カニ星雲

かに星雲は、1731 年にジョン・ベヴィスによって初めて発見されました。^{[ 11 ]}この星雲は、1758 年にシャルル・メシエが明るい彗星を観測しているときに独自に再発見されました。^{[ 11 ]}メシエは、これを彗星のような天体のカタログの最初の項目として記録しました。 ^{[ 11 ]} 1757 年に、アレクシス・クレローはエドモンド・ハレーの計算を再検討し、 1758 年後半にハレー彗星が戻ってくると予測しました。彗星の正確な帰還時刻は、木星などの太陽系の惑星によって引き起こされる軌道の摂動を考慮する必要がありましたが、クレローと彼の 2 人の同僚ジェローム・ラランドとニコール＝レーヌ・ルポートは、ハレーよりも正確にこれを行い、彗星がおうし座に現れるはずだと発見しました。シャルル・メシエは彗星を探し求めていたが、結局見つからず、かに星雲を発見した。彼は当初、これをハレー彗星だと考えていた。^{[ 12 ]}しばらく観測した後、観測していた天体が空を横切って移動していないことに気づき、メシエはそれが彗星ではないと結論付けた。メシエはその後、雲状だが空に固定されている天体のカタログを作成することの有用性に気づき、それらを誤って彗星として分類することを避けた。この気づきが、彼に「メシエカタログ」の作成を促した。^{[ 12 ]}

ウィリアム・ハーシェルは1783年から1809年の間にカニ星雲を何度も観測したが、1783年にその存在を知っていたのか、それともメシエやベヴィスとは独立して発見したのかは不明である。数回の観測の後、彼はそれが星の集まりで構成されていると結論付けた。^{[ 13 ]}ウィリアム・パーソンズ、第3代ロス伯爵は1840年代初頭にバー城で36インチ（0.9m ）望遠鏡を使って星雲を観測し、カニの腕のような形をしたスケッチを描いた。^{[ 6 ]}彼はその後1848年に72インチ（1.8m ）望遠鏡を使って再び観測したが、想定された類似性を確認することはできなかったが、それでもその名前は定着した。^{[ 14 ] [ 15 ]}  

かに星雲は、超新星爆発と関連があると認識された最初の天体でした。^{[ 13 ]} 20世紀初頭、数年おきに撮影された星雲の初期の写真 の分析により、星雲が膨張していることが明らかになりました。膨張を遡って調べたところ、星雲は約900年前に地球から見えるようになったことが分かりました。歴史的記録によると、1054年7月4日に中国の天文学者によって、またおそらく日本の観測者によって、昼間でも見えるほど明るい新しい星が同じ空域に記録されていました。^{[ 13 ] [ 16 ] [ 17 ]}

1913年、ヴェスト・スライファーが空の分光研究を記録した際、かに星雲は再び最初に研究された天体の1つとなった。雲の変化は、その小さな広がりを示唆しており、1921年にカール・ランプランドによって発見された。 ^{[ 9 ]}同年、ジョン・チャールズ・ダンカンは残骸が膨張していることを実証し、^{[ 18 ]}クヌート・ルンドマークはそれが1054番星の客星に近いことを指摘した。^{[ 17 ] [ 19 ]}

1928年、エドウィン・ハッブルは、この星雲を1054番星と関連付ける説を提唱したが、超新星の性質が解明されるまで、この説は議論の的となった。そして、 1054番星こそが間違いなくかに星雲を生み出した超新星であると断言したのは、ニコラス・メイオールであった。この時を境に、歴史上の超新星の探索が始まった。現代の超新星残骸の観測結果と過去数世紀の天文学文献を比較することで、他に7つの歴史的な観測記録が発見されている。

中国の観測との当初の関連性の後、1934年に、中国の記述の数週間前に日本の『明月記』に「客星」について言及されている13世紀の記述との関連性が指摘された。 ^{[ 20 ] [ 21 ] [ 22 ]}この出来事は長い間イスラム天文学では記録されていないと考えられていたが、^{[ 23 ]} 1978年に、超新星爆発当時バグダッドで活躍していたネストリウス派キリスト教徒の医師イブン・ブトランの著作をイブン・アビ・ウサイビアが写した13世紀の文書に言及が見つかった。^{[ 24 ] [ 25 ]}

距離が非常に遠いことから、中国人が観測した昼間の「客星」は超新星、つまり核融合によるエネルギーを使い果たして崩壊した巨大な爆発星でしかあり得なかった。^{[ 26 ] [ 27 ]}最近の歴史的記録の分析によると、かに星雲を形成した超新星は4月か5月上旬に出現し、7月までに視等級-7から-4.5（金星の-4.2よりも明るく、月を除く夜空のすべてのものよりも明るい）の最大輝度に達したことがわかった。この超新星は最初の観測から約2年間肉眼で見ることができた。 ^{[ 28 ]}

1960年代、パルサーの予測と発見により、かに星雲は再び大きな関心の中心となった。フランコ・パチーニが初めてかにパルサーの存在を予測し、それが雲の明るさを説明することになる。1968年後半、デイビッド・H・スタエリンとエドワード・C・ライフェンシュタイン3世は、グリーンバンク望遠鏡を使用してかに星雲の領域で2つの急速に変動する電波源を発見したと報告した。^{[ 29 ] [ 30 ]}彼らはそれらをNP 0527とNP 0532と名付けた。かに星雲パルサーNP 0532の周期33ミリ秒と正確な位置は、1968年11月10日にアレシボ電波天文台でリチャード・VE・ラブレースと共同研究者によって発見された。^{[ 31 ] [ 32 ]}この発見は、パルサーが回転する中性子星であること（多くの科学者が示唆していたような脈動する白色矮星ではないこと）も証明した。かにパルサーの発見後まもなく、デビッド・リチャーズは（アレシボ天文台を用いて）かにパルサーが自転速度を落とし、その結果、回転エネルギーを失うことを発見した。トーマス・ゴールドは、パルサーの自転速度の低下によるエネルギーがかに星雲のエネルギー源として十分であることを示した。

