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| 超新星残骸 | |
|---|---|
 ハッブル宇宙望遠鏡のモザイク画像は、1999年10月、2000年1月、2000年12月に撮影された24枚の広視野および惑星カメラ2の露出画像から構成されています。 | |
| 観測データ: J2000.0 エポック | |
| 赤経 | 05時間34分31.94秒[1] |
| 偏角 | +22° 00′ 52.2″ [1] |
| 距離 | 6500 ± 1600 光年 (2000 ± 500 [2] 個) |
| 見かけの等級（V） | 8.4 [3] |
| 見かけの寸法（V） | 420″ × 290″ [4] [a] |
| 星座 | おうし座 |
| 身体的特徴 | |
| 半径 | 約5.5光年（約1.7 [5] pc） |
| 絶対等級（V） | −3.1 ± 0.5 [b] |
| 注目すべき機能 | 光パルサー |
| 指定 | メシエ1、NGC 1952、おうし座A、Sh 2-244 [1] |
かに星雲（カタログ番号M1、NGC 1952、おうし座A）は、おうし座にある超新星残骸およびパルサー風星雲である。この共通名は、1842年または1843年に第3代ロス伯爵ウィリアム・パーソンズが36インチ（91cm）の望遠鏡を使用して作成した、腕のあるカニに似た絵に由来する。[6]この星雲は1731年にイギリスの天文学者ジョン・ビーヴィスによって発見された。これは、1054年に中国の天文学者によって客星として記録された明るい超新星に対応している。この星雲は、歴史的に観測された超新星爆発に対応することが確認された最初の天体であった。[7]
見かけの明るさは8.4で、土星の衛星タイタンと同程度である。肉眼では見えないが、条件が整えば双眼鏡で見分けることができる。この星雲は天の川銀河のペルセウス腕にあり、地球から約 2.0キロパーセク(6,500 光年)の距離にある。直径は 3.4 パーセク (11 光年) で、見かけの直径は約 7 分角に相当し、毎秒約 1,500 キロメートル (930 マイル/秒)、つまり光速の0.5% の速度で拡大している。
かにパルサーは直径28～30キロメートル（17～19マイル）、自転速度が毎秒30.2回である中性子星で、かに星雲の中心にある。この星はガンマ線から電波までの放射線のパルスを放射する。30 keVを超えるX線およびガンマ線エネルギーでは、かに星雲は一般に空で最も明るい持続ガンマ線源であり、測定されたフラックスは10 TeVを超える。星雲の放射線により、星雲を掩蔽する天体の詳細な研究が可能になる。1950年代から1960年代には、かに星雲を通過する電波の観測から太陽のコロナの地図が作成され、2003年には、土星の衛星タイタンの大気が星雲からのX線を遮ることで、その厚さが測定された。
観察履歴
SN 1054 天体の観測に関する最も古い記録は、1054 年に中国の天文学者と日本の観測者によって行われたものであり、そのため番号が付けられています。かに星雲が超新星によって生成されたという現代の認識は、カール・オットー・ランプランドが星雲の構造の変化を観察したと発表した 1921 年にまで遡ります。[d] [8]これにより、かに星雲の生成は、西暦 1054 年に中世の天文学者が記録した明るいSN 1054超新星に対応するという結論に至りました。[9]
最初の識別
かに星雲は、1731年にジョン・ビーヴィスによって初めて特定されました。[10]この星雲は、1758年に明るい彗星を観測していたシャルル・メシエによって独立に再発見されました。[10]メシエは、これを彗星状天体のカタログの最初の項目としてカタログ化しました。 [10] 1757年、アレクシ・クレローはエドモンド・ハレーの計算を再検討し、ハレー彗星が1758年後半に戻ってくると予言しました。彗星が戻ってくる正確な時期を予測するには、木星など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人の同僚であるジェローム・ラランドとニコル＝レーヌ・ルポーテはハレーよりも正確に計算を行い、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・メシエがかに星雲を発見したのは、彗星を無駄に探していたときだった。彼は最初、それをハレー彗星だと思った。[11]しばらく観察した後、観察していた物体が空を動いていないことに気づいたメシエは、その物体は彗星ではないと結論付けた。その後、メシエは、雲のような性質だが空に固定されている天体のカタログを編纂すれば、誤って彗星として分類されるのを避けることができることに気づいた。この認識から、彼は「メシエカタログ」を編纂することになった。[11]
