カニパルサー

カニパルサー

かに星雲。かにパルサー（中央の赤い星）を含む。画像はハッブルの光学データ（赤）とチャンドラのX線画像（青）を組み合わせたもの。 クレジット：NASA/CXC/ASU/J. Hester et al. [1]
観測データ エポックJ2000      エキノックスJ2000
星座	おうし座
赤経	05時間34分31.95秒[2]
偏角	+22° 00′ 52.2″ [2]
見かけの等級 （V）	16.65 [3]
特徴
進化段階	中性子星
U−B色指数	−0.45 [引用が必要]
B−V色指数	+0.47 [4]
天体測量
固有運動（μ）	赤経:  −11.34 ± 0.06 [5] マス/年 十二月:  2.65 ± 0.14 [5] マス/年
視差（π）	0.53 ± 0.06  mas [5]
距離	約6,200 光年 （約1,900 パーセンテージ）
絶対等級 (M V )	5.26
詳細
半径	10 [要出典]  km
明るさ	0.9 リットル☉
温度	中央（モデル化）：~3 × 10 8 [6]  K、 表面：約1.6 × 10 6  K
回転	33.5028583ミリ秒[7]
年	8,142 [要出典] 年
その他の指定
SNR G184.6-05.8、2C 481、3C 144.0 、SN 1054A、4C 21.19、NGC 1952、PKS 0531+219、PSR B0531+21、PSR J0534+2200、CMタウ
データベース参照
シンバド	データ

かにパルサー（PSR B0531+21またはバーデの星）は比較的若い中性子星である。この星はかに星雲の中心星であり、1054年に地球上で広く観測された超新星SN 1054の残骸である。 ^{[8] [9] [10]} 1968年に発見されたこのパルサーは、超新星残骸と関連付けられた最初のパルサーであった。^[11]

かにパルサーは光学的に識別される数少ないパルサーの 1 つです。光学パルサーの直径はおよそ 20 キロメートル (12 マイル) で、自転周期は約 33 ミリ秒です。つまり、パルサーの「ビーム」は 1 秒間に約 30 回転します。^[6]中性子星から流出する相対論的風はシンクロトロン放射を発生させ、これが電波からガンマ線まで、星雲からの放射の大部分を生み出します。星雲内部で最もダイナミックな特徴は、パルサーの赤道風が周囲の星雲に激突し、終端衝撃波を形成する点です。この特徴の形状と位置は急速に変化し、赤道風は一連の糸のような特徴として現れ、パルサーから離れて星雲本体に移動するにつれて、急勾配になり、明るくなり、その後薄れていきます。パルサーの回転周期は、 パルサー風によって運び去られる大量のエネルギーにより、1日あたり38ナノ秒ずつ増加している。 ^[12]

かに星雲は、X線天文学の較正源としてよく使われます。X線では非常に明るく、パルサー自体を除いて、フラックス密度とスペクトルは一定であることが知られています。パルサーは、X線検出器のタイミングを確認するために使用される強力な周期信号を提供します。X線天文学では、「カニ」と「ミリクラブ」がフラックス密度の単位として使用されることがあります。ミリクラブは、約1000万のフラックス密度に相当します。2.4 × 10 ⁻¹¹ エルグ ・s ⁻¹  cm ⁻² (2～10  keVのX線帯域では、カニのようなX線スペクトル（光子エネルギーのべき乗則：I  ～  E ^−1.1）となり、2.4 × 10 ⁻¹⁴  W/m ^{2となる。 [要出典]} 明るさがカニ1個分を超えるX線源はごくわずかである。

かにパルサーからは1.5TeVまでのパルス放射が検出されている。^[13]このエネルギー範囲で放射する他のパルサーとして知られているのは、20TeVのほ座パルサーのみである。 ^[14]

かに星雲は1939年までにSN1054の残骸であると特定された。その後、天文学者たちは星雲の中心星を探した。候補は2つあり、文献では「北に続く」星と「南に先行する」星と呼ばれている。1942年9月、ウォルター・バーデは「北に続く」星を除外したが、「南に先行する」星については証拠が決定的ではないと結論した。^[15] ルドルフ・ミンコフスキーは、バーデと同じ天体物理学ジャーナル誌で、スペクトル論を展開し、「証​​拠は南に先行する星が星雲の中心星であるという結論を認めているが、証明はしていない」と主張した。^[16]

