PSR B1509−58 –チャンドラからのX線は金色、WISEからの赤外線は赤、緑、青/最大です
回転するパルサーのアニメーション。中央の球体は中性子星、曲線は磁力線、突き出た円錐は放射層を表しています。
パルサーによって生じる「灯台」効果の図解

パルサー（クエーサーをモデルにした脈動星）[1]は、磁極から電磁放射のビームを放射する、高度に磁化された回転する中性子星です。[2]この放射は、放射ビームが地球に向けられている場合にのみ観測でき（灯台が観測者の方向に向けられている場合にのみ見えるのと同様）、放射がパルス状に見える原因です。中性子星は非常に密度が高く、短く規則的な自転周期を持っています。これにより、個々のパルサーのパルス間隔はミリ秒から秒までと非常に正確になります。パルサーは、超高エネルギー宇宙線の発生源の候補の1つです（加速の遠心メカニズムも参照）。

パルサーの非常に規則的なパルスは、天文学者にとって非常に有用なツールとなっています。例えば、中性子連星系のパルサーの観測は、重力放射の存在を間接的に確認するために使用されました。最初の太陽系外惑星は1992年にパルサー、具体的にはPSR B1257+12の周囲で発見されました。1983年には、当時としては原子時計の精度を超える特定のタイプのパルサーが検出されました。[3]

観測の歴史

発見

最初に発見されたパルサーからの信号は、ジョスリン・ベルが、自身が建設に協力した新設の電波望遠鏡で1967年8月6日に記録されたデータを解析しているときに初めて観測された。当初は、彼女の指導者であり望遠鏡の開発者でもあるアントニー・ヒューイッシュによって無線干渉として無視されたが、[4] [5]信号が常に同じ赤緯と赤経に現れるという事実から、すぐに地球上の発生源ではないと判断された。[6] 1967年11月28日、ベルとヒューイッシュは高速ストリップチャートレコーダーを使用して、信号を1.337秒ごとに均等に間隔を置いた一連のパルスとして解析した。[7]このような天体はこれまで観測されたことがなかった。12月21日、ベルは2つ目のパルサーを発見し、地球外知的生命体から地球に向けて送信された信号ではないかという推測を覆した。[8] [9] [10] [11]

別の望遠鏡による観測で放射が確認されたため、機器による影響は排除されました。この時点で、ベルは自身とヒューイッシュについて、「私たちは他の文明からの信号を拾ったとは本当に信じていませんでした。しかし、明らかにその考えは頭をよぎっただけで、それが完全に自然な電波放射であるという証拠はありませんでした。興味深い問題です。宇宙の他の場所で生命を発見した可能性があると考える場合、その結果をどのように責任を持って発表すればよいのでしょうか？」と述べています。 [12]それでも、彼らはこの信号を 「リトル・グリーン・メン」（地球外起源の知的生命体に対する遊び心のある名前）から「LGM-1」と名付けました。

ジョスリン・ベルがパルサーの証拠を初めて認識した図表。ケンブリッジ大学図書館に展示されています

空の別の場所で2つ目の脈動源が発見されるまで、「LGM仮説」は完全に放棄されることはありませんでした。[13]彼らのパルサーは後にCP 1919と名付けられ、現在ではPSR B1919+21やPSR J1921+2153など、いくつかの指定子で知られています。CP 1919は電波波長で放射しますが、パルサーはその後、可視光、 X線、ガンマ線の波長で放射することが発見されました。[14]

パルサーという 言葉が初めて印刷物に登場したのは 1968 年です。

昨年8月6日、全く新しい種類の星が発見され、天文学者によってLGM（リトル・グリーン・メン）と呼ばれました。現在では、白色矮星と中性子星の中間に位置する新しいタイプの星と考えられています。パルサーという名前が付けられる可能性が高いです。A・ヒューイッシュ博士は昨日私にこう言いました。「…今日では、すべての電波望遠鏡がパルサーを観測していると確信しています。」[15]