ウィリアム・ハーシェルは1783年から1809年の間に何度もかに星雲を観測したが、1783年にその存在に気付いていたのか、メシエやベビ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、彼はそれが星の集団で構成されていると結論付けた。[12] ウィリアム・パーソンズ、第3代ロス伯爵は1840年代初頭にビア城で36インチ（0.9メートル）の望遠鏡を使用して星雲を観測し、カニの腕のような腕を持つ星雲の絵を描いた。[6]彼はその後1848年に72インチ（1.8メートル）の望遠鏡を使用して再び星雲を観測したが、その類似性は確認できなかったが、それでもその名前は残った。[13] [14]
SN 1054への接続
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。[12] 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。膨張を追跡すると、星雲が地球上で見えるようになったのは約900年前であることがわかりました。歴史的な記録によると、1054年7月4日に中国の天文学者によって、昼間でも見えるほど明るい新しい星が空の同じ部分に記録されており、おそらく日本の観測者によっても記録されていました。[12] [15] [16]
1913年、ヴェスト・スリファーが天空の分光研究を記録したとき、かに星雲は再び研究対象となった最初の天体の一つとなった。かに星雲の変化は、その範囲が狭いことを示唆しており、 1921年にカール・ランプランドによって発見された。 [8]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、[17]クヌート・ルンドマークは、かに星雲が1054の客星に近いことを指摘した。[16] [18]
1928 年、エドウィン ハッブルは、この雲を 1054 番星と関連付けることを提唱しました。この考えは、超新星の性質が解明されるまで議論の的となりました。ニコラス メイオールは、1054 番星が間違いなくかに星雲を作った超新星であると示唆しました。この瞬間から、歴史的な超新星の探索が始まりました。超新星残骸の現代の観測と過去数世紀の天文学的文書を比較することで、他に 7 つの歴史的な目撃例が見つかりました。[引用が必要]
中国の観測との最初の関連づけの後、1934年に、中国の言及の数週間前に、 13世紀の日本の『明月記』に「客星」についての言及があることが指摘された。 [19] [20] [21]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、[22] 1978年に、超新星爆発当時バグダッドで活動していたネストリウス派のキリスト教徒医師、イブン・ブトランの著作をイブン・アビ・ウサイビアが13世紀に写本した本の中に、超新星爆発に関する言及が見つかった。[23] [24]
中国人が観測した昼間の「客星」は、その遠さを考えると、超新星、つまり核融合によるエネルギー供給を使い果たして崩壊した大質量の爆発星に違いない。[25] [26]最近の歴史的記録の分析によると、かに星雲を作った超新星はおそらく4月か5月初旬に出現し、7月までに見かけの等級が-7から-4.5（金星の-4.2や月を除く夜空のすべてよりも明るい）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。 [27]
カニパルサー
1960年代には、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的となった。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たのはこの時であり、これが星雲の明るさを説明できるものであった。1968年後半、デイビッド・H・スターリンとエドワード・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つの急速に変化する電波源を発見したと報告した。[28] [29]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33ミリ秒の周期と正確な位置は、 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。[30] [31]この発見は、パルサーが回転する中性子星（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）であることも証明した。かにパルサーの発見から間もなく、デイビッド・リチャーズは（アレシボ天文台を使用して）かにパルサーがスピンダウンし、その結果パルサーが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、パルサーのスピンダウンのパワーがかに星雲にエネルギーを供給するのに十分であることを示した。