カニパルサーの発見と、その正確な年齢（ほぼ正確な日付）の知識により、特徴的な年齢やスピンダウン光度、関連する桁数（特に磁場の強さ）、残骸のダイナミクスに関連するさまざまな側面など、これらの天体の基本的な物理的特性を検証することが可能になりました。この超新星は、超新星残骸の科学的理解において極めて重要な役割を果たしました。なぜなら、他の歴史上の超新星は、正確な年齢が確実にわかっているパルサーを生成しなかったからです。この規則の唯一の例外はSN  1181で、その残骸とされる3C  58にはパルサーが存在しますが、1181年の中国の観測によるその同定は議論の的となっています。^{[ 33 ]}

カニ星雲の内側は、パルサーを包み込むパルサー風星雲が支配的である。カニ星雲はパルサー風星雲と超新星残骸の両方の例であると考える文献もあるが、^{[ 34 ] [ 35 ] [ 36 ]}エネルギー生成源と挙動の違いに基づいて、この2つの現象を区別する文献もある。^{[ 5 ]}

カニ星雲は、エネルギーが100 GeVを超える超高エネルギー（VHE）帯域のガンマ線を放出することが確認された最初の天体です。VHEの検出は、1989年にウィップル天文台の10mガンマ線望遠鏡によって行われ、^{[ 37 ] [ 38 ]} VHEガンマ線の窓が開かれ、それ以来、数多くのVHE源の検出につながりました。

2019年にかに星雲が100 TeVを超えるガンマ線を放出していることが観測され、100 TeVを超えるガンマ線源として初めて特定された。^{[ 39 ]}  

カニ星雲は天文学者の間で大きな注目を集めているが、その距離を推定するために使用されるすべての方法に不確実性があるため、その距離は未解決の問題のままである。2008年の時点では、地球からの距離は2.0 ± 0.5 kpc (6,500 ± 1,600 ly)であるというコンセンサスが得られていた。^{[ 2 ]}したがって、最も長い可視寸法に沿って、その幅は約4.1 ± 1 pc (13 ± 3 ly)である。^[c]            

カニ星雲は現在、約1,500 km/s (930 mi/s)の速度で外側に膨張している。^{[ 43 ]}数年おきに撮影された画像から、星雲のゆっくりとした膨張が明らかになっており、^{[ 44 ]}この角膨張を分光法で決定された膨張速度と比較することで、星雲までの距離を推定することができる。1973 年、星雲までの距離を計算するために使用された多くの方法の分析により、約1.9 kpc (6,300 ly)という結論に達し、これは現在引用されている値と一致している。^{[ 4 ]}    

（星雲の質量による膨張速度の一定の減少を仮定して）その膨張を遡って調べたところ、星雲の形成時期は1054年から数十年後であることが分かり、超新星爆発以降、その外向きの速度は想定よりも減速していないことが示唆された。^{[ 45 ]}この減速の減少は、パルサーからのエネルギーが星雲の磁場に供給され、それが膨張して星雲のフィラメントを外向きに押し出すことが原因であると考えられている。^{[ 46 ] [ 47 ]}

星雲の総質量の推定は、超新星の起源星の質量を推定する上で重要である。かに星雲のフィラメントに含まれる物質量（電離ガスと中性ガスの噴出物質量。主にヘリウム^{[ 48 ]}）は、4.6 ± 1.8 M☉ _。 ^{[ 49 ]}​

カニ星雲の多くの星雲成分（または異常）の1つは、パルサー領域を横切る東西の帯として見えるヘリウムに富むトーラスです。トーラスは、目に見える噴出物の約25%を構成しています。しかし、計算によると、トーラスの約95%はヘリウムであると示唆されています。今のところ、トーラスの構造について説得力のある説明は提示されていません。^{[ 50 ]}

月の通過は、星雲からの X 線放射をマッピングするために使用されてきました。チャンドラ X 線観測衛星などの X 線観測衛星が打ち上げられる前は、X 線観測の角度分解能は一般的にかなり低かったのですが、月が星雲の前を通過すると、その位置が非常に正確にわかっているため、星雲の明るさの変化を使用して X 線放射のマップを作成できます。^{[ 72 ]}かに星雲から X 線が最初に観測されたとき、その発生源の正確な位置を決定するために月の掩蔽が使用されました。^{[ 53 ]}

太陽のコロナは毎年6月にかに星雲の前を通過します。この時期にかに星雲から受信される電波の変動を利用して、コロナの密度と構造の詳細を推測することができます。初期の観測では、コロナは以前考えられていたよりもはるかに遠くまで広がっていることが明らかになりました。後の観測では、コロナにはかなりの密度の変動があることが分かりました。^{[ 73 ]}

土星がかに星雲を通過することは非常にまれである。2003年1月4日（ UTC）の通過は、1295年12月31日（OS）以来初めてのことであり、次の通過は2267年8月5日まで起こらない。研究者たちはチャンドラX線観測衛星を用いて、土星の衛星タイタンが星雲を横切る様子を観測し、タイタンの大気によるX線の吸収のため、タイタンのX線「影」が固体表面よりも大きいことを発見した。これらの観測により、タイタンの大気の厚さは880 km（550 mi）であることが示された。^{[ 74 ]}チャンドラが当時ヴァン・アレン帯を通過していたため、土星自体の通過は観測できなかった。