かに星雲の光学/X線合成画像。中心パルサーからの磁場と粒子の注入によって、周囲のパルサー風星雲からシンクロトロン放射が放射されている様子が示されています

中性子星の存在は1934年にウォルター・バーデとフリッツ・ツビッキーによって初めて提唱され、彼らは超新星爆発によって主に中性子からなる小型で高密度の星ができると主張した。[16]磁気主系列星からの磁束保存の考えに基づき、ロデウィク・ウォルチャーは1964年にそのような中性子星は10の14乗から10の16 乗ガウス（=10の10乗から10の12乗 テスラ）もの磁場を持つ可能性があると提唱した。 [17]パルサーが発見される少し前の1967年、フランコ・パチーニは磁場を持つ回転する中性子星が放射線を放出すると示唆し、そのようなエネルギーがかに星雲などの中性子星の周りの超新星残骸に送り込まれる可能性があることにさえ言及した。[18]最初のパルサーが発見された後、トーマス・ゴールドは独立に、パチーニのモデルに類似した回転中性子星モデルを提案し、このモデルでベル・バーネルとヒューイッシュが観測したパルス放射を説明できると明言した。[19] 1968 年、リチャード・V・E・ラヴレスは共同研究者とともにアレシボ天文台を用いてかに星雲パルサー の周期を ms と発見した。[20] [21]かにパルサー の発見は、パルサーの回転中性子星モデルを裏付けるものとなった。[22]かにパルサーの 33ミリ秒のパルス周期は短すぎて、パルサー放射の他の提案モデルと矛盾していた。さらに、かにパルサーはかに星雲の中心に位置していることからそのように命名されており、1933 年のバーデとツビッキーの予測と一致している。[23] 1974年、革命的な電波望遠鏡を開発したアントニー・ヒューイッシュとマーティン・ライルは、ノーベル物理学賞を受賞した最初の天文学者となりました。スウェーデン王立科学アカデミーは、ヒューイッシュが「パルサーの発見に決定的な役割を果たした」と述べています。[24]ヒューイッシュが受賞したのに対し、ベルは博士課程の学生時代に最初の発見をしたにもかかわらず、受賞しなかったという事実には、かなりの論争が巻き起こっています。ベルはこの点について不満はなく、ノーベル賞委員会の決定を支持しています。[25]

マイルストーン

ほ座パルサーとその周囲のパルサー風星雲

1974年、ジョセフ・フートン・テイラー・ジュニアとラッセル・ハルスは連星系で初めてパルサーPSR B1913+16を発見した。このパルサーは別の中性子星の周りをわずか8時間の公転周期で公転している。アインシュタインの一般相対性理論によれば、この系は強い重力波を放射し、軌道エネルギーを失うにつれて軌道が継続的に収縮すると予測されている。パルサーの観測によりすぐにこの予測が確認され、重力波の存在を示す初めての証拠となった。2010年現在、このパルサーの観測結果は一般相対性理論と一致し続けている。[26] 1993年、このパルサーの発見によりテイラーとハルスにノーベル物理学賞が授与された。[27]