かにパルサーの発見とその正確な年齢（ほぼ1日）の知識により、これらの天体の基本的な物理的特性、例えば特徴的な年齢やスピンダウン光度、関係する桁数（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の検証が可能になった。この超新星が超新星残骸の科学的理解に果たした役割は極めて重要であった。なぜなら、歴史上、他のどの超新星も正確な年齢がわかっているパルサーを生み出していないからである。この規則の唯一の例外はSN 1181で、その残骸とされる3C 58にはパルサーがあるが、1181年の中国の観測によるその特定には異論がある。[32]
かに星雲の内側は、パルサーを包み込むパルサー風星雲で占められています。一部の文献では、かに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られていますが、[33] [34] [35]、エネルギー生成と動作の異なる源に基づいて2つの現象を区別する文献もあります。[5]
高エネルギーガンマ線の発生源
かに星雲は、100 GeVを超える超高エネルギー（VHE）帯のガンマ線を放射することが確認された最初の天体です。VHEの検出は1989年にホイップル天文台の10mガンマ線望遠鏡によって行われ、[36] [37]これによって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年にかに星雲は100TeVを超えるガンマ線を放射することが観測され、 100TeV を超える最初の発生源として確認されました。[38]
物理的パラメータ
可視光では、かに星雲は、長さ約6 分角、幅約4分角（比較すると、満月の幅は30分角）の幅広い楕円形のフィラメントの塊が、拡散した青い中心領域を取り囲んでいる。3次元では、星雲は扁平回転楕円体（1,380 pc/4,500光年と推定）または長楕円体（2,020 pc/6,600光年と推定）のような形をしていると考えられている。[4]フィラメントは、前駆星の大気の名残であり、主に電離したヘリウムと水素、および炭素、酸素、窒素、鉄、ネオン、硫黄で構成されています。フィラメントの温度は通常11,000～18,000 Kで、密度は1cm3あたり約1,300粒子です。 [ 39]
1953年、ヨシフ・シュクロフスキーは、拡散した青い領域は主にシンクロトロン放射によって生成されると提唱した。シンクロトロン放射は、磁場内の電子の湾曲運動によって放出される放射である。この放射は、光速の半分までの速度で移動する電子に対応する。[40] 3年後、この仮説は観測によって確認された。1960年代には、電子の湾曲した軌道の原因は、星雲の中心にある中性子星によって生成される強力な磁場であることが判明した。 [41]
距離
かに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あらゆる方法に不確実性があるため、その距離は未解決のままである。2008年、地球からの距離は2.0 ± 0.5 kpc (6,500 ± 1,600 光年) であるとの見解が一致した。[2]最も長い目に見える方向に沿って測定すると、幅は約4.1 ± 1 pc (13 ± 3 光年) となる。[c]
かに星雲は現在、約 1,500 km/s (930 mi/s) の速度で外側に膨張しています。[42]数年おきに撮影された画像では星雲のゆっくりとした膨張が明らかになっており、[43]この角度膨張を分光学的に測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ます。1973 年には、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 光年) という結論に達しており、これは現在引用されている値と一致しています。[4]
星雲の膨張を遡ってみると（星雲の質量により膨張速度が一定に減少すると仮定）、星雲が誕生したのは1054年の数十年後であることが判明し、これは星雲の外向きの速度が超新星爆発以降、想定されていたよりも減速していないことを示唆している。[44]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、星雲のフィラメントを膨張させて外向きに押し出すことによって引き起こされると考えられている。[45] [46]
