YaChudo

Пульсар Крабоподібної туманності

Переглядів: 0. Оновлено 27.10.2026.

Карта неба в гамма-діапазоні, отримана за допомогою космічного гамма-телескопа Фермі, показує, що пульсар Крабоподібної туманності є одним з найяскравіших джерел гамма-випромінювання на небі.

Пульсар Крабоподібної туманності (також PSR B0531+21 або зоря Бааде) — відносно молода нейтронна зоря, яка є центральною зорею Крабоподібної туманності, залишку наднової зорі SN 1054, яку широко спостерігали на Землі 1054 року[1][2]. Відкритий у 1968 році, він став першим відомим пульсаром, пов'язаним із залишком наднової[3].

Історія спостережень

До 1939 року Крабоподібну туманність ідентифікували як залишок наднової. Астрономи почали пошук центральної зорі туманності. У літературі розглядали двох кандидатів — «північну наступну» й «південну попередню» зорі. У вересні 1942 року Вальтер Бааде виключив «північну наступну» зорю, а щодо «південної попередньої» не дійшов остаточного висновку[4]. Рудольф Мінковський у тому самому номері «Astrophysical Journal» навів спектральні аргументи, зазначивши, що «наявні дані допускають, але не доводять висновок, що південна попередня зоря є центральною зорею туманності»[5].

Наприкінці 1968 року Девід Стейлін і Едвард Райфенштайн повідомили про відкриття двох швидкозмінних радіоджерел «поблизу Крабоподібної туманності, які можуть бути з нею пов'язані», використовуючи 300-футову радіоантену Обсерваторії Грін-Бенк[6]. Їм надали позначення NP 0527 і NP 0532. Період у 33 мс та локалізацію пульсара Крабоподібної туманності NP 0532 встановили Річард Лавлейс і його колеги 10 листопада 1968 року в Радіообсерваторії Аресібо[7][8]. Виявлення пульсара з таким коротким періодом довело, що пульсари є обертовими нейтронними зорями (а не пульсуючими білими карликами, як припускали багато науковців). Невдовзі після відкриття пульсара Девід Річардс, використовуючи телескоп Аресібо, встановив, що обертання пульсара сповільнюється, тобто він втрачає обертальну енергію. Томас Ґолд показав, що втрати енергії обертання пульсара достатньо, щоб забезпечити енергією Крабоподібну туманність.

Подальше дослідження цієї ж групи за участю Вільяма Брандажа також показало, що джерело NP 0532 розташоване в межах Крабоподібної туманності[9]. Про радіоджерело, що збігається з Крабоподібною туманністю, також повідомив наприкінці 1968 року Л. І. Матвієнко в «Soviet Astronomy»[10].

Оптичні пульсації вперше зафіксували Кок, Дісней і Тейлор за допомогою 0,9-метрового телескопа обсерваторії Стюарда Університету Аризони на Кітт-Піку[11]. Їх відкриття підтвердили Нейзер, Ворнер і Макфарлейн[12].

Джоселін Белл Бернелл, яка у 1967 році під керівництвом Ентоні Г'юїша відкрила перший пульсар PSR B1919+21, згадує, що наприкінці 1950-х років одна жінка спостерігала джерело в Крабоподібній туманності через телескоп Чиказького університету, відкритий для публіки, і зауважила, що воно мерехтить. Астроном, з яким вона говорила, Елліот Мур, пояснив це як сцинтиляцію, попри її заперечення, що як кваліфікована пілотка вона добре розуміє це явище і спостерігала щось інше. Белл Бернелл зазначає, що частоту 30 Гц оптичного пульсара Крабоподібної туманності багатьом людям важко помітити[13][14].

У 2007 році повідомили, що Чарльз Шислер ще у 1967 році за допомогою радарної системи ВПС США на Алясці, призначеної для раннього виявлення міжконтинентальних балістичних ракет, зафіксував небесне джерело радіовипромінювання в напрямку Крабоподібної туманності. Пізніше, після повідомлень про відкриття пульсарів Белл Бернелл, Шислер зрозумів, що це був пульсар Крабоподібної туманності[13]. Однак через секретність радарних спостережень його відкриття не оприлюднювали протягом чотирьох десятиліть[15].

Пульсар Крабоподібної туманності став першим пульсаром, для якого вдалося перевищити так звану межу сповільнення (spin-down limit) завдяки багатомісячним даним обсерваторії LIGO. Більшість пульсарів не обертаються з абсолютно сталою частотою: спостереження показують, що вони дуже повільно сповільнюються (для цього пульсара — 3,7× 10-10 Гц/с). Це сповільнення пояснюється втратою обертальної енергії через різні механізми. Межа сповільнення — це теоретична верхня межа амплітуди гравітаційних хвиль, які може випромінювати пульсар, якщо припустити, що вся втрата енергії переходить у гравітаційне випромінювання. Відсутність спостережуваних гравітаційних хвиль із очікуваною амплітудою та частотою (після врахування доплерівського зсуву) свідчить, що втрати енергії зумовлюють інші механізми. Це не є несподіванкою, оскільки фізичні моделі обертальної симетрії пульсарів дають реалістичніші оцінки амплітуди гравітаційних хвиль — на кілька порядків менші за межу сповільнення. Очікують, що зі зростанням чутливості детекторів і накопиченням довших рядів даних гравітаційні хвилі від пульсарів вдасться зареєструвати у майбутньому[16]. Єдиним іншим пульсаром, для якого наразі також перевищено межу сповільнення, є Пульсар Вітрил.