1982年、ドン・バッカー率いる研究グループがPSR B1937+21を発見した。これは、自転周期がわずか約1.6ミリ秒（38,500 rpm）のパルサーである。[28]観測により、その磁場は通常のパルサーよりもはるかに弱いことがすぐに明らかになり、また、さらなる発見により、「ミリ秒パルサー」（MSP）という新しい種類の天体が発見されたという考えが確固たるものになった。MSPは、X線連星の最終産物であると考えられている。その非常に高速で安定した自転のため、天文学者はMSPを、地球上で最も優れた原子時計の安定性に匹敵する時計として利用できる。地球へのパルスの到着時間に数百ナノ秒以上影響を与える要因は簡単に検出でき、精密な測定に利用できる。パルサータイミングを通じてアクセスできる物理的パラメータには、パルサーの3D位置、固有運動、伝播経路に沿った星間物質の電子数、連星系随伴星の軌道パラメータ、パルサーの回転周期とその時間的変化が含まれます。（これらは、このタスクに特化したコンピュータプログラムであるTempoによって生のタイミングデータから計算されます。）これらの要因を考慮に入れると、観測された到着時間とこれらのパラメータを使用して行われた予測との間の偏差が見つかり、3つの可能性のいずれかに起因していることがわかります。パルサーの自転周期の固有の変動、到着時間を測定したときの基準となった地球時間の実現における誤差、または背景重力波の存在です。科学者たちは現在、いくつかの異なるパルサー間で見られる偏差を比較し、パルサータイミングアレイと呼ばれるものを形成することで、これらの可能性を解決しようとしています。これらの努力の目的は、重力波を初めて直接検出できるほど正確なパルサーベースの時間標準を開発することです。 2006年、 LANLの天文学者チームは、ロッシX線タイミング探査機（Rossi X-ray Timing Explorer）の観測データを用いて、パルサー・グリッチの発生時期を予測するモデルを提案しました。彼らは、準周期グリッチパルサーとして知られるパルサーPSR J0537-6910の観測データを使用しました。 [29]しかし、グリッチ予測のための一般的な手法は現在のところ知られていません。[29]

PSR B1257+12を周回する惑星の想像図。手前の惑星は惑星Cです

1992年、アレクサンデル・ヴォルシュチャンはPSR B1257+12の周囲に最初の太陽系外惑星を発見しました。この発見は、太陽系外惑星の広範な存在に関する重要な証拠を提示しましたが、パルサー近くの強烈な放射線の環境では 生命体が生き残る可能性は非常に低いです。

パルサーのような白色矮星

白色矮星はパルサーとしても機能します。しかし、白色矮星の慣性モーメントは中性子星よりもはるかに高いため、白色矮星パルサーは数分ごとに1回転し、中性子星パルサーよりもはるかに遅くなります。

2025年までに、3つのパルサーのような白色矮星が特定されています

  • 1998年、ナザール・イクサノフは、水瓶座AE連星系にある白色矮星が電波パルサーのように振舞うことを示しました。[30]水瓶座AE連星の白色矮星のパルサーのような特性は、2008年にX線脈動の発見によって確認されました。[31]このX線脈動は、この白色矮星が電波パルサーとしてだけでなく、X線パルサーとしても振舞うことを示しました。
  • 2016年、さそり座AR連星系にある白色矮星がパルサーとして特定されました。[32] [33]（これはしばしば、最初に発見されたパルサーのような白色矮星と誤って呼ばれます）。この連星系は、強く磁化された白色矮星のスピンダウンによって、紫外線から電波波長までの強い脈動を示します。[32]
  • 2023年には、白色矮星eRASSU J191213.9−441044が電波とX線の両方でパルサーとして作用することが示唆されました。[34] [35]

これらの白色矮星のパルサーのような特性については、別の暫定的な説明があります。2019年、コーネル大学で開発された数値磁気流体力学モデルを用いて、パルサーの特性が説明されました。[36]このモデルによると、AE Aqrは中間極型星であり、磁場は比較的弱く、白色矮星の周囲に降着円盤が形成される可能性があります。この星はプロペラ領域にあり、その観測特性の多くは円盤と磁気圏の相互作用によって決定されます。eRASSU J191213.9−441044の同様のモデルは、紫外線波長での観測結果によって裏付けられており、磁場強度は50MGを超えないことが示されています。[37]

命名法

当初、パルサーは発見した天文台のアルファベットに続いて赤経を記して命名されていました（例：CP 1919）。しかし、パルサーが発見されるにつれて、アルファベットのコードでは扱いにくくなり、PSR（脈動電波源）のアルファベットに続いてパルサーの赤経と赤緯度を記す慣例が生まれました（例：PSR 0531+21）。赤緯度は0.1度単位で記される場合もあります（例：PSR 1913+16.7）。非常に接近して出現するパルサーには、アルファベットが付加されることもあります（例：PSR 0021−72C、PSR 0021−72D）。