質量
星雲の総質量の推定は、超新星の元となった恒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の量（イオン化ガスと中性ガスの放出物、主にヘリウム[47]）は、4.6 ± 1.8M☉ 。 [ 48 ]
ヘリウムリッチトーラス
かに星雲の多くの星雲構成要素（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んだトーラスである。トーラスは可視放出物の約25％を構成している。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る。これまでのところ、トーラスの構造についてもっともらしい説明は提示されていない。[49]
中心星
かに星雲の中心には2つの淡い星があり、そのうちの1つが星雲の存在の原因となっている星です。この星が星雲の存在の原因となったのは1942年、ルドルフ・ミンコフスキーがその光学スペクトルが非常に異常であることを発見した時でした。[50]この星の周囲の領域は1949年に強力な電波源であることが発見され[51]、1963年にはX線源であることが発見されました。 [52]また、 1967年にはガンマ線で空で最も明るい天体の一つであることが特定されました。 [53]その後、1968年にこの星が急速なパルスで放射線を放出していることが判明し、最初に発見されたパルサーの一つとなりました。[24]
パルサーは強力な電磁放射の源であり、1秒間に何度も短く極めて規則的なパルスを放射する。1967年に発見されたときは大きな謎であり、最初のパルサーを特定したチームは、それが高度な文明からの信号である可能性を検討した。[54]しかし、かに星雲の中心で脈動する電波源が発見されたことは、パルサーが超新星爆発によって形成されたことを示す強力な証拠であった。[55]現在では、パルサーは高速で回転する中性子星であり、その強力な磁場によって放射が狭いビームに集中していると理解されている。 [56]
かにパルサーの直径はおよそ28～30 km (17～19 mi) と考えられており、[57] 33ミリ秒ごとにパルス状の放射線を放射している 。[58]パルスは、電波から X 線まで、電磁スペクトルのさまざまな波長で放射される。他の孤立パルサーと同様に、その周期は非常にゆっくりと遅くなっている。時折、その自転周期は「グリッチ」と呼ばれる急激な変化を示すが、これは中性子星内部の突然の再配置によって引き起こされると考えられている。パルサーが減速するときに放出されるエネルギーは莫大で、かに星雲のシンクロトロン放射の放射にエネルギーを与えている。かに星雲の全光度は太陽の約 75,000 倍である。 [59]
パルサーの極端なエネルギー出力は、かに星雲の中心部に異常にダイナミックな領域を作り出している。ほとんどの天体はゆっくりと進化するため、変化が何年にもわたって初めて目に見えるようになるが、かに星雲の内部はわずか数日のタイムスケールで変化が見られる。[60]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星雲の大部分にぶつかり、衝撃波面を形成する点である。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深く入るにつれて、急勾配になり、明るくなり、そして薄れていく。[60]
祖星
超新星として爆発した星は、その超新星の祖星と呼ばれる。超新星として爆発する星には、白色矮星と大質量星の 2 種類がある。いわゆるIa 型超新星では、ガスが「死んだ」白色矮星に落下して質量が増加し、臨界レベルであるチャンドラセカール限界に近づくと、暴走核融合爆発が起こり、星が消滅する。Ib /c 型およびII 型超新星では、祖星は大質量星で、その中心核は核融合反応に必要な燃料を使い果たして崩壊し、重力による位置エネルギーが放出されて星の外層が吹き飛ばされる。Ia 型超新星はパルサーを生成しないため[61]、かに星雲のパルサーは中心核崩壊型超新星で形成されたに違いない。[62]
