かにパルサー

Crab_Pulsar
かにパルサー（PSR B0531 + 21）は比較的若い中性子星です。この星は、 1054年に地球上で広く観測された超新星SN1054の残骸であるかに星雲の中心星です。 1968年に発見されたパルサーは、最初に発見されました。超新星の残骸に接続されています。
かにパルサー
かにパルサー（中央の赤い星）が入っているかに星雲。画像は、ハッブルからの光学データ（赤）とチャンドラからのX線画像（青）を組み合わせたものです。NASA / CXC / ASU / J。ヘスター等。
観測データエポックJ2000      エクイノックスJ2000
星座 おうし座
赤経 05時間34分31.97秒
偏角 + 22°00’52.1 “
見かけの等級 （V） 16.5
特徴
進化の段階 中性子星
U-Bカラーインデックス −0.45
B-Vカラーインデックス +0.5
位置天文学
固有運動 （μ）
RA：  -14.7±0.8   mas / yr 12月：  2.0±0.8   mas / yr
距離
2000   pc 詳細 半径
10 キロ
光度
0.9L☉  _ _
温度
センター（モデル）：〜3 × 108  K、表面：〜1.6× 10  6 K
回転
33.5028583ミリ秒 年 地球から観測した967年。光の遅れにより、パルサーの実際の年齢は7467±2567歳になる可能性があります
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 SIMBAD データ
フェルミガンマ線宇宙望遠鏡で見たガンマ線で見た空
は、かにパルサーが空で最も明るいガンマ線源の1つであることを示しています。また、天の川（中央）、他の明るいパルサー、およびブレーザー
3C454.3も目立ちます。
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。光学パルサーは直径約20km（12 mi）で、自転周期は約33ミリ秒です。つまり、パルサーの「ビーム」は毎秒約30回転します。中性子星から流出する相対論的風は、放射光からガンマ線まで見られる、星雲からの放射の大部分を生成するシンクロトロン放射を生成します。星雲の内部で最も動的な特徴は、パルサーの赤道風が周囲の星雲にぶつかり、終結衝撃を形成する点です。この特徴の形と位置は急速に変化し、赤道の風は、パルサーから星雲の本体に移動するにつれて、急勾配になり、明るくなり、その後消える一連のウィスプのような特徴として現れます。パルサーの回転周期は 、パルサー風で大量のエネルギーが運び去られるため、1日あたり38ナノ秒ずつ増加しています。
かに星雲は、X線天文学のキャリブレーションソースとしてよく使用されます。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チェック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「カニ」がフラックス密度の単位として使用されることがミリクラブは約の磁束密度に対応します2.4 × 10-11 erg  s -1  cm -2 （_2.4 × 10-14 W / m 2 ）2〜10  keVのX線バンドで、「カニのような」X線スペクトルの場合。これは光子エネルギーのべき乗則 です ：I〜E – 1.1。明るさが1匹のカニを超えるX線源はほとんどありません。

観察の歴史

  チャンドラが撮影したかに星雲のX線写真
かに星雲は、1939年までにSN 1054の残骸として識別されました。その後、天文学者は星雲の中心星を探しました。文献では「北に続く」星と「南に続く」星と呼ばれる2つの候補がありました。1942年9月、ウォルターバーデは「北に続く」星を除外しましたが、「南に続く」星の証拠は決定的ではありませんでした。ルドルフ・ミンコフスキーは、アストロフィジカルジャーナルのバードと同じ号で、「証拠は、南の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、証明していない」と主張するスペクトルの議論を進めた。
1968年後半、David H.StaelinとEdwardC。Reifenstein IIIは、300フィート（91 m）のGreen Bank無線アンテナを使用して、「かに星雲の近くで」2つの脈動する電波源の発見を報告しました。彼らはNP0527とNP0532の呼称を与えられました。かに星雲パルサーNP0532の時代と場所は、1968年11月10日にアレシボ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も、NP0532ソースがかに星雲にあることがわかりました。電波源は、1968年後半にソビエト天文学のLIMatveenkoによってかに星雲と一致して報告されました。
光学的脈動は、アリゾナ大学のスチュワード天文台のキットピークにある36インチ（91 cm）の望遠鏡を使用して、Cocke、Disney、およびTaylorによって最初に報告されました。彼らの発見は、ナザー、ワーナー、マクファーレンによって確認された。

  かに星雲の中心にあるパルサーの光度曲線とスローモーション画像。ヴェンデルシュタイン天文台の80cm望遠鏡でフォトンカウンティングカメラを使用して撮影した画像、Dr。F。Fleischmann、1998年
1967年に最初のパルサーPSRB1919 +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、女性がシカゴ大学の望遠鏡でかに星雲の源を見て、それが一般に公開されたと述べ、点滅している。彼女が話した天文学者、エリオット・ムーアは、資格のあるパイロットとして彼女がシンチレーションを理解したという女性の抗議にもかかわらず、シンチレーションとしての効果を無視しました、そしてこれは何か別のものでした。ベルバーネルは、かに星雲の光パルサーの30Hzの周波数は多くの人にとって見るのが難しいと述べています。
かにパルサーは、 LIGO天文台の数か月のデータを使用して、スピンダウン制限が破られ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ませんが、非常に遅い速度（3.7 × 10 ）で減速することが観察できます。カニの場合は-10Hz  / 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ます。スピンダウン限界は、エネルギーのすべての損失が重力波に変換されると仮定して、パルサーが放出できる重力波の振幅の理論上の上限です（予想されるドップラーシフトを補正した後）予想される振幅と周波数で観測された重力波は、他のメカニズムがエネルギーの損失の原因であるに違いないことを証明します。パルサーの回転対称性の物理モデルは、スピンダウン限界より数桁低い重力波の振幅に、より現実的な上限を設定しているため、これまでのところ観測されていないことはまったく予想外ではありません。今後、重力波計器の感度向上やより長いデータの利用により、パルサーから放出される重力波が観測されることが期待されます。これまでにスピンダウン限界が破られた他のパルサーは、ベラパルサーだけです。

  ケンブリッジ大学のラッキーイメージングカメラ
を使用して800nm
の波長（近赤外線）
で撮影されたかにパルサーのスローモーションアニメーション。明るいパルスと暗いパルスを示しています。
2019年には、かに星雲、おそらくかにパルサーが100 TeVを超えるガンマ線を放出することが観測され、超高エネルギー宇宙線の最初の特定された線源になりました。

参考文献
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