現代の慣例では、古い番号の前にBが付きます（例：PSR B1919+21）。Bは座標が1950.0年であることを意味します。すべての新しいパルサーには、2000.0年の座標を示すJが付き、分を含む赤緯も持ちます（例：PSR J1921+2153）。1993年以前に発見されたパルサーは、J名を使用するのではなく、B名を保持する傾向があります（例：PSR J1921+2153は、一般的にPSR B1919+21として知られています）。最近発見されたパルサーにはJ名のみが付いています（例：PSR J0437−4715）。すべてのパルサーには、天空における位置のより正確な座標を提供するJ名が付いています。[38]

形成、メカニズム、オフ

パルサーの模式図。中央の球は中性子星、曲線は磁力線、突き出た円錐は放射ビーム、緑の線は星の自転軸を表しています。

パルサーの形成につながる出来事は、大質量星の中心核が超新星爆発によって圧縮され、中性子星に崩壊することから始まります。中性子星は角運動量のほとんどを保持し、その半径は元来の星の半径のごく一部しかないため、非常に高い自転速度で形成されます。放射ビームはパルサーの磁気軸に沿って放射され、パルサーは中性子星の自転に合わせて回転します。パルサーの磁気軸は電磁ビームの方向を決定し、磁気軸は必ずしも自転軸と同じではありません。このずれにより、中性子星が1回転するたびにビームが1回観測され、「パルス状」の外観になります

パルサーが崩壊するにつれて回転速度が増加する様子を描いたアニメーション。アニメーションは(1)回転する前駆星、(2)崩壊と加速、そして(3)最終的に高速回転するパルサー残骸から始まります。このアニメーションは、崩壊するにつれて星の自転速度が上昇する中で運動量保存則が成り立つことを示しています。前駆星に対する角速度( )と半径( )は、この過程を通して示されています。このアニメーションは、最終的な星が前駆星に比べて小さすぎて見えないため、崩壊全体のスケールを捉えているわけではありません。

回転駆動パルサーでは、ビームは中性子星の回転エネルギーによって生成され、電場と非常に強い磁場を発生させます。その結果、星表面で陽子と電子が加速され、磁場の両極から放射される電磁ビームが生成されます。 [39] [40] NICERによるPSR J0030+0451の観測では、両方のビームが南極に位置するホットスポットから発生しており、その星にはそのようなホットスポットが2つ以上存在する可能性があることが示されています。[41] [42]この回転は、電磁エネルギーの放射に伴い、時間の経過とともに減速します。パルサーの自転周期が十分に遅くなると、電波パルサーの機構は停止すると考えられています（いわゆる「デスライン」）。この活動停止は約1000万年から1億年後に起こると思われ、これは宇宙の136億年という年齢の間に生まれたすべての中性子星のうち、約99%がもはや脈動していないことを意味します。[43]

パルサーは高速で回転する中性子星であるという一般的な概念は広く受け入れられていますが、マックス・プランク地球外物理学研究所のヴェルナー・ベッカーは2006年に、「パルサーがどのように放射線を放射するかという理論は、40年近くの研究を経てもまだ初期段階にある」と述べています。[44]

カテゴリー

現在、天文学者には、電磁放射のエネルギー源に応じて、 3つの異なるクラスのパルサーが知られています。

これら3つの天体はすべて中性子星ですが、観測可能な挙動やその背後にある物理法則は大きく異なります。しかしながら、共通点もいくつかあります。例えば、X線パルサーは、おそらく回転エネルギーを持つ古いパルサーで、既にエネルギーの大部分を失っており、連星系内の伴星が膨張して中性子星に物質を運び始めた 後に初めて観測可能になったと考えられます。

降着過程は、中性子星に十分な角運動量を伝達し、回転エネルギーを動力源とするミリ秒パルサーとして「リサイクル」する。この物質が中性子星に降り注ぐと、中性子星の磁場は「埋もれ」、ミリ秒パルサーの磁場は平均的なパルサーの1000～10000倍弱くなると考えられている。この弱い磁場はパルサーの回転を遅くする効果が低いため、ミリ秒パルサーは数十億年もの間存在し続け、最も古いパルサーとして知られている。ミリ秒パルサーは、数十億年前に中性子星の形成を停止した球状星団で観測されている。[43]

