かに星雲
おうし座の超新星残骸

かに星雲
ハッブル宇宙望遠鏡のモザイク画像。1999年10月、2000年1月、12月に撮影された24枚の広視野惑星カメラ2の露出画像から作成されました。
観測データ： J2000.0エポック
赤経
5時34分31.8秒ICRS [ 1 ]05時34分31.8秒ICRS [1]
+22° 01′ 03″ ICRS [ 1 ]+22° 01′ 03″ ICRS [1]
距離6500 ± 1600 光年   (2000 ± 500 [2] パーセク)
見かけの等級(V)8.4 [3]
見かけの寸法 (V)420″ × 290″ [4] [a]
星座おうし座
物理的特徴
半径約5.5光年 (約1.7 [5] パーセク)
絶対等級(V)-3.1 ± 0.5 [b]
注目すべき特徴光学パルサー
名称メシエ1、NGC 1952、おうし座A、Sh 2-244 [1]
参照：星雲一覧

かに星雲（カタログ番号M1、NGC 1952、おうし座 A）は、おうし座にある超新星残骸およびパルサー風星雲である。この一般名は、第3代ロッセ伯爵ウィリアム・パーソンズが1842年か1843年に口径91cmの望遠鏡で描いた、腕のあるカニに似た絵に由来する。[6]この星雲は、1731年にイギリスの天文学者ジョン・ビーヴィスによって発見された。これは、西暦1054年にマヤ、日本、アラブの天体観測者によって観測された明るい超新星に対応している。[7]この超新星は、中国の天文学者によっても客星として記録されている。この星雲は、歴史的に観測された超新星爆発に対応する天体として特定された最初のものであった。[8]

見かけの明るさは8.4で、土星の衛星タイタンに匹敵します。肉眼では見えませんが、条件が良ければ双眼鏡で見ることができます。この星雲は天の川銀河のペルセウス腕にあり、地球から約2.0キロパーセク（6,500 光年）の距離にあります。直径は3.4パーセク（11光年）で、視直径は約7分角に相当し 、約1,500キロメートル/秒（930マイル/秒）、光速の0.5%の速度で膨張しています。

かにパルサーは、直径28～30キロメートル（17～19マイル）、毎秒30.2回の自転速度を持つ中性子星で、かに星雲の中心にあります。この星は、ガンマ線から電波まで、さまざまな放射線のパルスを放射しています。30keVを超えるX線およびガンマ線のエネルギーでは、かに星雲は一般的に全天で最も明るい持続ガンマ線源であり、測定されたフラックスは10TeVを超えています。星雲の放射線は、それを掩蔽する天体の詳細な研究を可能にします。1950年代と1960年代には、かに星雲を通過する電波の観測から太陽のコロナの地図が作成され、2003年には、土星の衛星タイタンの大気が星雲からのX線を遮っていることで、その厚さが測定されました。

観測の歴史

天体SN 1054の観測に関する最古の記録は、1054年に中国の天文学者と日本の観測者によって行われたものであり、そのため番号が付けられました。かに星雲が超新星によって生成されたという現代の理解は、カール・オットー・ランプランドが星雲の構造の変化を観察したと発表した1921年にまで遡ります。[d] [9]これは最終的に、かに星雲の生成は、西暦1054年に中世の天文学者によって記録された明るいSN 1054超新星に対応するという結論につながりました。[10]

最初の同定

ロス卿（1844年）による星雲の最初の描写の複製（白黒に見えるように色反転）
リバプール望遠鏡によるかに星雲のHaRGB画像。露出時間は合計1.4時間です。
かに星雲M1

