Пульсар в созвездии Тельца: Краб и его туманность

Введение

Пулсар в созвездии Телец

Пулсар Краба (PSR B0531+21 или Звезда Бааде) — относительно молодая нейтронная звезда. Звезда является центральной звездой в туманности Краба, остатке сверхновой SN 1054, которая была широко наблюдаема на Земле в 1054 году. Открытый в 1968 году, пульсар был первым, который связали с остатком сверхновой. Пулсар Краба — один из немногих пульсаров, которые можно идентифицировать в оптическом диапазоне. Оптический пульсар имеет диаметр около и период вращения около 33 миллисекунд, то есть пульсарные "лучи" совершают примерно 30 оборотов в секунду. Туманность Краба часто используется в качестве источника калибровки в рентгеновской астрономии. Она очень яркая в рентгеновских лучах, а плотность потока и спектр, как известно, постоянны, за исключением самого пульсара. Пульсар излучает сильный периодический сигнал, который используется для проверки времени работы рентгеновских детекторов. В рентгеновской астрономии "краб" и "милликраб" иногда используются как единицы плотности потока. Милликраб соответствует плотности потока около 2,4 (2,4) в диапазоне рентгеновских лучей 2–10 кэВ для "крабоподобного" рентгеновского спектра, который приблизительно описывается степенным законом в зависимости от энергии фотона: I ~ E−1.1. Очень мало источников рентгеновского излучения достигают яркости более одного краба. Импульсное излучение до 1,5 ТэВ было зарегистрировано от пульсара Краба, и вместе с пульсаром Вела при 20 ТэВ они являются единственными двумя известными пульсарами, излучающими в этом энергетическом диапазоне.

История наблюдений

К 1939 году туманность Краба была идентифицирована как остаток сверхновой SN 1054. Астрономы затем приступили к поиску центральной звезды туманности. Существовало два кандидата, упоминаемых в литературе как "звезда, следующая за северным направлением" и "звезда, предшествующая южному направлению". В сентябре 1942 года Уолтер Бааде исключил "звезду, следующую за северным направлением", но посчитал доказательства неубедительными для "звезды, предшествующей южному направлению". Рудольф Минковски, в том же выпуске "Астрофизического журнала", что и Бааде, привел спектральные аргументы, утверждающие, что "доказательства допускают, но не доказывают вывод о том, что звезда, предшествующая южному направлению, является центральной звездой туманности". В конце 1968 года Дэвид Х. Сталин и Эдвард С. Райфенштейн III сообщили об обнаружении двух быстро меняющихся радиоисточников "вблизи туманности Краба, которые могли совпадать с ней", используя радиотелескоп Грин-Бэнк. Они получили обозначения NP 0527 и NP 0532. Период в 33 миллисекунды и положение пульсара NP 0532 в туманности Краба были обнаружены Ричардом В. Э. Лавлейсом и его коллегами 10 ноября 1968 года в радиотелескопе Аресибо. Открытие пульсара с таким коротким периодом доказало, что пульсары – это вращающиеся нейтронные звезды (а не пульсирующие белые карлики, как предполагали многие ученые). Вскоре после открытия пульсара Краба Дэвид Ричардс обнаружил (с помощью телескопа Аресибо), что он замедляется и, следовательно, теряет энергию вращения. Томас Голд показал, что мощность, теряемая пульсаром при замедлении, достаточна для поддержания излучения туманности Краба. Последующее исследование, проведенное ими совместно с Уильямом Д. Брундейджем, также показало, что источник NP 0532 находится в туманности Краба. Радиоисточник, совпадающий с туманностью Краба, был также зарегистрирован в конце 1968 года Л. И. Матвеенко в "Советской астрономии". Оптические пульсации впервые были зарегистрированы Коком, Диснеем и Тейлором с помощью телескопа на Китт-Пик обсерватории Стюарда Университета Аризоны. Эта запись включала аудиозапись импульсов, а также голоса Джона Кока, Майкла Диснея и Боба МакКалистера (ночного ассистента) в момент открытия. Их открытие было подтверждено Натером, Уорнером и Макфарлейном. Джоселин Белл Бернелл, которая совместно с другими исследователями открыла первый пульсар PSR B1919+21 в 1967 году, рассказывает, что в конце 1950-х годов женщина наблюдала источник в туманности Краба в телескопе Чикагского университета, который был открыт для публики, и заметила, что он, казалось, мерцает. Астроном, с которым она разговаривала, Эллиот Мур, отклонил это объяснение как сцинтилляцию, несмотря на протесты женщины, которая, будучи квалифицированным пилотом, понимала природу сцинтилляции и считала, что наблюдается нечто иное. Белл Бернелл отмечает, что частоту 30 Гц оптического пульсара в туманности Краба трудно увидеть многим людям. В 2007 году было сообщено, что Чарльз Шислер обнаружил небесный источник радиоизлучения в 1967 году в районе туманности Краба, используя радарную систему ВВС США на Аляске, предназначенную для системы раннего предупреждения о запуске межконтинентальных баллистических ракет. Позже Шислер понял, что этот источник является пульсаром Краба, после публикации новостей об открытиях пульсаров, сделанных Белл Бернелл. Пулсар Краба был первым пульсаром, для которого был преодолен предел замедления вращения, используя данные наблюдений, собранных в течение нескольких месяцев обсерваторией LIGO. Большинство пульсаров не вращаются с постоянной частотой, но наблюдаются замедляющиеся с очень медленной скоростью (3,7 Гц/с в случае пульсара Краба). Это замедление можно объяснить потерей энергии вращения из-за различных механизмов. Предел замедления вращения – это теоретический верхний предел амплитуды гравитационных волн, которые может излучать пульсар, при условии, что вся потеря энергии преобразуется в гравитационные волны. Отсутствие наблюдаемых гравитационных волн с ожидаемой амплитудой и частотой (после корректировки на ожидаемый доплеровский сдвиг) указывает на то, что другие механизмы ответственны за потерю энергии. Отсутствие наблюдений пока не является неожиданным, поскольку физические модели ротационной симметрии пульсаров устанавливают более реалистичный верхний предел амплитуды гравитационных волн, на несколько порядков величины ниже предела замедления вращения. Предполагается, что с повышением чувствительности гравитационных волновых детекторов и использованием более длительных периодов наблюдений, гравитационные волны, излучаемые пульсарами, будут обнаружены в будущем. Единственным другим пульсаром, для которого был преодолен предел замедления вращения, является пульсар Вела. В 2019 году было обнаружено, что туманность Краба, и, следовательно, пульсар Краба, излучает гамма-лучи с энергией более 100 ТэВ, что делает его первым идентифицированным источником ультравысокоэнергетических космических лучей. В 2023 году для проведения прецизионной астрометрии с использованием радиоизлучения гигантских импульсов пульсара Краба была использована сверхдлинная базовая интерферометрия (СДБИ), что позволило точно измерить расстояние до пульсара Краба.

