astro.wikisort.org - Звезда

Search / Calendar

PSR B0531+21 (пульсар в Крабовидной туманности) является относительно молодой нейтронной звездой, остатком сверхновой SN 1054, которая наблюдалась на Земле в 1054 году[5][6][7]. Открытый в 1968 году, пульсар был первым отождествлённым остатком сверхновой[8].

PSR B0531+21
Звезда

Крабовидная туманность, внутри которой находится пульсар PSR B0531+21. Изображение объединяет оптические данные от космического телескопа Хаббл (красный цвет) и рентгеновского изображения от рентгеновской обсерватории Чандра (синий цвет). NASA/CXC/ASU/ и др.[2]
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Тип Пульсар
Прямое восхождение 05ч 34м 31,97с
Склонение +22° 00′ 52,10″
Расстояние 6 520 св. лет (2 000 пк)[3]
Видимая звёздная величина (V) 16.5 [4]
Созвездие Телец
Астрометрия
Собственное движение
 • прямое восхождение −223,50 [3] mas в год
 • склонение 2,0±0,8[3] mas в год
Параллакс (π) 7 ± 10 [4] mas
Спектральные характеристики
Спектральный класс F [4]
Физические характеристики
Возраст 1000 лет
Вращение 29.6 сек−1[3]
Коды в каталогах
Пульсар в Крабовидной туманности
NGC 1952
Информация в базах данных
SIMBAD данные
Источники: [4]
Информация в Викиданных ?
 Медиафайлы на Викискладе

Диаметр пульсара составляет примерно 25 км, скорость его вращения — 30 оборотов в секунду или один оборот каждые 33 миллисекунды. Исходящий от нейтронной звезды релятивистский поток частиц и энергий порождает синхротронное излучение, которое ответственно за основную часть излучения туманности, в диапазоне от радиоволн до гамма-лучей. Наиболее динамична внутренняя часть туманности, где поток частиц и энергий с экватора пульсара врезается в окружающую туманность, формируя ударную волну. Форма и положение этих волн быстро меняется, экваториальный поток проявляется как серия тонких и слабых линий, сначала ярких, а затем исчезающих в основной части туманности по мере удаления от пульсара. Период вращения пульсара замедляется на 38 наносекунд в день из-за большого количества энергии, уносимой потоками от пульсара[9]. Однако наблюдаются т. н. глитчи — кратковременные сбои периодичности вращения.

Крабовидная туманность часто используется в качестве калибровочного источника в рентгеновской астрономии. Она очень ярка в рентгеновских лучах, плотность потока и спектр постоянны. Пульсар обеспечивает сильный периодический сигнал, который используется для проверки точности работы детекторов рентгеновского излучения. В рентгеновской астрономии, «краб» (crab) и «милликраб» (millicrab) иногда используются в качестве единицы плотности потока энергии. Милликраб соответствует плотности потока около 2,4⋅10−11 эрг·с−1·см−2 (2,4⋅10−14 Вт·м−2) в рентгеновском диапазоне 2-10 кэВ для «крабоподобного» энергетического спектра со степенной энергетической зависимостью I(E) = 9,5 E −1,1. Лишь очень немногие источники рентгеновского излучения по плотности потока энергии превышают один краб.


История изучения


Замедленное видео пульсара в Крабовидной туманности, снятое на длине волны 800 нм с помощью сверхбыстрой и бесшумной матрицы Lucky Imaging Кембриджского университета, показывающее яркий импульс и более слабый второй импульс.
Замедленное видео пульсара в Крабовидной туманности, снятое на длине волны 800 нм с помощью сверхбыстрой и бесшумной матрицы Lucky Imaging Кембриджского университета, показывающее яркий импульс и более слабый второй импульс.

Современная история пульсара в Крабовидной туманности начинается с идентификации центральной звезды туманности в оптическом диапазоне. Упор поисков был сделан на две звезды вблизи центра туманности (именуемые в литературе как «северная» и «южная»). В сентябре 1942 года Вальтер Бааде полностью исключает «северную» звезду, но находит, что доказательства центрального положения «южной» звезды также неубедительны[10]. Рудольф Минковский, в том же номере Astrophysical Journal, что и Бааде, проведя спектральные исследования, утверждал, что «исследования допускают, но не доказывают, вывод, что „южная“ звезда является центральной звездой туманности»[11].