1968年後半、デイビッド・H・ステイリンとエドワード・C・ライフェンシュタイン3世は、300フィート（91メートル）のグリーンバンク電波アンテナを使用して、「かに星雲の近くで、それと一致する可能性のある」2つの急速に変化する電波源を発見したと報告した。^[17]これらはNP 0527とNP 0532と命名された。かに星雲パルサーNP 0532の33ミリ秒の周期と位置は、1968年11月10日にリチャード・VE・ラヴレスと協力者によってアレシボ電波天文台で発見された。^{[18] [19]}このような短い周期のパルサーの発見により、パルサーは回転する中性子星である（多くの科学者が示唆したように脈動する白色矮星ではない）ことが証明された。かにパルサーの発見後すぐに、デイビッド・リチャーズはアレシボ望遠鏡を使用して、パルサーが回転を下げ、その結果回転エネルギーを失うことを発見しました。トーマス・ゴールドは、パルサーの回転を下げる力がかに星雲を動かすのに十分であることを示しました。

ウィリアム・D・ブランデージを含む彼らによるその後の研究では、NP 0532の源がかに星雲にあることも判明した。^{[20]また、1968年後半には}ソビエト天文学誌でLIマトヴェンコによってかに星雲と一致する電波源が報告された。^[21]

光学脈動は、アリゾナ大学スチュワード天文台のキットピークにある36インチ（91cm）望遠鏡を使用して、コック、ディズニー、テイラーによって初めて報告されました。^[22]この観測にはパルスを記録した音声テープがあり、このテープには発見時のジョン・コック、マイケル・ディズニー、ボブ・マカリスター（夜間アシスタント）の声も記録されていました。^{[23]彼らの発見は、}ネイザー、ワーナー、マクファーレンによって確認されました。 ^[24]

1967年に最初のパルサーPSR B1919+21を共同発見したジョスリン・ベル・バーネルは、1950年代後半にシカゴ大学の望遠鏡で当時一般公開されていたかに星雲の光源を見た女性が、それが点滅しているように見えることに気づいたと述べている。彼女が話した天文学者のエリオット・ムーアは、資格のあるパイロットとしてシンチレーションを理解しており、これは別のものだと女性が抗議したにもかかわらず、その効果をシンチレーションとして無視した。ベル・バーネルは、かに星雲の可視パルサーの30Hzの周波数は、多くの人にとって見にくいと指摘している。^{[25] [26]}

2007年、チャールズ・シスラーが1967年にかに星雲の位置で電波放射の天体源を検出したと報告された。これはアラスカにあるアメリカ空軍のレーダーシステムを使用していた。このレーダーシステムは大陸間弾道ミサイルを探知するための早期警戒システムとして設計された。ベル・バーネルによる最初のパルサー発見のニュースが報じられた後、シスラーはこの源がかにパルサーであると理解した。 ^[25]しかし、シスラーの検出はレーダー観測の機密性のため、40年間公表されなかった。^[27]

かにパルサーは、 LIGO観測所の数か月のデータを使用してスピンダウン限界を破った最初のパルサーでした。ほとんどのパルサーは一定の回転周波数で回転しているわけではなく、非常にゆっくりとした速度（3.7 × 10パルサーの回転速度は、重力波 の振幅の上限よりも遅い（かに座銀河団の場合は⁻¹⁰ Hz/s）。このスピンダウンは、さまざまなメカニズムによる回転エネルギーの損失として説明できる。スピンダウン限界とは、エネルギー損失がすべて重力波に変換されると仮定した場合の、パルサーが放射できる重力波の振幅の理論上の上限である。予想される振幅と周波数（予想されるドップラーシフトを補正した後）で重力波が観測されないことは、エネルギー損失の原因が他のメカニズムにあることを証明している。パルサーの回転対称性の物理モデルでは、重力波の振幅のより現実的な上限がスピンダウン限界よりも数桁低いため、これまでのところ観測されていないことは全く予想外ではない。重力波機器の感度の向上とより長いデータ範囲の使用により、将来的にはパルサーから放射される重力波が観測されることが期待される。 ^[28]これまでにスピンダウン限界を破った唯一のパルサーはベラパルサーである。

2019年にかに星雲、そしておそらくかにパルサーが100 TeVを超える ガンマ線を放射していることが観測され、超高エネルギー宇宙線の発生源として初めて特定されました。^[29]

2023年には、超長基線電波干渉法（VLBI）を用いてかにパルサーの電波巨大パルス放射を利用した精密天体測定が行われ、かにパルサーまでの正確な距離が測定されました。^[5]

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