2019 року встановили, що Крабоподібна туманність, а отже, й пульсар Крабоподібної туманності, випромінює гамма-випромінювання з енергіями понад 100 ТеВ. Таким чином він став першим ідентифікованим джерелом космічних променів надвисоких енергій[17].

2023 року за допомогою радіоінтерферометрії з наддовгою базою виконали високоточну астрометрію, використовуючи радіовипромінювання гігантських імпульсів пульсара Крабоподібної туманності, і таким чином визначили точну відстань до нього[18].

Властивості

Рентгенівське зображення Крабоподібної туманності, отримане за допомогою обсерваторії «Чандра»

Пульсар Крабоподібної туманності є одним із дуже небагатьох пульсарів, які вдалося спостерігати в оптичному діапазоні — так званих оптичних пульсарів[19][20]. Пульсар має діаметр приблизно 20 км і період обертання 33,392 мілісекунди, тобто його «промені» здійснюють 29,946 обертів за секунду[21]. Релятивістський вітер, що витікає з нейтронної зорі, породжує синхротронне випромінювання, яке становить основну частину випромінювання туманності — від радіохвиль до гамма-променів. Найдинамічніша структура у внутрішній частині туманності виникає там, де екваторіальний вітер від пульсара взаємодіє з навколишньою речовиною, утворюючи ударну хвилю. Форма й положення цієї області швидко змінюються: екваторіальний вітер проявляється як низка структур, що яскравішають, а потім згасають, віддаляючись від пульсара в основну частину туманності. Період обертання пульсара збільшується на 38 наносекунд на добу через значні втрати енергії з пульсарним вітром[22].

Крабоподібна туманність часто слугує для калібрування інструментів у рентгенівській астрономії. Вона дуже яскрава в рентгенівському діапазоні, а її густина потоку та спектр залишаються сталими, за винятком самого пульсара. Пульсар дає сильний періодичний сигнал, який використовують для перевірки точності часових вимірювань рентгенівських детекторів. У рентгенівській астрономії «краб» і «мілікраб» іноді застосовують як одиниці густини потоку. Один мілікраб відповідає густині потоку приблизно 2,4×10−11 ерг с−1 см−2 (2,4×10−14 Вт/м2) у діапазоні 2–10 кеВ для «крабоподібного» рентгенівського спектра, який приблизно описується степеневим законом за енергією фотонів: I ~ E−1,1. Лише небагато рентгенівських джерел перевищують яскравість одного «краба».

Імпульсне випромінювання від пульсара Крабоподібної туманності виявили на енергіях до 1,5 ТеВ[23]. Єдиний інший відомий пульсар із випромінюванням у цьому енергетичному діапазоні — пульсар Вітрил (до 20 ТеВ)[24].

Галерея

  • Крива блиску та сповільнене зображення пульсара Крабоподібної туманності. Знімок отримано за допомогою камери підрахунку фотонів на 80-см телескопі Обсерваторії Вендельштайн[en], 1998
    Крива блиску та сповільнене зображення пульсара Крабоподібної туманності. Знімок отримано за допомогою камери підрахунку фотонів на 80-см телескопі Обсерваторії Вендельштайн, 1998
  • Сповільнена анімація пульсара Крабоподібної туманності на довжині хвилі 800 нм (ближній інфрачервоний діапазон) за допомогою камери для вдалих експозицій в Кембриджському університеті. Видно яскравий імпульс і слабший міжімпульс
    Сповільнена анімація пульсара Крабоподібної туманності на довжині хвилі 800 нм (ближній інфрачервоний діапазон) за допомогою камери для вдалих експозицій в Кембриджському університеті. Видно яскравий імпульс і слабший міжімпульс