В конце 1968 года Дэвид Х. Стейлин (David H. Staelin) и Эдвард Райфенштайн (Edward C. Reifenstein III), используя 300-футовый радиотелескоп Грин-Бэнк, сообщили об открытии двух пульсирующих радиоисточников «в районе Крабовидной туманности, которые могут даже находиться в ней»[12]. Им были даны обозначения NP 0527 и NP 0532. Их дальнейшее изучение, в том числе Уильямом Д. Брандейтом (William D. Brundate), показало, что источник NP 0532 расположен в Крабовидной туманности[13]. Также о радиоисточнике, совпадающем с Крабовидной туманностью, в конце 1968 года сообщил советской астроном Л. И. Матвиенко[14]. В феврале 1969 года о пульсациях в оптическом диапазоне сообщили Нетер (Nather), Уорнер (Warner), и Макфарлейн (Macfarlane)[15]. В оптическом диапазоне светит, разумеется, не сам пульсар, являющийся нейтронной звездой, а окружающие его концентрические кольца вещества, летящие от пульсара со скоростью, равной половине скорости света, светящееся гало, а также «пляшущее» пятно интенсивного излучения над полюсом пульсара и висящий туманный сгусток.

Джоселин Белл Бёрнелл (Jocelyn Bell Burnell), открывшая первый пульсар (PSR B1919+21) в 1967 году, рассказывает, что в конце 1950-х годов одна женщина рассматривала источник в Крабовидной туманности в Университете Чикаго в телескоп, который был открыт для публики, и заметила, что источник мигает. Она сообщила об этом астроному, Эллиоту Муру, однако он заявил, что она неквалифицированный наблюдатель и то, что она увидела, было что-то другое. Джоселин Белл отмечает, что частота мерцаний источника в Крабовидной туманности в оптическом диапазоне составляет 30 Гц и поэтому только немногие люди могут что-то заметить[16][17].

В 2016 году учёные, работающие с телескопом MAGIC, сообщили о зафиксированном выбросе необычно жёсткого излучения, мощностью 1,5 тераэлектронвольт (ТэВ). При этом, гамма-лучи, обладающие огромной энергией, синхронизировались с радио и рентгеновскими лучами[18].


Возможная планета


В 1970 году астроном Мишель Кёртис (Curtis Michel) предположил наличие компаньона планетарной массы, чтобы объяснить некоторые наблюдаемые вариации во времени излучения пульсара[19]. Предполагаемый объект должен иметь массу в 0,00001 солнечных (то есть 0,01 массы Юпитера или 3,3 массы Земли) и находиться на расстоянии 0,3 астрономической единицы от пульсара.

Планета
 Масса
(MJ)		 Радиус
(RJ)		 Период обращения
(дней)		 Большая полуось
орбиты(а. е.)		 Эксцентриситет
орбиты
b (гипотетическая)0,01??0,3?

