게펄서

Crab Pulsar
게펄서
Chandra-crab.jpg
게 성운, 게 펄서(중앙의 붉은 별)를 포함하고 있습니다.이미지는 허블(빨간색)의 광학 데이터와 찬드라(파란색)의 X선 이미지를 결합합니다.
신용: NASA/CXC/ASU/J. 헤스터 [1]등
관찰 데이터
Epoch J2000 Equinox J2000
콘스텔레이션 황소자리
적경 05h 34m 31.95s[2]
적위 +22° 00° 52.2°[2]
겉보기 등급(V) 16.5[citation needed]
특성.
진화 단계 중성자별
U-B 색지수 - 0.45[citation needed]
B-V 색지수 +0.5[citation needed]
아스트로메트리
고유운동(μ) RA: - 11.751[2] mas/년
Dec.: 2.302[2] mas/년
시차())0.5110 ± 0.0788 mas[2]
거리약 6,400리
(약 2,000 pc)
세부 사항
반지름10km[citation needed]
광도0.9 L☉
온도중앙(모델): ~3×10K8[3],
표면: 약 1.6×10K6
회전33.5028583밀리초[4]
나이967년[citation needed]
기타 명칭
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 타우
데이터베이스 참조
심바디데이터.

게자리 펄서(PSR B0531+21)는 비교적 젊은 중성자 별입니다.이 별은 게 성운의 중심 별이며, 1054년에 [5][6][7]지구에서 널리 관측된 초신성 SN 1054의 잔해입니다.1968년에 발견된 펄서는 초신성 [8]잔해와 연결된 최초의 행성이다.

페르미 감마선 우주 망원경으로 볼 수 있는 감마선으로 보이는 하늘은 게 펄서를 하늘에서 가장 밝은 감마선 선원 중 하나로 보여준다.

게 펄서는 광학적으로 확인된 몇 안 되는 펄서 중 하나입니다.광학 펄서는 지름이 약 20km(12mi)이고 약 33밀리초의 회전 주기를 가집니다. 즉, 펄서 "빔"은 [3]초당 약 30회 회전합니다.중성자별에서 방출되는 상대론적 바람은 싱크로트론 방출을 발생시키며, 이는 성운에서 방출되는 대부분의 양을 전파에서 감마선으로 볼 수 있습니다.성운 안쪽에서 가장 역동적인 특징은 펄서의 적도 바람이 주변 성운에 부딪혀 종단 충격을 형성하는 지점입니다.이 특징의 모양과 위치는 빠르게 변화하며 적도 바람은 펄서에서 성운 본체로 이동하면서 가파르고 밝아졌다가 사라진다.펄서의 회전 [9]주기는 펄서 바람에 실려가는 많은 양의 에너지 때문에 하루에 38나노초씩 증가하고 있다.

게 성운은 종종 X선 천문학에서 보정원으로 사용됩니다.X선은 매우 밝으며, 펄서 자체를 제외하고 플럭스 밀도와 스펙트럼은 일정하다고 알려져 있습니다.펄서는 X선 검출기의 타이밍을 확인하는 데 사용되는 강력한 주기 신호를 제공합니다.X선 천문학에서는 "crab"과 "milicrab"이 플럭스 밀도 단위로 사용되기도 합니다.밀리크라브는 광자 에너지에서 대략 멱함수 법칙인 "벼랑 같은" X선 스펙트럼의 경우 2-10 keV X선 대역에서 약 2.4×10−11 erg−1 s cm−2(2.4×10−14 W/m2)의 플럭스 밀도에 해당한다.I ~ E−1.1.[citation needed] 게의 밝기가 1개를 넘는 X선 선원은 거의 없습니다.

관찰 이력

찬드라에 의해 촬영된 게 성운 엑스레이 사진

게 성운은 1939년까지 SN 1054의 잔해로 확인되었습니다.그 후 천문학자들은 성운의 중심별을 찾아냈다.문헌에서 "북쪽 팔로우"와 "남쪽 선행" 별이라고 언급되는 두 개의 후보가 있었다.1942년 9월, Walter Baade는 "북쪽 추종" 별을 제외했지만, "남쪽 선행" [10]별에 대한 증거는 결론을 내리지 못했다.루돌프 민코프스키(Rudolf Minkowski)는 바데와 같은 호에서 "증거가 남쪽 선행 별이 [11]성운의 중심 별이라는 결론을 인정하지만 증명하지는 않는다"고 주장하면서 스펙트럼 주장을 전개했다.

