かに星雲 – 日本語百科事典辞書

Crab_Nebula

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統計、
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かに星雲（カタログ指定M 1、NGC 1952、トーラスA）は、トーラス星座にある超新星残骸とパルサー星雲です。通称は、1842年に36インチ（91 cm）の望遠鏡を使用して物体を観察し、カニのように見える図面を作成した、ロッセの第3伯爵であるウィリアムパーソンズに由来します。星雲は1731年に英国の天文学者ジョン・ベビスによって発見され、中国の天文学者によって記録された明るい超新星に対応しています星雲は、歴史的な超新星爆発に対応することが確認された最初の天体でした。
かに星雲
超新星残骸
1999年10月、2000年1月、および2000年12月に撮影された
24の個別の広域惑星カメラ2の露出から組み立てられた
ハッブル宇宙望遠鏡のモザイク画像
観測データ：J2000.0 エポック
赤経
05時間34分31.94秒
偏角+ 22°00′52.2″
距離
6500 ± 1600ly （_2000 ± 500 pc）
見かけの等級（V） +8.4 見かけの寸法（V）
420インチ×290インチ
星座
おうし座
体格的特徴
半径
〜5.5 ly（〜1.7 pc）
絶対等級（V）
−3.1 ± 0.5
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
参照：星雲のリスト
土星の衛星タイタンに匹敵する8.4の見かけの等級では、肉眼では見えませんが、好ましい条件下で双眼鏡を使用して作ることができます。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）の距離に直径は3.4パーセク（11 ly）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 mi / s）、つまり光速の0.5％の速度で膨張しています。
星雲の中心にはかにパルサーがかにパルサーは、毎秒30.2回の回転速度で、直径28〜30 km（17〜19マイル）の中性子星で、ガンマ線から電波に放射パルスを放出します。X線およびガンマ線エネルギーが30keVを超えると、かに星雲は一般に空で最も明るく持続的なガンマ線源であり、測定されたフラックスは10TeVを超えます。星雲の放射は、星雲を遮る天体の詳細な研究を可能にします。1950年代と1960年代には、かに星雲の電波の観測から太陽のコロナがマッピングされ、2003年には、星雲からのX線を遮断して、土星の月タイタンの大気の厚さが測定されました。

コンテンツ
1 観測履歴
1.1 最初の識別 1.2 SN1054への接続 1.3 かにパルサー 1.4 超高エネルギーガンマ線の発生源
2 物理的パラメータ
2.1 距離 2.2 質量 2.3 ヘリウムが豊富なトーラス
3 中央の星
4 前駆星
5 太陽系小天体によるトランジット
5.1 月 5.2 太陽 5.3 その他のオブジェクト
6 ギャラリー
7 も参照してください
8 ノート
9 参考文献
10 外部リンク

観測履歴 SN 1054
リバプール望遠鏡からのかに星雲の
HaRGB画像、合計1.4時間の露出。

かに星雲M1
かに星雲が超新星によって作成されたという現代の理解は、カール・オットー・ランプランドが星雲の構造に変化が見られたと発表した1921年にさかのぼります。これは最終的に、かに星雲の作成が、西暦1054年に古代の天文学者によって記録された明るいSN1054超新星に対応するという結論に至りました。

最初の識別
かに星雲は、1731年にジョンベビスによって最初に識別されました。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たときに、独立して再発見されました。メシエは、彗星のような天体のカタログの最初のエントリとしてそれをカタログ化しました。 1757年、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の帰還を予測しました。彗星が帰還する正確な時刻には、木星などの太陽系の惑星によって引き起こされる軌道への摂動を考慮する必要がありました。クレローと彼の2人の同僚であるジェローム・ラランドとニコール・レイン・ルポーテは、ハレー彗星よりも正確に実行し、彗星はトーラス彗星に現れるはずだと気づきました。シャルル・メシエが最初はハレー彗星だと思っていたかに星雲を見つけたのは、無駄に彗星を探していたときでした。いくつかの観測の後、彼が観測していた天体が空を横切って動いていないことに気づき、メシエはその天体が彗星ではないと結論付けました。その後、メシエは、曇りの性質の天体のカタログを編集することの有用性に気づきましたが、それらを彗星として誤ってカタログ化することを避けるために、空に固定されています。この認識により、彼は「メシエカタログ」を編集することになりました。

ロッセ卿（1844）による星雲の最初の描写の複製（色が反転して白地に黒に見える）
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ましたが、1783年にかに星雲の存在を知っていたのか、メシエやビービスとは無関係に発見したのかは不明です。いくつかの観察の後、彼はそれが星のグループで構成されていると結論付けました。ロッセの第3伯爵、ウィリアム・パーソンズは、1844年に36インチ（0.9 m）の望遠鏡を使用してビル城の星雲を観察し、彼が描いた絵がカニ。彼はその後、1848年に72インチ（1.8 m）の望遠鏡を使用してそれを再び観察しましたが、想定される類似性を確認できませんでしたが、それでも名前は固執しました。