Примечания


  1. NASA (September 19, 2002). Space Movie Reveals Shocking Secrets of the Crab Pulsar. Пресс-релиз. Архивировано из первоисточника 16 ноября 2016. Проверено 2019-12-02. (англ.)
  2. NASA (September 19, 2002). Space Movie Reveals Shocking Secrets of the Crab Pulsar. Пресс-релиз. Архивировано из первоисточника 16 ноября 2016. Проверено 2019-12-02. (англ.)
  3. ATNF Pulsar Catalogue Архивная копия от 23 апреля 2019 на Wayback Machine database entry Архивная копия от 21 апреля 2021 на Wayback Machine. See Manchester, R. N. (2005), The Australia Telescope National Facility Pulsar Catalogue, Astronomical Journal Т. 129: 1993, DOI 10.1086/428488 (англ.)
  4. SIMBAD (англ.). — PSR B0531+21 в базе данных SIMBAD. Дата обращения: 3 ноября 2010.
  5. Supernova 1054 — Creation of the Crab Nebula (англ.) (недоступная ссылка). Архивировано 5 июля 2008 года.
  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 Т. 54: 91, doi:10.1086/125409, <http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-data_query?bibcode=1942PASP...54...91D&link_type=ARTICLE&db_key=AST&high=48481ee71b05349> Архивная копия от 29 марта 2020 на Wayback Machine
    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 Т. 54: 95, doi:10.1086/125410, <http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-data_query?bibcode=1942PASP...54...95M&link_type=ARTICLE&db_key=AST&high=48481ee71b05349> Архивная копия от 29 марта 2020 на Wayback Machine (англ.)
  7. Brecher, K. (1983), Ancient records and the Crab Nebula supernova, The Observatory Т. 103: 106, <http://adsabs.harvard.edu/abs/1983Obs...103..106B> Архивная копия от 7 июля 2019 на Wayback Machine (англ.)
  8. Zeilik, Michael & Gregory, Stephen A. (1998), Introductory Astronomy & Astrophysics (4th ed.), Saunders College Publishing, с. 369, ISBN 0030062284 (англ.)
  9. Supernovae, Neutron Stars & Pulsars (англ.) (недоступная ссылка). Архивировано 9 июля 2011 года.
  10. Baade, Walter (1942), The Crab Nebula, Astrophysical Journal Т. 96: 188, doi:10.1086/144446, <http://adsabs.harvard.edu/abs/1942ApJ....96..188B> Архивная копия от 15 января 2008 на Wayback Machine (англ.)
  11. Minkowski, Rudolf (1942), The Crab Nebula, Astrophysical Journal Т. 96: 199, doi:10.1086/144447, <http://adsabs.harvard.edu/abs/1942ApJ....96..199M> Архивная копия от 22 ноября 2018 на Wayback Machine (англ.)
  12. Staelin, David H. & Reifenstein, III, Edward C. (1968), Pulsating radio sources near the Crab Nebula, Science Т. 162 (3861): 1481, PMID 17739779, doi:10.1126/science.162.3861.1481, <https://www.jstor.org/stable/1725616> Архивная копия от 5 марта 2017 на Wayback Machine (англ.)
  13. Reifenstein, III, Edward C.; Staelin, David H. & Brundage, William D. (1969), Crab Nebula Pulsar NPO527, Physical Review Letters Т. 22 (7): 311, doi:10.1103/PhysRevLett.22.311, <https://link.aps.org/abstract/PRL/v22/p311> (англ.)
  14. Matveenko, L. I. (1968), Position of a Source of Small Angular Size in the Crab Nebula, Soviet Astronomy Т. 12: 552, <http://adsabs.harvard.edu/abs/1968SvA....12..552M> Архивная копия от 10 июля 2019 на Wayback Machine (англ.)
  15. Nather, R. E.; Warner, B. & Macfarlane, M. (1969), Optical Pulsations in the Crab Nebula Pulsar, Nature Т. 221: 527, doi:10.1038/221527a0, <https://www.nature.com/nature/journal/v221/n5179/abs/221453a0.html> Архивная копия от 29 апреля 2014 на Wayback Machine (англ.)
  16. Brumfiel (2007), Air force had early warning of pulsars, Nature Т. 448 (7157): 974–975, PMID 17728726, doi:10.1038/448974a, <https://www.nature.com/nature/journal/v448/n7157/full/448974a.html> Архивная копия от 17 июля 2010 на Wayback Machine (англ.)
  17. «Beautiful Minds: Jocelyn Bell Burnell», BBC television documentary broadcast 7 April 2010 (англ.)
  18. Зафиксирован выброс необычно жесткого излучения из Крабовидной туманности. N+1. Дата обращения: 16 января 2016. Архивировано 31 мая 2019 года.
  19. Curtis (1970), Pulsar Planetary Systems, The Astrophysical Journal Letters Т. 159: 25–28, doi:10.1086/180471, <http://adsabs.harvard.edu/abs/1970ApJ...159L..25M> Архивная копия от 24 июня 2020 на Wayback Machine (англ.)

Ссылки



На других языках

[en] Crab Pulsar

The Crab Pulsar (PSR B0531+21) is a relatively young neutron star. The star is the central star in the Crab Nebula, a remnant of the supernova SN 1054, which was widely observed on Earth in the year 1054.[4][5][6] Discovered in 1968, the pulsar was the first to be connected with a supernova remnant.[7]

[es] Púlsar del Cangrejo

El púlsar del Cangrejo (PSR B0531+21) es una estrella de neutrones relativamente joven (nacida en el año 1054) situada en la nebulosa del Cangrejo, descubierta en 1969. El púlsar tiene aproximadamente 25 km de diámetro y los "rayos" del púlsar giran cada 33 milisegundos, o 30 veces cada segundo. La nebulosa que lo rodea es un plerión: el viento de partículas procedente de la estrella de neutrones genera emisiones sincrotrón, que producen la mayor parte de las emisiones de la nebulosa, desde ondas de radio hasta rayos gamma. La característica más dinámica en la parte interior de la nebulosa es el punto donde el viento ecuatorial del púlsar choca con los alrededores de la nebulosa, formando una choque de terminación. La forma y la posición de esta característica cambia rápidamente, con el viento ecuatorial apareciendo como una serie de características de forma espiral que se empinan, se iluminan, y entonces se atenúan a medida que se alejan del púlsar hacia el cuerpo principal de la nebulosa. El periodo de rotación del púlsar reduce su tiempo 38 nanosegundos por día debido a las grandes cantidades de energía que se lleva el viento del púlsar.[1]
- [ru] PSR B0531+21


Текст в блоке "Читать" взят с сайта "Википедия" и доступен по лицензии Creative Commons Attribution-ShareAlike; в отдельных случаях могут действовать дополнительные условия.

Другой контент может иметь иную лицензию. Перед использованием материалов сайта WikiSort.org внимательно изучите правила лицензирования конкретных элементов наполнения сайта.

2019-2025
WikiSort.org - проект по пересортировке и дополнению контента Википедии