中性子星の物質の状態を研究する上で興味深いのは、中性子星の回転速度に観測されるグリッチです。 [29]この速度は、「グリッチ」と呼ばれる時折の突然の変化を除いて、ゆっくりと、しかし着実に減少します。これらのグリッチを説明するために提唱されているモデルの一つは、中性子星の地殻を調整する「星震」の結果であるというものです。また、グリッチが星の内部の超伝導性の分離に起因するというモデルも提唱されています。どちらの場合も、星の慣性モーメントは変化しますが、角運動量は変化せず、結果として回転速度が変化します。[29]

中性子星の変種（2020年6月24日）

破壊されたリサイクルパルサー

2つの巨大な星が同じガス雲から近接して誕生すると、連星系を形成し、誕生から互いの周りを公転します。2つの星の質量が太陽の数倍以上であれば、どちらも超新星爆発でその生涯を終えます。質量の大きい方の星が最初に爆発し、中性子星を残します。爆発によって2つ目の星が弾き飛ばされなければ、連星系は生き残ります。中性子星は電波パルサーとして観測できるようになり、ゆっくりとエネルギーを失い、回転速度を落とします。その後、2つ目の星は膨張し、中性子星がその物質を吸い込むことができます。中性子星に落ち込む物質は中性子星を回転させ、磁場を減少させます

これは中性子星を高速回転状態に戻すため、「リサイクル」と呼ばれます。最終的に、2つ目の星も超新星爆発を起こし、新たな中性子星を生成します。この2度目の爆発でも連星を破壊できなかった場合、二重中性子星（中性子星連星）が形成されます。そうでない場合、回転した中性子星は伴星を失い、「破壊されたリサイクルパルサー」となり、1秒間に数回から50回回転します。[45]

応用

パルサーの発見により、天文学者はこれまで観測されていなかった天体、中性子星を研究できるようになりました。この種の天体は、核密度における物質の挙動を観測できる唯一の場所です（直接ではありませんが）。また、ミリ秒パルサーは、強い重力場の条件下での 一般相対性理論の検証を可能にしました。

地図

パイオニアの銘板に示されている、天の川銀河の中心に対する太陽の相対的な位置と、周期が示された14個のパルサー

パルサー地図は、パイオニアの2つの銘板とボイジャーのゴールデンレコードに含まれています。これらは、電磁パルスの独自のタイミングによって識別される14個のパルサーに対する太陽の位置を示しており、地球の空間的および時間的位置を潜在的な地球外知的生命体によって計算することができます。[46]パルサーは非常に規則的な電波パルスを放射しているため、その無線送信は毎日の修正を必要としません。さらに、パルサーの位置測定は、宇宙船の航法システムを独立して構築することも、衛星航法と組み合わせて使用​​することもできます。[47] [48]

パルサーナビゲーション

X線パルサー航法・タイミング（XNAV）、または単にパルサー航法は、パルサーから放出される周期的なX線信号を用いて、深宇宙の宇宙船などの乗り物の位置を決定する航法技術です。XNAVを使用する乗り物は、受信したX線信号を既知のパルサー周波数と位置のデータベースと比較します。GPSと同様に、この比較により、乗り物は正確な位置（±5 km）を計算することができます。電波よりもX線信号を使用する利点は、 X線望遠鏡を小型軽量化できることです。 [49] [50] [51] 2018年には実験的実証が報告されています。[52]

正確な時計

一般的に、パルサー放射の規則性は原子時計の安定性に匹敵しません。[53]原子時計は依然として外部基準として使用できます。[54]例えば、J0437−4715の周期は0.005 757 451 936 712 637 秒、誤差は1.7 × 10 −17 秒である。この安定性により、ミリ秒パルサーは暦時刻の設定[55]やパルサー時計の 構築に利用することができる。[56]