かに星雲は、1731年にジョン・ベヴィスによって初めて確認されました。[11]この星雲は、1758年に明るい彗星を観測していたシャルル・メシエによって独立に再発見されました。[11]メシエは、これを彗星状天体のカタログの最初の項目としてカタログに登録しました。 [11] 1757年に、アレクシ・クレローはエドモンド・ハレーの計算を再検討し、ハレー彗星が1758年後半に戻ってくると予言しました。彗星が戻ってくる正確な時刻を予測するには、木星など太陽系の惑星による軌道の摂動を考慮する必要がありましたが、クレローと彼の2人の同僚であるジェローム・ラランドとニコル＝レーヌ・ルポーはハレーよりも正確に計算を行い、彗星はおうし座に現れるはずであると発見しました。シャルル・メシエは彗星の探索に奔走していた際に、かに星雲を発見しました。当初彼はこれをハレー彗星だと考えていました[12] 。しばらく観測を続け、観測していた天体が空を移動していないことに気づいたメシエは、それが彗星ではないと結論付けました。そしてメシエは、雲に覆われながらも空に固定されている天体を彗星と誤認しないよう、カタログを作成することの有用性に気づきました。この認識が、彼を「メシエカタログ」の編纂へと導きました[12] 。

ウィリアム・ハーシェルは1783年から1809年の間にかに星雲を何度も観測しましたが、1783年にその存在を知っていたのか、それともメシエやベヴィスとは独立して発見したのかは分かっていません。数回の観測の後、彼はそれが星団で構成されていると結論付けました。[13] ウィリアム・パーソンズ（第3代ロス伯爵）は、 1840年代初頭にビア城で36インチ（0.9メートル）の望遠鏡を使ってこの星雲を観測し、カニのような腕を持つ星雲の絵を描きました。[6]彼はその後、1848年に72インチ（1.8メートル）の望遠鏡を使って再び観測しましたが、その類似性は確認できませんでしたが、それでも名前は残りました。[14] [15]

SN 1054との関連

この星雲は可視スペクトルの550nm（緑色の光）で見られます

かに星雲は、超新星爆発との関連が認められた最初の天体でした。[13] 20世紀初頭、数年の間隔を置いて撮影されたこの星雲の初期の写真の分析により、星雲が膨張していることが明らかになりました。膨張の過程を遡ると、この星雲が地球上で観測可能になったのは約900年前であることが判明しました。歴史的な記録によると、1054年7月4日には中国の天文学者によって、昼間でも見えるほど明るい新星が空の同じ場所に記録されており、おそらく日本の観測者によっても同様のことが記録されていました。[13] [16] [17]

1913年、ヴェスト・スリファーが天空の分光研究を記録したとき、かに星雲は再び最初に研究された天体の一つとなりました。その範囲が狭いことを示唆する雲の変化は、1921年にカール・ランプランドによって発見されました。[9]同年、ジョン・チャールズ・ダンカンは残骸が膨張していることを実証し、[18]クヌート・ルンドマルクはそれが1054の客星に近いことを指摘しました。[17] [19]

1928年、エドウィン・ハッブルは、この雲を1054番星と関連付けることを提案しました。この考えは、超新星の性質が理解されるまで議論の的となりました。そして、 1054番星が間違いなくかに星雲を生み出した超新星であると示唆したのはニコラス・メイオールでした。歴史的な超新星の探索はその瞬間から始まりました。超新星残骸の現代の観測と過去数世紀の天文学的文書を比較することで、他に7つの歴史的な観測が見つかりました。[要出典]

中国の観測との最初の関連づけの後、1934年には、中国の言及の数週間前に、 13世紀の日本の『明月記』に「客星」についての言及があることが示されました。 [20] [21] [22]この現象は長い間、イスラム天文学には記録されていないと考えられていましたが[23] 、1978年に、超新星爆発当時バグダッドで活動していたネストリウス派キリスト教徒の医師、イブン・ブトランの著作をイブン・アビ・ウサイビアが13世紀に写したものに言及が見つかりました。[24] [25]

