跳至內容

英文维基 | 中文维基 | 日文维基 | 草榴社区

蟹狀星雲脈衝星

維基百科，自由的百科全書
蟹狀星雲脈衝星

蟹狀星雲脈衝星所在的蟹狀星雲。此圖混合了哈勃太空望遠鏡的光學數據（紅）與錢德拉X射線天文台的X射線圖像（藍）[1]。
觀測資料
曆元 J2000
星座 金牛座
星官
赤經 05h 34m 31.97s
赤緯 +22° 00' 52.1"'
視星等（V） 16.5
特性
演化階段中子星
U−B 色指數-0.45
B−V 色指數+0.5
天體測定
自行 (μ) 赤經：-14.7±0.8[2] mas/yr
赤緯：2.0±0.8[2] mas/yr
距離2000[2] pc
詳細資料
質量? M☉
半徑? R☉
亮度? L☉
溫度? K
自轉33.08471603 ms[2]
年齡970 年
其他命名
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 Tau.
參考資料庫
SIMBADpulsar 資料

蟹狀星雲脈衝星（PSR B0531+21）是一顆相當年輕的中子星。它是超新星SN 1054的遺蹟——蟹狀星雲中心的天體。那顆超新星當時在地球上的許多國家都有觀測記錄[3][4][5][6]。該脈衝星於1968年發現，成為首顆已確認與超新星遺蹟有關的脈衝星[7]。

劍橋大學使用幸運成像技術在800納米波長下拍攝的蟹狀星雲脈衝星的慢放視頻，顯示出明顯的亮度變化。

這顆光學脈衝星直徑大約25千米，自轉周期為33毫秒，即每秒自轉30次。中子星上泄出的與光速可相比的風產生同步輻射，這使得星雲不斷發射出從無線電波到γ射線的電磁波。星雲內部最活躍的特點是脈衝星的赤道風猛烈衝擊稀疏的其他區域，形成激波陣面。這種激波的形狀和位置瞬息萬變，赤道風一陣陣地形成然後漸漸減弱並消失，這是因為它們進入了遠離脈衝星的星雲內部。由於脈衝風帶走大量能量，脈衝星的自轉周期每天減慢38納秒[8]。

錢德拉X射線天文台拍攝的蟹狀星雲脈衝星X射線照片

輻射

[編輯]

蟹狀星雲常用作X射線天文學中衡量X射線強度的標準之一。它發射的X射線非常強，通量密度和電磁波譜是已知的常數。這顆脈衝星提供一個周期性的強信號，可用於調整X射線探測器的計時。X射線天文學中，crab（等於蟹狀星雲輻射強度）和millicrab（蟹狀星雲輻射強度的千分之一）有時用作通量密度的單位。一個millicrab相當於通量密度為大約2.4×10−11erg s−1 cm−2（2.4×10−14W m−2）。在2–10keV的X-ray波段，即類似於蟹狀星雲的X射線波譜，大致是質子能量的安冪函數，其中I(E)=9.5 E-1.1。極少數X射線源能超過蟹狀星雲的輻射強度。

歷史

[編輯]

在可見光區識別出星雲的中心天體標誌着蟹狀星雲的現代歷史的開端。此時研究的焦點是接近星雲中心的兩顆天體（文獻中稱作north following 和south preceding，分別是北後方和南前方的意思）。1942年9月，沃爾特·巴德排除了北後方天體的可能性，但發現了南前方天體可能存在的證據[9]。魯道夫·閔可夫斯基在天文物理期刊的相同一期中提供了更多的光譜參數，以說明「存在證據但無法證明南前方的天體就是星雲的中心天體」[10] 。

1968年後期，大衛·H·施特林（David H. Staelin）和第三代愛德華·C·賴芬斯坦（Edward C. Reifenstein III）報告使用300英尺的綠岸射電望遠鏡發現兩個靠近蟹狀星雲並可能相符的脈衝無線電波源[11]。它們的編號是NP 0527和NP 0532。蟹狀星雲脈衝星NP 0532的位置和周期由理查德·洛夫萊斯與它的同事於1968年11月10日在阿雷西博射電天文台確定[12]。

後來由威廉·D·布倫戴奇（William D. Brundage）等人進行的研究發現射電源NP 0532位於蟹狀星雲內部[13]。1968年後期，L·I·馬特維恩科也在蘇聯天文學期刊上報道與蟹狀星雲相符的射電源[14]。

光學脈衝信號則是由納特、沃納爾和麥克法蘭於1969年2月報道的[15]。

1967年發現首顆脈衝星PSR B1919+21的約瑟琳·貝爾·伯奈爾使用芝加哥大學的望遠鏡在20世紀50年代後期觀測過蟹狀星雲的射電源，並記錄下它是閃爍的。她將此告訴天文學家埃利奧特·摩爾，後者卻不認為此現象是天文閃爍。儘管她主張她是合格的飛行員，並了解這不是一般的閃爍，還是無濟於事。約瑟琳·貝爾·伯奈發現蟹狀星雲的30Hz頻率光學脈衝星是大部分人很難看見的[16][17]。

類行星伴星

[編輯]

1970年，天文學家柯蒂斯·米歇爾（Curtis Michel）提出存在一顆類行星伴星，使得脈衝星的周期發生確定的變化[18]。這個假想的天體大約為0.00001倍太陽質量（3.3倍地球質量），它可能位於距離脈衝星0.3天文單位的地方。

蟹狀星雲脈衝星的行星系
成員
(依恆星距離) 		質量 半長軸
(AU) 		軌道周期
(天) 		離心率 傾角 半徑
b (未確認) ≥3.28 M⊕ 0.3 ? ?