1968년 말, 데이비드 H. Staelin과 Edward C.레이펜슈타인 III는 300피트 (91미터)의 그린뱅크 라디오 [12]안테나를 사용하여 "그와 일치할 수 있는 게 성운 근처"에서 두 개의 맥동 전파원을 발견했다고 보고했다.NP 0527 및 NP 0532라는 이름이 지정되었습니다.게 성운 펄서 NP 0532의 주기와 위치는 1968년 11월 10일 리처드 V. E.[13] 러브레이스와 협력자들에 의해 아레시보 전파 관측소에서 발견되었습니다.

윌리엄 D를 포함한 그들의 후속 연구입니다.Brundage는 또한 NP 0532 소스가 게 [14]성운에 있다는 것을 발견했습니다.1968년 말 소련 천문학의 L.[15] I. 마트베엔코(L. I. Matveenko)에 의해 게 성운과 일치하는 전파원이 보고되었다.

광맥동은 [16]코크, 디즈니, 테일러가 애리조나 대학 스튜어드 천문대의 키트 피크에 있는 36인치 망원경을 사용하여 처음 보고되었다.그들의 발견은 네이더, 워너, 맥팔레인에 [17]의해 확인되었다.

게 성운 중앙에 위치한 펄서의 광도 곡선과 슬로우 모션 사진.Wendelstein 천문대 80cm 망원경으로 광자수 측정 카메라로 촬영한 영상, Dr.F.플라이슈만, 1998

1967년 최초의 펄서 PSR B1919+21을 공동 발견한 조슬린 벨 버넬은 1950년대 후반 한 여성이 시카고 대학의 망원경에서 게 성운의 출처를 보고 나서 대중에게 공개했고 그것이 번쩍이는 것처럼 보였다고 말한다.그녀가 이야기한 천문학자 엘리엇 무어는 자격 있는 조종사로서 섬광을 이해하고 있다는 이 여성의 항의에도 불구하고 섬광 효과를 무시했다.Bell Burnell은 게 성운의 30Hz 주파수는 많은 사람들이 [18][19]보기 어렵다고 말합니다.

게 펄서는 LIGO 관측소의 수개월 데이터를 사용하여 스핀다운 한계를 깬 최초의 펄서였다.대부분의 펄서는 일정한 회전 주파수로 회전하지 않지만 매우 느린 속도로 느려지는 것을 관찰할 수 있습니다(게의 경우 3.7×10Hz−10/s).이러한 스핀다운은 다양한 메커니즘으로 인한 회전 에너지의 손실이라고 설명할 수 있습니다.스핀다운 한계는 에너지의 모든 손실이 중력파로 변환된다고 가정할 때 펄서가 방출할 수 있는 중력파 진폭의 이론적인 상한입니다.예상 진폭과 주파수에서 관측된 중력파는 (예상 도플러 이동 보정 후) 다른 메커니즘이 에너지 손실에 책임이 있다는 것을 증명한다.펄사의 회전대칭 물리모델이 중력파 진폭에 대해 스핀다운 한계보다 몇 배 낮은 보다 현실적인 상한을 설정하기 때문에 지금까지의 관측은 전혀 예상하지 못한 것은 아니다.앞으로 중력파 계측기의 감도가 향상되고 데이터 길이가 길어짐에 따라 [20]펄서에 의해 방출되는 중력파가 관측될 것으로 기대된다.지금까지 스핀다운 한계가 깨진 유일한 펄서는 벨라 펄서입니다.

케임브리지 대학의 럭키 이미징 카메라를 사용하여 800 nm 파장(근적외선)에서 촬영한 게 펄서의 슬로 모션 애니메이션으로 밝은 펄스와 희미한 인터펄스를 보여줍니다.

2019년에는 게 성운, 즉 게 펄서가 100TeV를 넘는 감마선을 방출하는 것이 관측되어 최초로 확인된 초고에너지 우주선의 [21]원천이 되었다.