中国人が観測した昼間の「客星」は、その遠さを考えると、超新星、つまり核融合によるエネルギー供給を使い果たして崩壊した大質量の爆発星に違いありません。[26] [27]最近の歴史的記録の分析によると、かに星雲を形成した超新星はおそらく4月か5月上旬に出現し、7月までに見かけの明るさが-7等級から-4.5等級（金星の-4.2等級や月を除く夜空のすべてよりも明るい）の最大輝度に達したことがわかりました。この超新星は最初の観測から約2年間、肉眼で見ることができました。 [28]

かにパルサー

ハッブル宇宙望遠鏡の光学データ（赤）とチャンドラX線観測衛星のX線画像（青）を組み合わせた画像

1960年代、パルサーの予測と発見により、かに星雲は再び大きな関心の中心となりましたフランコ・パチーニが初めてかにパルサーの存在を予言したのはこの時であり、これが星雲の明るさを説明できることになった。1968年後半、デイビッド・H・ステイリンとエドワード・C・ライフェンシュタイン3世は、グリーンバンク望遠鏡を用いてかに星雲の領域に2つの急速に変化する電波源を発見したと報告した。[29] [30]彼らはそれらをNP 0527とNP 0532と名付けた。かに星雲パルサーNP 0532の周期33ミリ秒と正確な位置は、1968年11月10日にリチャード・VE・ラヴレスと共同研究者らによってアレシボ電波天文台で発見された。[31] [32]この発見により、パルサーが回転する中性子星であることも証明された（多くの科学者が示唆したように脈動する白色矮星ではない）。かにパルサーの発見直後、デイビッド・リチャーズはアレシボ天文台を用いて、かにパルサーがスピンダウンし、その結果パルサーが回転エネルギーを失うことを発見しました。トーマス・ゴールドは、パルサーのスピンダウンエネルギーがかに星雲に十分なエネルギーを与えることを示しました。

かにパルサーの発見とその正確な年齢（ほぼ1日）の知識により、これらの天体の基本的な物理的特性、例えば特徴的な年齢やスピンダウン光度、関係する大きさの桁数（特に磁場の強さ）、そして残骸のダイナミクスに関連するさまざまな側面の検証が可能になった。この超新星は、超新星残骸の科学的理解において非常に重要な役割を果たした。なぜなら、歴史上、他のどの超新星も正確な年齢がわかっているパルサーを生み出していないからである。この規則の唯一の例外はSN 1181である。その残骸とされる3C  58にはパルサーが存在するが、1181年の中国の観測によるその特定には異論がある。[33]

The inner part of the Crab Nebula is dominated by a pulsar wind nebula enveloping the pulsar. Some sources consider the Crab Nebula to be an example of both a pulsar wind nebula as well as a supernova remnant, [34] [35] [36] while others separate the two phenomena based on the different sources of energy production and behaviour. [5]

高エネルギーガンマ線の発生源

The Crab Nebula was the first astrophysical object confirmed to emit gamma rays in the very-high-energy (VHE) band above 100 GeV in energy. The VHE detection was carried out in 1989 by the Whipple Observatory 10m Gamma-Ray telescope, [37] [38] which opened the VHE gamma-ray window and led to the detection of numerous VHE sources since then.

2019年、かに星雲は100TeVを超えるガンマ線を放射することが観測され、 100TeV を超える最初のガンマ線源として特定されました。[39]

物理的パラメータ

かに星雲の小さな領域のハッブル宇宙望遠鏡による画像。複雑なフィラメント構造におけるレイリー・テイラー不安定性を示しています

可視光で見ると、かに星雲は長さ約6 分角、幅約4分角（比較すると満月の幅は30分角）の幅広い楕円形のフィラメントの塊が、拡散した青い中心領域を取り囲んでいる。3次元的に見ると、星雲は扁平回転楕円体（距離1,380パーセク/4,500光年と推定）または長楕円体（距離2,020パーセク/6,600光年と推定）のいずれかの形をしていると考えられている。 [4]フィラメントは原始星の大気の残骸であり、主に電離したヘリウムと水素、炭素、酸素、窒素、鉄、ネオン、硫黄で構成されている。フィラメントの温度は通常11,000～18,000  Kで、密度は1cm³あたり約1,300粒子です。[40]