The Crab Nebula was identified as the remnant of SN 1054 by 1939. Astronomers then searched for the nebula's central star. There were two candidates, referred to in the literature as the "north following" and "south preceding" stars. In September 1942, Walter Baade ruled out the "north following" star but found the evidence inconclusive for the "south preceding" star. Rudolf Minkowski, in the same issue of The Astrophysical Journal as Baade, advanced spectral arguments claiming that the "evidence admits, but does not prove, the conclusion that the south preceding star is the central star of the nebula". In late 1968, David H. Staelin and Edward C. Reifenstein III reported the discovery of two rapidly varying radio sources "near the crab nebula that could be coincident with it" using the Green Bank radio antenna. They were given the designations NP 0527 and NP 0532. The period of 33 milliseconds and location of the Crab Nebula pulsar NP 0532 was discovered by Richard V. E. Lovelace and collaborators on 10 November 1968, at the Arecibo Radio Observatory. The discovery of the pulsar with such a short period proved that pulsars are rotating neutron stars (not pulsating white dwarfs, as many scientists suggested). Soon after the discovery of the Crab Pulsar, David Richards discovered (using the Arecibo Telescope) that it spins down and, therefore, loses its rotational energy. Thomas Gold has shown that the pulsar's spin down power is sufficient to power the Crab Nebula. A subsequent study by them, including William D. Brundage, also found that the NP 0532 source is located at the Crab Nebula. A radio source was also reported coincident with the Crab Nebula in late 1968 by L. I. Matveenko in Soviet Astronomy. Optical pulsations were first reported by Cocke, Disney, and Taylor using the telescope on Kitt Peak of the Steward Observatory of the University of Arizona. This observation had a audio tape recording the pulses and this tape also recorded the voices of John Cocke, Michael Disney and Bob McCallister (the night assistant) at the time of the discovery. Their discovery was confirmed by Nather, Warner, and Macfarlane. Jocelyn Bell Burnell, who co discovered the first pulsar PSR B1919+21 in 1967, relates that in the late 1950s a woman viewed the Crab Nebula source at the University of Chicago's telescope, then open to the public, and noted that it appeared to be flashing. The astronomer she spoke to, Elliot Moore, disregarded the effect as scintillation, despite the woman's protestation that as a qualified pilot she understood scintillation and this was something else. Bell Burnell notes that the 30 Hz frequency of the Crab Nebula optical pulsar is difficult for many people to see. In 2007, it was reported that Charles Schisler detected a celestial source of radio emission in 1967 at the location of the Crab Nebula, using a United States Air Force radar system in Alaska designed as an early warning system to detect intercontinental ballistic missiles. This source was later understood by Schisler to be the Crab Pulsar, after the news of Bell Burnell's initial pulsar discoveries was reported. The Crab Pulsar was the first pulsar for which the spin down limit was broken using several months of data of the LIGO observatory. Most pulsars do not rotate at constant rotation frequency, but can be observed to slow down at a very slow rate (3.7 Hz/s in case of the Crab). This spin down can be explained as a loss of rotation energy due to various mechanisms. The spin down limit is a theoretical upper limit of the amplitude of gravitational waves that a pulsar can emit, assuming that all the losses in energy are converted to gravitational waves. No gravitational waves observed at the expected amplitude and frequency (after correcting for the expected Doppler shift) proves that other mechanisms must be responsible for the loss in energy. The non observation so far is not totally unexpected, since physical models of the rotational symmetry of pulsars puts a more realistic upper limit on the amplitude of gravitational waves several orders of magnitude below the spin down limit. It is hoped that with the improvement of the sensitivity of gravitational wave instruments and the use of longer stretches of data, gravitational waves emitted by pulsars will be observed in future. The only other pulsar for which the spin down limit was broken so far is the Vela Pulsar. In 2019 the Crab Nebula, and presumably therefore the Crab Pulsar, was observed to emit gamma rays in excess of 100 TeV, making it the first identified source of ultra high energy cosmic rays. In 2023, Very long baseline interferometry (VLBI) was used to conduct precision astrometry using the radio giant pulse emission of the Crab Pulsar, thus measuring a precise distance to the Crab Pulsar.