タイミングノイズは、すべてのパルサーで観測される回転不規則性の名称です。このタイミングノイズは、パルス周波数または位相のランダムな変動として観測されます。[57]タイミングノイズがパルサーグリッチに関連しているかどうかは不明です。2023年に発表された研究によると、[58]パルサーで観測されるタイミングノイズは背景重力波によって引き起こされると考えられています。あるいは、パルサー内の内部トルク（超流動体または乱流の存在に関連）と外部トルク（磁気圏活動による）の両方の確率的変動によって引き起こされる可能性があります。[59]

星間物質の探査

パルサーからの放射は、地球に到達する前に星間物質（ISM）を通過します。ISMとHII領域の温かい（8000K）電離成分の自由電子は、主に2つの方法で放射に影響を与えます。パルサーの放射に生じる変化は、ISM自体の重要なプローブとなります。[60]

星間プラズマの分散性のため、低周波の電波は高周波の電波よりも遅く媒体を伝わります。その結果、さまざまな周波数のパルスの到着に遅延が生じ、パルスの分散度として直接測定できます。分散度は、観測者とパルサーの間の自由電子の 全列密度です。

ここで、はパルサーから観測者までの距離、はISMの電子密度です。分散度は、天の川銀河における自由電子の分布モデルを構築するために使用されます。[61]

さらに、ISMの密度不均一性は、パルサーからの電波の散乱を引き起こします。その結果生じる電波のシンチレーション（地球の大気の密度変化による可視光での星の瞬きと同じ効果）は、ISMの小規模な変動に関する情報を再構築するために使用できます。[62]多くのパルサーは速度が速い（最大数百km/s）ため、1つのパルサーがISMを急速に走査し、数分の時間スケールでシンチレーションパターンが変化します。[63]これらの密度不均一性の正確な原因は未解決のままであり、乱流から電流シートまで、さまざまな説明が考えられます。[64]

時空の探査

天の川銀河の中心にある超大質量ブラックホールSgr A*の周りの湾曲した時空内を周回するパルサーは、強い場の領域における重力の探査機として機能する可能性があります。 [65]パルスの到着時間は、特殊相対論的および一般相対論的ドップラーシフト、そしてブラックホールの周りの強く湾曲した時空を電波が通過する複雑な経路の影響を受けるでしょう。一般相対論の影響を現在の機器で測定可能にするには、軌道周期が約10年未満のパルサーを発見する必要があります。[65]このようなパルサーは、Sgr A*から0.01パーセク以内の距離を周回します。現在、探索が進行中で、Sgr A*から100パーセク以内にある5つのパルサーが知られています。[66]

重力波検出器

パルサーを用いて重力波を探索するコンソーシアムは世界に4つあります。ヨーロッパの欧州パルサータイミングアレイ（EPTA）、オーストラリアのパークスパルサータイミングアレイ（PPTA）、カナダとアメリカの北米ナノヘルツ重力波観測所（NANOGrav）、インドのインドパルサータイミングアレイ（InPTA）です。これらのコンソーシアムはまとめて国際パルサータイミングアレイ（IPTA）を構成しています。ミリ秒パルサー（MSP）からのパルスは、銀河時計のシステムとして使用されています。時計の擾乱は地球で測定可能です。通過する重力波による擾乱は、パルサー集団全体にわたって特定の特徴を持つため、検出されます。

重要なパルサー

フェルミ・ガンマ線宇宙望遠鏡によって検出されたガンマ線パルサー

ここにリストされているパルサーは、その種類のパルサーとして最初に発見されたもの、または既知のパルサーの中で、測定された周期が最も短いなど、ある種の極端な例を表しています。

関連項目

参考文献

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  • パルサーの発見：ジョスリン・ベル・バーネル氏へのインタビュー。Jodcast、2007年6月（低画質版）。
  • 音声：ケイン/ゲイ – 天文学キャスト。パルサー – 2009年11月
  • オーストラリア国立望遠鏡施設：パルサーカタログ
  • ジョンストン、ウィリアム・ロバート。「連星系のパルサー一覧」。ジョンストン・アーカイブ、2005年3月22日。