Примітки

  1. ↑ 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.
  2. ↑ Brandt, K. та ін. (1983). Ancient records and the Crab Nebula supernova. The Observatory. 103: 106. Bibcode:1983Obs...103..106B.
  3. ↑ Zeilik, Michael; Gregory, Stephen A. (1998). Introductory Astronomy & Astrophysics (вид. 4th). Saunders College Publishing. с. 369. ISBN 978-0-03-006228-5.
  4. ↑ Baade, Walter (1942). The Crab Nebula. Astrophysical Journal. 96: 188. Bibcode:1942ApJ....96..188B. doi:10.1086/144446.
  5. ↑ Minkowski, Rudolf (1942). The Crab Nebula. Astrophysical Journal. 96: 199. Bibcode:1942ApJ....96..199M. doi:10.1086/144447.
  6. ↑ 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.
  7. ↑ «Pulsar NP 0532 Near Crab Nebula» Lovelace, R. V. E., Sutton, J. M., Craft, H. D. 1968, IAU Circ., No. 2113, #1
  8. ↑ «Crab nebula pulsar NP 0532» 1969, J. M. Comella, H. D. Craft, R. V. E. Lovelace, J. M. Sutton, G. L. Tyler, Nature 221 (5179), 453—454.
  9. ↑ 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.
  10. ↑ Matveenko, L. I. (1968). Position of a Source of Small Angular Size in the Crab Nebula. Soviet Astronomy. 12: 552. Bibcode:1968SvA....12..552M.
  11. ↑ 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.
  12. ↑ 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.
  13. ↑ а б Brumfiel (2007). Air force had early warning of pulsars. Nature. 448 (7157): 974—975. Bibcode:2007Natur.448..974B. doi:10.1038/448974a. PMID 17728726.
  14. ↑ «Beautiful Minds: Jocelyn Bell Burnell», BBC television documentary broadcast 7 April 2010.
  15. ↑ Schisler, Charles (2008). An Independent 1967 Discovery of Pulsars. AIP Conference Proceedings. 983: 642—645. Bibcode:2008AIPC..983..642S. doi:10.1063/1.2900320.
  16. ↑
    • 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. та ін. (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. S2CID 250871270.
    • And erratum in Abbott, B. та ін. (2009). Erratum: 'Beating the Spin-down Limit on Gravitational Wave Emission from the Crab Pulsar' (2008, ApJ, 683, L45). Astrophys. J. 706 (1): L203—L204. arXiv:0805.4758. Bibcode:2009ApJ...706L.203A. doi:10.1088/0004-637X/706/1/L203.
  17. ↑ Amenomori, M. (13 червня 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. Процитовано 8 липня 2019.
  18. ↑ Lin, Rebecca; van Kerkwijk, Marten H.; Kirsten, Franz; Pen, Ue-Li; Deller, Adam T. (1 серпня 2023). The Radio Parallax of the Crab Pulsar: A First VLBI Measurement Calibrated with Giant Pulses. The Astrophysical Journal. 952 (2): 161. arXiv:2306.01617. Bibcode:2023ApJ...952..161L. doi:10.3847/1538-4357/acdc98.
  19. ↑ Shearer, A.; Golden, A. (2022). «Why study pulsars optically?». Proceedings of the 270. WE-Heraeus Seminar on Neutron Stars, Pulsars, and Supernova Remnants. MPE Report 278. Bibcode: 2002nsps.conf...44S, arxiv
  20. ↑ Shearer, Andrew; Connor, Eoin O’ (Червень 2018). Optical pulsars and polarimetry. Proceedings of the International Astronomical Union (англ.). 13 (S337): 191—194. Bibcode:2018IAUS..337..191S. doi:10.1017/S174392131700998X. ISSN 1743-9213 — через Astrophysics Data Service.
  21. ↑ Becker, W.; Aschenbach, B. (1995). ROSAT HRI Observations of the Crab Pulsar An Improved Temperature Upper Limit for PSR 0531+21. У Alpar, M. A.; Kızıloğlu, Ü.; van Paradijs, J. (ред.). The Lives of the Neutron Stars. Т. 450. Kluwer Academic. с. 47. arXiv:astro-ph/9503012. Bibcode:1995ASIC..450...47B. ISBN 978-0-7923-324-6-6.
  22. ↑ Supernovae, Neutron Stars & Pulsars [Архівовано 6 September 2011 у Wayback Machine.].
  23. ↑ The H.E.S.S. Collaboration; Aharonian, F.; Benkhali, F. Ait; Aschersleben, J.; Ashkar, H.; Backes, M.; Martins, V. Barbosa; Batzofin, R.; Becherini, Y.; Berge, D.; Bernlöhr, K.; Bi, B.; Böttcher, M.; Boisson, C.; Bolmont, J. та ін. (5 жовтня 2023). Discovery of a radiation component from the Vela pulsar reaching 20 teraelectronvolts. Nature Astronomy (англ.). 7 (11): 1341—1350. arXiv:2310.06181. Bibcode:2023NatAs...7.1341H. doi:10.1038/s41550-023-02052-3. ISSN 2397-3366.
  24. ↑ The H.E.S.S. Collaboration; Aharonian, F.; Benkhali, F. Ait; Aschersleben, J.; Ashkar, H.; Backes, M.; Martins, V. Barbosa; Batzofin, R.; Becherini, Y.; Berge, D.; Bernlöhr, K.; Bi, B.; Böttcher, M.; Boisson, C.; Bolmont, J. (5 жовтня 2023). Discovery of a radiation component from the Vela pulsar reaching 20 teraelectronvolts. Nature Astronomy (англ.). 7 (11): 1341—1350. arXiv:2310.06181. Bibcode:2023NatAs...7.1341H. doi:10.1038/s41550-023-02052-3. ISSN 2397-3366.

Джерело: стаття у Вікіпедії та історія редагувань (автори).