參考資料

[編輯]
  1. ^ Space Movie Reveals Shocking Secrets of the Crab Pulsar (新聞稿). NASA. September 19, 2002 [2012-02-25]. （原始內容存檔於2016-11-16）. 
  2. ^ 2.0 2.1 2.2 2.3 ATNF Pulsar Catalogue （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館） database entry （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）. See Manchester, R. N.; Hobbs, G. B.; Teoh, A.; Hobbs, M. The Australia Telescope National Facility Pulsar Catalogue. The Astronomical Journal. 2005-04-XX, 129 (4): 1993–2006 [2021-04-28]. Bibcode:2005AJ....129.1993M. ISSN 0004-6256. arXiv:astro-ph/0412641 可免費查閱. doi:10.1086/428488. （原始內容存檔於2021-04-30） （英語）. 
  3. ^ Supernova 1054 - Creation of the Crab Nebula. www.messier.seds.org. [2021-04-28]. （原始內容存檔於2021-04-28）. 
  4. ^ Duyvendak, J. J. L. The Ancient Oriental Chronicles. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 1942-04-XX, 54: 91 [2021-04-28]. ISSN 0004-6280. doi:10.1086/125409. （原始內容存檔於2021-04-30） （英語）. 
  5. ^ Mayall, N. U.; Oort, J. H. The Astronomical Aspects. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 1942-04-XX, 54: 95 [2021-04-28]. ISSN 0004-6280. doi:10.1086/125410. （原始內容存檔於2021-04-30） （英語）. 
  6. ^ Brecher, K.; Fesen, R. A.; Maran, S. P.; Brandt, J. C. Ancient records and the Crab Nebula supernova. The Observatory. 1983-06-XX, 103: 106–113 [2021-04-28]. ISSN 0029-7704. （原始內容存檔於2019-07-07） （英語）. 
  7. ^ Zeilik, Michael. Introductory astronomy & astrophysics 4th ed. Belmont Drive, CA: Brooks/Cole, Cengage Learning. 1998 [2021-04-28]. ISBN 0-03-006228-4. OCLC 38157539. （原始內容存檔於2020-05-28）. 
  8. ^ Supernovae, Neutron Stars & Pulsars. cass.ucsd.edu. [2021-04-28]. （原始內容存檔於2021-04-21）. 
  9. ^ Baade, W. The Crab Nebula.. The Astrophysical Journal. 1942-09-XX, 96: 188 [2021-04-28]. ISSN 0004-637X. doi:10.1086/144446. （原始內容存檔於2019-07-10） （英語）. 
  10. ^ Minkowski, R. The Crab Nebula.. The Astrophysical Journal. 1942-09-XX, 96: 199 [2021-04-28]. ISSN 0004-637X. doi:10.1086/144447. （原始內容存檔於2019-09-09） （英語）. 
  11. ^ Staelin, D. H.; Reifenstein, E. C. Pulsating Radio Sources near the Crab Nebula. Science. 1968-12-27, 162 (3861): 1481–1483. ISSN 0036-8075. doi:10.1126/science.162.3861.1481 （英語）. 
  12. ^ IAU Circ. No. 2113, 1968 (PDF). [2012-02-25]. （原始內容存檔 (PDF)於2007-07-14）. 
  13. ^ Reifenstein, Edward C.; Brundage, William D.; Staelin, David H. Crab Nebula Pulsar NPO527. Physical Review Letters. 1969-02-17, 22 (7): 311–311. ISSN 0031-9007. doi:10.1103/PhysRevLett.22.311 （英語）. 
  14. ^ Matveenko, L. I. Position of a Source of Small Angular Size in the Crab Nebula.. Soviet Astronomy. 1968-12-XX, 12: 552 [2021-04-28]. ISSN 0038-5301. （原始內容存檔於2020-05-20） （英語）. 
  15. ^ Nather, R. E.; Warner, B.; Macfarlane, M. Optical Pulsations in the Crab Nebula Pulsar. Nature. 1969-02-XX, 221 (5180): 527–529 [2021-04-28]. ISSN 1476-4687. doi:10.1038/221527a0. （原始內容存檔於2021-04-21） （英語）. 
  16. ^ Brumfiel, Geoff. Air force had early warning of pulsars. Nature. 2007-08-01, 448 (7157): 974–975 [2021-04-28]. ISSN 1476-4687. doi:10.1038/448974a. （原始內容存檔於2021-04-21） （英語）. 
  17. ^ "Beautiful Minds: Jocelyn Bell Burnell", BBC television documentary broadcast 7 April 2010
  18. ^ Dicke, R. H. Why are Sunspots Dark and Faculae Bright?. The Astrophysical Journal. 1970-01-XX, 159: 25 [2021-04-28]. ISSN 0004-637X. doi:10.1086/150287. （原始內容存檔於2018-06-11） （英語）. 
維基共享資源上的相關多媒體資源：蟹狀星雲脈衝星
取自「https://zh-two.iwiki.icu/w/index.php?title=蟹状星云脉冲星&oldid=82665736」