1953年、ヨシフ・シュクロフスキーは、拡散した青い領域は主にシンクロトロン放射によって生成されていると提唱しました。シンクロトロン放射は、磁場中の電子の湾曲運動によって放出される放射線です。この放射は、光速の半分までの速度で移動する電子に対応していました。[41] 3年後、この仮説は観測によって確認されました。1960年代には、電子の湾曲した軌道の源は、星雲の中心にある中性子星によって生成される強い磁場であることが発見されました。 [42]

距離

かに星雲は天文学者の間で大きな注目を集めていますが、距離を推定するあらゆる方法に不確実性があるため、その距離は未解明のままです。2008年には、地球からの距離は2.0 ± 0.5 kpc（6,500 ± 1,600 ly）であることがコンセンサスとなりました。[2]したがって、可視光線の最も長い辺に沿って測定すると、幅約4.1 ± 1 pc（13 ± 3 ly）となります。[c]

かに星雲は現在、約1,500km/s（930マイル/秒）の速度で外側に膨張しています。[43]数年の間隔を置いて撮影された画像は、星雲のゆっくりとした膨張を明らかにしており、[44]この角度膨張と分光学的に測定された膨張速度を比較することで、星雲までの距離を推定することができます。1973年には、星雲までの距離を計算するために使用された多くの手法の分析により、約1.9kpc（6,300光年）という結論に達しており、これは現在引用されている値と一致しています。[4]

星雲の膨張速度を遡ってみると（星雲の質量による膨張速度の一定した減少を仮定）、星雲の形成時期は1054年から数十年後と推定され、超新星爆発以降、星雲の外向きの速度は想定よりも減速していないことが示唆されています。[45]この減速の減少は、パルサーからのエネルギーが星雲の磁場に供給され、それが膨張して星雲のフィラメントを外側に押し出すことによって引き起こされたと考えられています。[46] [47]

質量

星雲の全質量の推定は、超新星の祖星の質量を推定する上で重要です。かに星雲のフィラメント（電離ガスと中性ガスの放出質量、主にヘリウム[48] ）に含まれる物質の量は、4.6 ± 1.8  M ☉と推定されています。[49]

ヘリウムに富むトーラス

かに星雲の多くの構成要素（または異常）の1つは、ヘリウムに富むトーラスであり、パルサー領域を横切る東西の帯として見えます。このトーラスは可視放出物の約25%を構成しています。しかし、計算によると、トーラスの約95%はヘリウムであると示唆されています。今のところ、トーラスの構造についてもっともらしい説明は提示されていません。[50]

中心星

OESシングルフォトンカメラで撮影されたかにパルサーのスローモーション動画。
軌道上の観測所からのデータは、かに星雲のX線出力に予期せぬ変動を示しており、これは中心の中性子星の周囲の環境に関連している可能性があります
NASAのフェルミ・ガンマ線宇宙望遠鏡が、かに星雲の「スーパーフレア」を観測しました

かに星雲の中心には2つの暗い星があり、そのうちの1つが星雲の存在の原因となっている星です。1942年にルドルフ・ミンコフスキーがその光学スペクトルが非常に異常であることを発見したことで、この星は星として特定されました。[51]この星の周囲の領域は、1949年に[52]、1963年に[53]、強力な電波源であることが発見され、 1967年にはガンマ線で全天で最も明るい天体の一つとして特定されました。[54]その後、1968年にこの星が高速パルスで放射線を放出していることが判明し、最初に発見されたパルサーの一つとなりました。 [25]

パルサーは強力な電磁放射源であり、1秒間に何度も短く極めて規則的なパルスを放射します。1967年に発見された当時、パルサーは大きな謎であり、最初の発見者チームは、それが高度な文明からの信号である可能性を検討しました。[55]しかし、かに星雲の中心で脈動する電波源が発見されたことは、パルサーが超新星爆発によって形成されたことを示す強力な証拠となりました。[56]現在では、パルサーは高速で回転する中性子星であり、その強力な磁場によって放射が細いビームに集中していると考えられています。 [57]