超新星爆発の理論モデルによれば、かに星雲を形成するために爆発した恒星の質量は9 〜 11 M ☉であったと示唆されている。[49] [63]質量が 8 M ☉未満の恒星は 超新星爆発を起こすには小さすぎると考えられており、代わりに 惑星状星雲を形成してその生涯を終える。一方、質量が 12 M ☉を超える恒星は、かに星雲で観測されるものとは異なる化学組成を持つ星雲を形成したであろう。[64]しかし、最近の研究では、その起源は8 〜 10 M ☉の範囲の超漸近巨星分枝星であり、電子捕獲型超新星爆発を起こした可能性があることが示唆されている。[65] 2021年6月、ネイチャー・アストロノミー誌に掲載された論文では、2018年の超新星SN 2018zd（銀河NGC 2146、地球から約3100万光年）が電子捕獲型超新星の初の観測例である可能性が報告された。 [66] [67] [68]かに星雲を形成した1054年の超新星爆発は、電子捕獲型超新星の最有力候補と考えられていたが、2021年の論文により、これが正しかった可能性が高まった。[67] [68]
かに星雲の研究における重大な問題は、星雲とパルサーを合わせた質量が、予測される祖先の星の質量よりもかなり小さく、その「失われた質量」がどこにあるのかという疑問が未解決のままであることだ。[48]星雲の質量の推定は、放出される光の総量を測定し、測定された星雲の温度と密度に基づいて必要な質量を計算することによって行われる。推定値は約1〜5 M ☉の範囲で、2〜3 M ☉が一般に受け入れられている値である。[64]中性子星の質量は1.4〜2 M ☉と推定されている。
かに星雲の質量が失われた理由として最も有力視されている説は、超新星爆発の前に、星雲の質量のかなりの部分が高速恒星風に運ばれたというものである。この現象はウォルフ・ライエ星でよく見られる。しかし、この現象によって星雲の周囲に殻が形成されたはずである。殻を観測する試みがいくつかの波長でなされてきたが、まだ発見されていない。[69]
太陽系天体の通過
かに星雲は、地球が太陽の周りを回る軌道面である黄道から約 1.5 度離れています。つまり、月や、時には惑星が星雲を横切ったり、掩蔽したりすることがあります。太陽は星雲を横切ることはありませんが、太陽のコロナが星雲の前を通過します。これらの横切や掩蔽を利用して、星雲からの放射が横切る天体によってどのように変化するかを観察することで、星雲とその前を通過する物体の両方を分析できます。
月の
月の通過は、星雲からのX線放射の地図を作るのに使われてきました。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るので、星雲の明るさの変化を使ってX線放射の地図を作ることができます。[70]かに星雲からX線が初めて観測されたとき、月の掩蔽を利用してその発生源の正確な位置が特定されました。[52]
太陽
太陽のコロナは毎年6月にかに星雲の前を通過します。この時にかに星雲から受信される電波の変化から、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、コロナはこれまで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判明しました。その後の観測では、コロナにはかなりの密度の変化があることがわかりました。[71]
その他のオブジェクト
非常に稀だが、土星がかに星雲を通過することがある。2003年1月4日（UTC ）の通過は1295年12月31日（ OS ）以来のことで、次は2267年8月5日まで起こらない。研究者らはチャンドラX線観測衛星を使って土星の衛星タイタンが星雲を通過するのを観測し、タイタンのX線の「影」が大気中のX線吸収により固体表面よりも大きいことを発見した。この観測から、タイタンの大気の厚さは880km（550マイル）であることがわかった。[72]チャンドラは当時 ヴァン・アレン帯を通過していたため、土星の通過自体は観測できなかった。
ギャラリー
参照
注記
- ^ 1969年後半にシドニー・ファン・デン・バーグが撮影した非常に深いプレート上で測定されたサイズ。[4] [73]
- ^見かけの等級は8.4、距離係数は11.5 ± 0.5 =−3.1 ± 0.5
- ^距離 × tan ( 直径角度 = 420″ ) =4.1 ± 1.0 pc 直径 =直径13 ± 3光年
- ^当時の星雲の性質は不明でした。
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外部リンク
ウィキメディア・コモンズにはメシエ1に関連するメディアがあります。
- WikiSkyの蟹星雲: DSS2、SDSS、GALEX、IRAS、水素α、X 線、天体写真、天空図、記事と画像
- ケンブリッジ大学の銀河系超新星残骸カタログにあるかに星雲
- SEDSメシエ指数におけるかに星雲
- チャンドラX線天文台フィールドガイドシリーズのかに星雲
- ハッブル宇宙望遠鏡によるかに星雲の画像
- 2008年から2017年までの拡張のアニメーション（デトレフ・ハートマン作）
