar PSR 0833-45. In: Nature. Band 221, Nr. 5179, 1969, S. 443–446, bibcode:1969Natur.221..443R.
  39. ↑ P. E. Reichley, G. S. Downs, G. A. Morris: Time-of-Arrival Observations of Eleven Pulsars. In: Astrophysical Journal Letters. Band 159, 1970, S. L35–L40, bibcode:1970ApJ...159L..35R.
  40. ↑ Richard Stothers: Age of the VELA pulsar PSR 0833-45. In: Publications of the Astronomical Society of the Pacific. Band 92, 1980, S. 145–146, bibcode:1980PASP...92..145S.
  41. ↑ D. E. Harris: The Radio Spectrum of Supernova Remnants. In: Astrophysical Journal. Band 135, 1962, S. 661, bibcode:1962ApJ...135..661H.
  42. ↑ a b c Alexandra N. Cha, Kenneth R. Sembach, Anthony C. Danks: The Distance to the Vela Supernova Remnant. In: The Astrophysical Journal Letters. Vol. 515, 1999, S. L25–L28, doi:10.1086/311968, arxiv:astro-ph/9902230, bibcode:1999ApJ...515L..25C (englisch).
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  52. ↑ Deutsche Post AG: Die Postwertzeichen der Bundesrepublik Deutschland 1999. 1999 (amazon.de).
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  55. ↑ Ensemble S - Gerard Grisey, Le noir de l'étoile (Live recording) auf YouTube, 2021
  56. ↑ Boyce Rensberger: Egyptian Culture Is Linked To a Star. In: The New York Times. 1978 (nytimes.com).
  57. ↑ Duane Hamacher: The Vela Supernova, Nibiru & Comet Hale-Bopp: Dispelling myths in Archaeo-Astronomy. (library.mibckerala.org (Memento vom 11. Juli 2020 im Internet Archive)Vorlage:Webarchiv/Wartung/Linktext_fehlt [PDF]).
  58. ↑ Kannibalen im Kosmos. Der deutsche Röntgensatellit »Rosat« spürt den heißesten Objekten im All nach: glühenden Explosionswolken und energieversprühenden Quasaren. In: Der Spiegel. Nr. 12, 1993 (spiegel.de).
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