かにパルサーの直径は約28～30km（17～19マイル）と考えられており、[58] 33 ミリ秒ごとに放射線のパルスを放射しています。[59]パルスは、電波からX線まで、電磁スペクトル全体の波長で放射されます。すべての孤立パルサーと同様に、その周期は非常にゆっくりと遅くなっています。時折、その自転周期は「グリッチ」と呼ばれる急激な変化を示しますが、これは中性子星内部の突然の再配置によって引き起こされると考えられています。パルサーの減速に伴って放出されるエネルギーの速度は非常に大きく、かに星雲のシンクロトロン放射の放射を支えています。シンクロトロン放射の全光度は太陽の約148,000倍です。[60]

The pulsar's extreme energy output creates an unusually dynamic region at the centre of the Crab Nebula. While most astronomical objects evolve so slowly that changes are visible only over timescales of many years, the inner parts of the Crab Nebula show changes over timescales of only a few days. [61] The most dynamic feature in the inner part of the nebula is the point where the pulsar's equatorial wind slams into the bulk of the nebula, forming a shock front . The shape and position of this feature shifts rapidly, with the equatorial wind appearing as a series of wisp-like features that steepen, brighten, then fade as they move away from the pulsar to well out into the main body of the nebula. [61]

祖星

このハッブル宇宙望遠鏡による一連の画像は、かに星雲内部の特徴が4ヶ月間にわたって変化する様子を示しています

超新星として爆発した星は、その超新星の祖星と呼ばれます。超新星として爆発する星には、白色矮星と大質量星の2種類があります。いわゆるIa型超新星では、ガスが「死んだ」白色矮星に落下することで質量が増加し、チャンドラセカール限界と呼ばれる臨界レベルに近づくと、暴走核融合爆発が起こり、星は消滅します。一方、Ib/c型およびII型超新星では、祖星は大質量星で、その中心核は核融合反応に必要な燃料を使い果たし、自壊します。その結果、重力による位置エネルギーが放出され、星の外層が吹き飛ばされます。Ia型超新星はパルサーを生成しません。[62]そのため、かに星雲のパルサーは、中心核崩壊型超新星で形成されたに違いありません。[63]

超新星爆発の理論モデルによると、かに星雲を形成するために爆発した恒星の質量は9～11 M☉であったと考えられます 。 [ 50] [64] 8 M☉未満の質量の恒星は 超新星爆発を起こすには小さすぎると考えられており、代わりに惑星状星雲を形成してその寿命を終えます。一方、12  M☉より重い恒星は、かに星雲で観測されたものとは異なる化学組成を持つ星雲を形成したと考えられます。[65]しかし、最近の研究では、その起源は8～10  M☉の範囲の超漸近巨星分枝星であり、電子捕獲型超新星爆発を起こした可能性があることが示唆されています[66] 2021年6月、ネイチャー・アストロノミー誌に掲載された論文によると、2018年の超新星SN 2018zd（銀河NGC 2146、地球から約3100万光年）が電子捕獲型超新星の初の観測例である可能性があると報告された。 [67] [68] [69]かに星雲を形成した1054年の超新星爆発は、電子捕獲型超新星の最も良い候補と考えられていたが、2021年の論文により、これが正しかった可能性が高まった。[68] [69]

かに星雲の研究における大きな問題は、星雲とパルサーを合わせた質量が、予測される祖星の質量よりもかなり小さく、その「失われた質量」がどこにあるのかという問題が未解決のままであることです。[49]星雲の質量の推定は、放出される光の総量を測定し、測定された星雲の温度と密度から必要な質量を計算することで行われます。推定値は約1～5  M ☉の範囲で、2～3  M ☉が一般的に受け入れられている値です。[65]中性子星の質量は1.4～2  M ☉と推定されています。