SN1054への接続

星雲は550nm（緑色光）の可視スペクトルで見られます。
かに星雲は、超新星爆発に関連していると認識された最初の天体でした。 20世紀初頭、数年離れて撮影された星雲の初期の写真の分析は、それが拡大していることを明らかにしました。膨張をさかのぼると、星雲は約900年前に地球上で見えるようになったに違いないことが明らかになりました。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、そしておそらく日本の観測者によっても、昼間に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いたことが明らかになりました。
1913年、ヴェストスライファーが空の分光学的研究を登録したとき、かに星雲は再び研究された最初の天体の1つでした。雲の変化は、その程度が小さ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ました。その同じ年、ジョンチャールズダンカンは残骸が拡大していることを示しました。。
1928年、エドウィンハッブルは、雲を1054の星と関連付けることを提案しました。これは、超新星の性質が理解されるまで議論の余地があったアイデアであり、1054の星が間違いなくかに星雲を生成した超新星であることを示したのは、ニコラスメイオールでした。。歴史的な超新星の探索はその瞬間に始まりました。超新星残骸の現代の観測と過去数世紀の天文文書を比較することによって、他の7つの歴史的な目撃情報が見つかりました。
中国の観測との最初のつながりの後、1934年に、中国の言及の数週間前に、明月の「ゲスト出演者」への13世紀の日本の言及とのつながりが作られました。この出来事は、イスラム天文学では記録されていないと長い間考えられていたが、1978年に、ネストリウス派のキリスト教徒であるイブン・ブトラーンの作品のイブン・アビー・ウサイビアが作成した13世紀のコピーに参照が見つかりました。超新星の時にバグダッドで活動していた医師。
その距離が遠いことを考えると、中国人が観測した昼間の「ゲスト出演者」は、核融合からエネルギーの供給を使い果たして崩壊した超新星、つまり巨大で爆発的な星でしかあり得ませんでした。歴史的記録の最近の分析によると、かに星雲を作り出した超新星はおそらく4月か5月上旬に現れ、見かけの等級-7から-4.5の間の最大輝度に上昇しました（金星よりも明るい）。 4.2と7月までに月を除く夜空のすべて）。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ました。

かにパルサー
かにパルサー

ハッブルからの光学データ（赤）と
チャンドラX線天文台からのX線画像（青）を組み合わせた画像。
1960年代には、パルサーの予測と発見により、かに星雲が再び主要な関心の中心になりました。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その時でした。それは雲の明るさを説明するでしょう。星はその後まもなく1968年に観測されました。かにパルサーの発見とその正確な年齢（ほぼその日）の知識により、特徴的な年齢やスピンなど、これらの天体の基本的な物理的特性を検証できます。 -ダウンルミノシティ、関与するオーダーの大きさ（特に磁場の強さ）、および残骸のダイナミクスに関連するさまざまな側面。他の歴史的な超新星が正確な年代が確実に知られているパルサーを作成しなかったので、超新星残骸の科学的理解に対するこの超新星の役割は重要でした。この規則の唯一の可能な例外はSN1181であり、その残りの3C 58はパルサーの本拠地であると考えられていますが、1181からの中国の観測を使用したその識別には異議
かに星雲の内部は、パルサーを包むパルサー風星雲によって支配されています。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る情報源もありますが、エネルギー生産と行動の異なる源に基づいて2つの現象を分離する情報源も

超高エネルギーガンマ線の発生源
2019年、かに星雲は100 TeVを超えるガンマ線を放出することが観測され、100TeVを超える最初の特定された線源になりました。

物理的パラメータ

かに星雲の小さな領域の
ハッブル画像。複雑なフィラメント構造
のレイリー・テイラー不安定性を示しています。
可視光では、かに星雲は、広範に楕円形のフィラメントの塊で構成され、長さ約6 分、幅4分（比較すると、満月は直径30分）で、拡散した青い中央領域を囲んでいます。三次元では、星雲は扁球（1，380 pc / 4，500 ly離れていると推定される）または長球（2，020 pc / 6，600 ly離れていると推定される）のような形をしていると考えられています。フィラメントは、前駆星の大気の残骸であり、主にイオン化されたヘリウムと水素、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であり、密度は1 cm3あたり約1，300粒子です。
1953年、Iosif Shklovskyは、拡散青色領域は主にシンクロトロン放射によって生成されることを提案しました。これは、磁場内の電子の湾曲運動によって放出される放射です。放射線は、光速の半分までの速度で移動する電子に対応していました。 3年後、理論は観察によって確認された。1960年代に、電子の曲がった経路の源は、星雲の中心にある中性子星によって生成された強い磁場であることがわかりました。