레퍼런스

Wikimedia Commons에는 크랩 펄서 관련 미디어가 있습니다.
  1. ^ "Space Movie Reveals Shocking Secrets of the Crab Pulsar" (Press release). NASA. September 19, 2002.
  2. ^ a b c d e "Gaia DR3 Part 1. Main source (Gaia Collaboration, 2022)". VizieR Online Data Catalog: I/355. May 2022. Bibcode:2022yCat.1355....0G. VizieR에서 이 소스에 대한 Gaia DR3 레코드.
  3. ^ a b Becker, W.; Aschenbach, B. (1995), "ROSAT HRI Observations of the Crab Pulsar An Improved Temperature Upper Limit for PSR 0531+21", in Alpar, M. A.; Kızıloğlu, Ü.; van Paradijs, J. (eds.), The Lives of the Neutron Stars, Proceedings of the NATO Advanced Study Institute on the Lives of the Neutron Stars, vol. 450, Kluwer Academic, p. 47, arXiv:astro-ph/9503012, Bibcode:1995ASIC..450...47B, ISBN 978-0-7923-324-6-6
  4. ^ ATNF Pulsar Catalog 데이터베이스 엔트리.참조
  5. ^ 초신성 1054 – 게 성운 생성.
  6. ^ Duyvendak, J. J. L. (1942), "Further Data Bearing on the Identification of the Crab Nebula with the Supernova of 1054 A.D. Part I. The Ancient Oriental Chronicles", Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 54 (318): 91, Bibcode:1942PASP...54...91D, doi:10.1086/125409
    Mayall, N. U.; Oort, Jan Hendrik (1942), "Further Data Bearing on the Identification of the Crab Nebula with the Supernova of 1054 A.D. Part II. The Astronomical Aspects", Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 54 (318): 95, Bibcode:1942PASP...54...95M, doi:10.1086/125410
  7. ^ Brandt, K.; et al. (1983), "Ancient records and the Crab Nebula supernova", The Observatory, 103: 106, Bibcode:1983Obs...103..106B
  8. ^ Zeilik, Michael; Gregory, Stephen A. (1998), Introductory Astronomy & Astrophysics (4th ed.), Saunders College Publishing, p. 369, ISBN 978-0-03-006228-5
  9. ^ 초신성, 중성자 별, 펄사.
  10. ^ Baade, Walter (1942), "The Crab Nebula", Astrophysical Journal, 96: 188, Bibcode:1942ApJ....96..188B, doi:10.1086/144446
  11. ^ Minkowski, Rudolf (1942), "The Crab Nebula", Astrophysical Journal, 96: 199, Bibcode:1942ApJ....96..199M, doi:10.1086/144447
  12. ^ Staelin, David H.; Reifenstein, III, Edward C. (1968), "Pulsating radio sources near the Crab Nebula", Science, 162 (3861): 1481–3, Bibcode:1968Sci...162.1481S, doi:10.1126/science.162.3861.1481, JSTOR 1725616, PMID 17739779, S2CID 38023534
  13. ^ IAU 순환 제2113호, 1968년
  14. ^ Reifenstein, III, Edward C.; Staelin, David H.; Brundage, William D. (1969), "Crab Nebula Pulsar NPO527", Physical Review Letters, 22 (7): 311, Bibcode:1969PhRvL..22..311R, doi:10.1103/PhysRevLett.22.311
  15. ^ Matveenko, L. I. (1968), "Position of a Source of Small Angular Size in the Crab Nebula", Soviet Astronomy, 12: 552, Bibcode:1968SvA....12..552M
  16. ^ Cocke, W. J.; Disney, M.; Taylor, D. J. (1969), "Discovery of Optical Signals from Pulsar NP 0532", Nature, 221 (5180): 525, Bibcode:1969Natur.221..525C, doi:10.1038/221525a0, S2CID 4296580
  17. ^ Nather, R. E.; Warner, B.; Macfarlane, M. (1969), "Optical Pulsations in the Crab Nebula Pulsar", Nature, 221 (5180): 527, Bibcode:1969Natur.221..527N, doi:10.1038/221527a0, S2CID 4295264
  18. ^ Brumfiel (2007), "Air force had early warning of pulsars", Nature, 448 (7157): 974–975, Bibcode:2007Natur.448..974B, doi:10.1038/448974a, PMID 17728726
  19. ^ 2010년 4월 7일 BBC TV 다큐멘터리 '뷰티풀 마인드: 조슬린 벨 버넬'
  20. ^ The LIGO Scientific Collaboration; Abbott, B.; Abbott, R.; Adhikari, R.; Ajith, P.; Allen, B.; Allen, G.; Amin, R.; Anderson, S. B.; Anderson, W. G.; Arain; Araya, M.; Armandula, H.; Armor, P.; Aso, Y.; Aston, S.; Aufmuth, P.; Aulbert, C.; Babak, S.; Ballmer, S.; Bantilan; Barish, B. C.; Barker, C.; Barker, D.; Barr, B.; Barriga, P.; Barton, M. A.; Bastarrika, M.; Bayer, K.; et al. (2008), "Beating the spin-down limit on gravitational wave emission from the Crab pulsar", Astrophys. J., 683 (1): L45–L50, arXiv:0805.4758, Bibcode:2008ApJ...683L..45A, doi:10.1086/591526
    또한 CS1의 에라타: 제목 없는 정기 (link)
  21. ^ Amenomori, M. (13 June 2019). "First detection of photons with energy beyond 100 TeV from an astrophysical source". Phys. Rev. Lett. 123 (5): 051101. arXiv:1906.05521. Bibcode:2019PhRvL.123e1101A. doi:10.1103/PhysRevLett.123.051101. PMID 31491288. S2CID 189762075. Retrieved 8 July 2019.