かに星雲の質量が失われた理由として有力視されているのは、超新星爆発の前に、星雲の質量のかなりの部分が高速恒星風によって運び去られたというものです。これはウォルフ・ライエ星でよく見られる現象です。しかし、これは星雲の周囲に殻を形成していたはずです。殻を観測するためにいくつかの波長で試みられてきましたが、まだ発見されていません。[70]

太陽系天体の太陽面通過

チャンドラ衛星が捉えた、土星の衛星タイタンが星雲を通過する様子

かに星雲は、地球が太陽の周りを公転する黄道面から約1.5度離れています。これは、月、そして時折惑星が星雲を横切ったり掩蔽したりする可能性があることを意味します。太陽は星雲を横切りませんが、太陽のコロナが星雲の前を通過します。これらの横切りと掩蔽は、星雲からの放射が横切る天体によってどのように変化するかを観察することで、星雲とその前を通過する天体の両方を分析するために利用できます。

月

Lunar transits have been used to map X-ray emissions from the nebula. Before the launch of X-ray-observing satellites, such as the Chandra X-ray Observatory , X-ray observations generally had quite low angular resolution , but when the Moon passes in front of the nebula, its position is very accurately known, and so the variations in the nebula's brightness can be used to create maps of X-ray emission. [71] When X-rays were first observed from the Crab Nebula, a lunar occultation was used to determine the exact location of their source. [53]

太陽

太陽のコロナは毎年6月にかに星雲の前を通過します。この時にかに星雲から受信される電波の変動は、コロナの密度と構造の詳細を推測するために使用できます。初期の観測では、コロナはこれまで考えられていたよりもはるかに遠くまで広がっていることが判明しました。その後の観測では、コロナにはかなりの密度変化があることがわかりました。[72]

その他の天体

非常にまれですが、土星がかに星雲を通過することがあります。2003年1月4日（UTC ）の通過は、1295年12月31日（ OS ）以来のことです。次に通過するのは2267年8月5日です。研究者たちは、チャンドラX線観測衛星を用いて、土星の衛星タイタンが星雲を通過する様子を観測し、タイタンのX線の「影」が、大気によるX線の吸収により、固体表面よりも大きいことを発見しました。これらの観測から、タイタンの大気の厚さは880km（550マイル）であることが示されました。[73]チャンドラは当時 、ヴァン・アレン帯を通過していたため、土星の通過自体は観測できませんでした。

電波、赤外線、可視光線、紫外線、X線、ガンマ線で見たかに星雲（2015年3月8日）
かに星雲 – 5つの観測所（2017年5月10日）
かに星雲 – 5つの観測所（アニメーション；2017年5月10日）
ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡のNIRCam（近赤外線カメラ）とMIRI （中間赤外線観測装置）を用いて赤外線で撮影されたかに星雲。（2023年10月30日）

参照

注記

  1. ^ 1969年後半にシドニー・ファン・デン・ベルフが撮影した非常に深いプレートで測定された大きさ。[4] [74]
  2. ^見かけの等級8.4 —距離係数 11.5 ± 0.5 =−3.1 ± 0.5
  3. ^距離 × tan ( 直径角 = 420″ ) =直径4.1 ± 1.0 pc =直径13 ± 3光年
  4. ^当時の星雲の性質は不明でした。

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  • WikiSkyのかに星雲：DSS2、SDSS、GALEX、IRAS、水素α、X線、天体写真、スカイマップ、記事と画像
  • ケンブリッジ大学銀河超新星残骸カタログに掲載されているかに星雲
  • SEDSメシエ指数に掲載されているかに星雲
  • チャンドラX線天文台フィールドガイドシリーズに掲載されているかに星雲
  • ハッブル宇宙望遠鏡によるかに星雲画像
  • 2008年から2017年までの拡大アニメーション（デトレフ・ハルトマン作）
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