距離
かに星雲は天文学者の間で大きな注目を集めていますが、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す。2008年のコンセンサスは、地球からの距離が2.0±0.5 kpc（6，500±1，600 ly）であるというものでした。したがって、最も長い可視寸法に沿って、直径は約4.1±1 pc（13±3 ly）になります。
かに星雲は現在、約1，500 km / s（930 mi / s）で外側に向かって広がっています。数年間隔で撮影された画像は、星雲のゆっくりとした膨張を明らかにし、この角度膨張を分光的に決定された膨張速度と比較することにより、星雲の距離を推定できます。1973年に、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は、現在引用されている値と一致して、約1.9 kpc（6，300 ly）の結論に達しました。
かにパルサー自体は、1968年にスーザンジョスリンベル博士によって発見されました。その膨張をさかのぼると（星雲の質量による膨張速度の一定の減少を仮定して）、1054年から数十年後に星雲が作成された日付が得られました。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側に押しやることによって引き起こされると考えられています。

質量
星雲の総質量の推定は、超新星の前駆星の質量を推定するために重要です。かに星雲のフィラメントに含まれる物質の量（イオン化された中性ガスの噴出物の質量、主にヘリウム）は次のように推定されます。4.6 ± 1.8M☉ 。_ _

ヘリウムが豊富なトーラス
かに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％を構成します。しかし、計算によれば、トーラスの約95％がヘリウムであることが示唆されています。まだ、トーラスの構造についてのもっともらしい説明はありません。

中央の星
かにパルサー

OESシングルフォトンカメラで撮影したかにパルサーのスローモーションビデオ。

メディアを再生する
軌道を回る天文台からのデータは、かに星雲のX線出力の予想外の変動を示しており、おそらくその中心の中性子星の周りの環境に結びついています。

メディアを再生する NASAのフェルミはかに星雲の「スーパーフレア」を発見しました。
かに星雲の中心には2つのかすかな星があり、そのうちの1つは星雲の存在に関与している星です。ルドルフ・ミンコフスキーがその光スペクトルが非常に異常であることに気付いた1942年にそのように識別されました。星の周りの領域は、1949年に強力な電波源であることがわかり、1963年にX線、1967年にガンマ線で空で最も明るい物体の1つとして識別されました。その後、1968年に、星は急速なパルスでその放射を放出していることがわかり、発見された最初のパルサーの1つになりました。
パルサーは強力な電磁放射の源であり、1秒間に何度も短く非常に規則的なパルスで放出されます。それらは1967年に発見されたときの大きな謎であり、最初のもの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ました。しかしながら、かに星雲の中心で脈動する電波源の発見は、パルサーが超新星爆発によって形成されたという強力な証拠でした。現在、それらは急速に回転する中性子星であると理解されており、その強力な磁場がそれらの放射放出を狭いビームに集中させます。
かにパルサーの直径は約28〜30 km（17〜19マイル）と考えられています。 33ミリ秒ごとに放射線のパルスを放出します。パルスは、電波からX線まで、電磁スペクトル全体の波長で放出されます。すべての孤立したパルサーと同様に、その周期は非常にゆっくりと遅くなっています。時折、その自転周期は「グリッチ」として知られる急激な変化を示します。これは、中性子星の内部での突然の再整列によって引き起こされると考えられています。パルサーが減速するときに放出されるエネルギーは膨大であり、太陽の約75，000倍の総光度を持つかに星雲の放射光の放射に電力を供給します。
パルサーの極端なエネルギー出力は、かに星雲の中心に異常に動的な領域を作成します。ほとんどの天体は非常にゆっくりと進化するため、変化は何年ものタイムスケールでしか見えませんが、かに星雲の内部はほんの数日のタイムスケールで変化を示しています。星雲の内部で最も動的な特徴は、パルサーの赤道風が星雲の大部分に衝突し、衝撃波面を形成する点です。この特徴の形と位置は急速に変化し、赤道風は一連のウィスプのような特徴として現れ、パルサーから離れて星雲の本体に十分に出て行くにつれて、急になり、明るくなり、そして消えていきます。

前駆星

この一連の
ハッブル画像は、かに星雲の内側の特徴が4か月にわたって変化していることを示しています。
超新星として爆発した星は、超新星の前駆星と呼ばれます。白色矮星と巨大な星の2種類の星が超新星として爆発します。いわゆるIa型超新星では、「死んだ」白色矮星に落下するガスは、臨界レベルであるチャンドラセカール限界に近づくまで質量を上げ、核融合爆発が暴走して星を破壊します。タイプIb / cおよびタイプII超新星では、前駆星は巨大な星であり、そのコアは核融合反応に電力を供給するための燃料を使い果たし、それ自体で崩壊し、星の外層を吹き飛ばす形で重力ポテンシャルエネルギーを放出します。Ia型超新星はパルサーを生成しないため、かに星雲のパルサーは、コア崩壊超新星で形成されたに違いないことを示しています。
超新星爆発の理論モデルは、かに星雲を生成するために爆発した星は、 9〜11Mの質量を持っていたに違いないことを示唆しています☉。質量が8M☉未満の星は、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生成することで寿命を終えますが、12M☉より重い星は、かに星雲で観測されたものとは異なる化学組成。しかしながら、最近の研究は、前駆体が電子捕獲超新星で爆発したであろう8から 10M☉の範囲の超漸近巨星分星であった可能性があることを示唆している。 2021年6月、ネイチャーアストロノミー誌の論文は、2018年の超新星SN 2018zd（銀河NGC 2146で、地球から約3，100万光年）が電子捕獲超新星の最初の観測であるように見えると報告しましたかに星雲を作り出した1054年の超新星爆発は、電子捕獲超新星の最良の候補であると考えられていました。2021年の論文では、これが正しかった可能性が高くなっています。
かに星雲の研究における重要な問題は、星雲とパルサーの合計質量が、予測された前駆星の質量よりもかなり少なくなることであり、「失われた質量」がどこにあるかという問題は未解決のままです。星雲の質量の推定は、放出された光の総量を測定し、測定された星雲の温度と密度を考慮して、必要な質量を計算することによって行われます。推定値の範囲は約 1〜5M☉で、 2〜3M☉が一般的に受け入れられている値です。中性子星の質量は、1.4から 2M☉の間であると推定されています。
かに星雲の質量の欠落を説明する主な理論は、ウォルフ・ライエ星で一般的に見られる現象である、高速恒星風での超新星爆発の前に、前駆体の質量のかなりの部分が運び去られたというものです。しかし、これは星雲の周りに殻を作ったでしょう。シェルを観察するためにいくつかの波長で試みがなされましたが、まだ何も発見され

太陽系小天体によるトランジット

土星の衛星タイタンが星雲を通過しているところを示す
チャンドラの画像。
かに星雲は、黄道（太陽の周りの地球の軌道面）から約1.5度離れたところにこれは、月、そして時には惑星が星雲を通過したり、星雲を覆い隠したりできることを意味します。太陽は星雲を通過しませんが、そのコロナはその前を通過します。これらの通過と掩蔽は、星雲からの放射が通過する物体によってどのように変化するかを観察することによって、星雲とその前を通過する物体の両方を分析するために使用できます。

月
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線天文台などの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非常に低かったが、月が星雲の前を通過するとき、その位置は非常に正確にわかっており、そのため、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。かに星雲からX線が最初に観測されたとき、月食がそれらの源の正確な位置を決定するために使用されました。

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。このときかに星雲から受信した電波の変化を利用して、コロナの密度や構造の詳細を推測することができます。初期の観測では、コロナが以前に考えられていたよりもはるかに長い距離まで伸びていることが確認されました。その後の観測では、コロナにはかなりの密度の変動が含まれていることがわかりました。

その他のオブジェクト
ごくまれに、土星がかに星雲を通過します。2003年1月4日（UTC ）のトランジットは、1295年12月31日（ OS）以来初めてでした。もう1つは2267年8月5日まで発生しません。研究者はチャンドラX線天文台を使用して、土星の衛星タイタンが星雲を通過するのを観察し、タイタンのX線「影」がXの吸収のためにその固体表面よりも大きいことを発見しました。 -その大気中の光線。これらの観測は、タイタンの大気の厚さが880 km（550マイル）であることを示しました。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。

ギャラリー

かに星雲
、赤外線、可視光線、
紫外線、 X線、
ガンマ線（2015年3月8日）

かに星雲– 5つの天文台（2017年5月10日）

かに星雲– 5つの天文台（アニメーション、2017年5月10日）

も参照してください
星雲のリスト
かに星雲に似ていることから名付けられましたが、南半球からは見えます。
銀河の反中心

ノート
^ 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で測定されたサイズ。
^見かけの等級8.4—距離係数11.5 ± 0.5 =−3.1 ± 0.5
^距離×日焼け（diameter_angle = 420″）=4.1 ± 1.0pc直径=13 ± 3-光年の直径
^当時の星雲の性質は不明でした。

参考文献
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外部リンク
コモンズには、メシエ1に関連するメディアが
WikiSkyのかに星雲：DSS2、SDSS、GALEX、IRAS、水素α、X線、天体写真、スカイマップ、記事と画像
ケンブリッジ大学のかに星雲銀河超新星残骸のカタログ
SEDSメシエインデックスのかに星雲
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
デトレフ・ハルトマンによる2008年から2017年までの拡張のアニメーション
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