パルサー
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。
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領域を表しています。
パルサーによって生成される「灯台」効果の図

パルサー（脈動星、クエーサーをモデルとする）[ 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中性子星である。[ 2 ]この放射は、放射のビームが地球に向けられている場合にのみ観測され（灯台が観測者の方向を向いている場合にのみ見えるのと同様）、放射がパルス状に現れる原因である。中性子星は非常に高密度で、短く規則的な自転周期を持つ。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に及ぶ非常に正確な間隔になる。パルサーは、超高エネルギー宇宙線の発生源の候補の1つである（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、中性子連星系におけるパルサーの観測は、重力放射の存在を間接的に確認するために用いられました。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の周囲に発見されました。1983年には、当時としては原子時計の精度を超える特定の種類のパルサーが検出されました。[ 3 ]

観察の歴史

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ことがわかった。[ 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分解した。[ 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送信された信号ではないかという推測を否定した。[ 8 ] [ 9 ] [ 10 ] [ 11 ]

別の望遠鏡による観測でこの電波が確認されたため、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捉えたとは本当に信じていませんでした。しかし、もちろん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。宇宙のどこかで生命を発見したかもしれないと考える場合、その結果を責任を持ってどのように発表すればよいのか、というのは興味深い問題です」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」（地球外知的生命体への冗談めいた呼び名）の頭文字をとってLGM-1と名付けました。

ジョセリン・ベルが初めてパルサーの証拠を認識した図。ケンブリッジ大学図書館に展示されている。

「LGM仮説」が完全に放棄されたのは、空の別の場所で2つ目の脈動源が発見された後のことでした。[ 13 ]このパルサーは後にCP 1919と命名され、現在ではPSR B1919+21やPSR J1921+2153など、複数の名称で知られています。CP 1919は電波波長で放射しますが、その後、パルサーは可視光、 X線、ガンマ線といった波長でも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、天文学者たちはLGM（リトル・グリーン・メン）と呼んでいました。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ようです。A・ヒューイッシュ博士は昨日私にこうおっしゃいました。「…今日では、あらゆる電波望遠鏡がパルサーを観測しているはずです。」[ 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でシンクロトロン放射が起こっている様子がわかる。

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 の発見により、パルサーの回転中性子星モデルが確証された。[ 22 ]かにパルサーの 33ミリ秒のパルス周期は短すぎて、パルサー放射について提案されている他の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、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」と評価しました。[ 24 ]P≈33{\displaystyle P\approx 33}ヒューイッシュ氏が受賞したのに対し、ベル氏が博士課程在籍中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は、大きな論争を巻き起こした。ベル氏はこの点について何ら不満はなく、ノーベル賞委員会の決定を支持している。[ 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では、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、自転周期がわずか約1.6ミリ秒（38,500 rpm）のパルサー、PSR B1937+21を発見した。 [ 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、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の観測データを用いた。 [ 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ない。[ 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を周回する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、パルサー近傍の強力な放射線環境で 生命体が生存できる可能性は非常に低いと考えられています。

パルサーのような白色矮星

白色矮星もパルサーとして機能します。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、パルサーのような白色矮星が3つ特定される。

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る。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た。[36] このモデルによると、AE Aqrは中間極型星であり、磁場が比較的弱く、白色矮星の周囲に降着円盤が形成される可能性がある。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る。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、磁場強度が50 MGを超えないことが示されている。[ 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）。

現代の慣例により、古い番号の前にBが付けられます（例：PSR B1919+21）。Bは1950年を基準とした座標を意味します。すべての新しいパルサーには2000年座標を示すJが付けられ、分を含む赤緯も示されます（例：PSR J1921+2153）。1993年以前に発見されたパルサーは、J名ではなくB名を保持する傾向があります（例：PSR J1921+2153はPSR B1919+21としてよく知られています）。最近発見されたパルサーにはJ名のみが付けられます（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示すJ名が付けられます。[ 38 ]

形成、メカニズム、オフ

パルサーの模式図。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。

パルサーの形成に至る出来事は、大質量星の核が超新星爆発で圧縮され、中性子星へと崩壊するところから始まります。中性子星は角運動量のほとんどを保持し、半径が前駆星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。中性子星の自転に合わせて回転するパルサーの磁気軸に沿って、放射線のビームが放射されます。パルサーの磁気軸は電磁ビームの方向を決定しますが、磁気軸は必ずしもパルサーの自転軸と一致しているわけではありません。この不整合により、中性子星が1回転するごとにビームが1回観測され、それが「パルス状」の外観をもたらします。

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。Ω/Ω初期化{\displaystyle \Omega /\Omega _{\text{init}}}R/R初期化{\displaystyle R/R_{\text{init}}}

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発生し、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、磁場の両極から電磁ビームが放射されます。 [ 39 ] [ 40 ] NICERによるPSR J0030+0451の観測では、両方のビームが南極にあ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つ以上ある可能性があることが示されています。[ 41 ] [ 42 ]この回転は、電磁エネルギーが放射されるにつれて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考えられており、これは136億年の宇宙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るが、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出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」と述べた。[ 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、回転動力を持つミリ秒パルサーとして「リサイクル」する可能性がある。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生き続け、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ある。 [ 29 ]この速度は、時折「グリッチ」と呼ばれる突然の変動を除けば、ゆっくりと、しかし着実に減少する。これらのグリッチを説明するモデルの一つは、中性子星の地殻を変化させる「星震」の結果であるというものである。また、グリッチが星の内部（おそらく超伝導）の分離に起因するとするモデルも提唱されている。どちらの場合も、星の慣性モーメントは変化するが、角運動量は変化しないため、回転速度が変化する。[ 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

二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、誕生当初から互いの周りを公転します。もし二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先に爆発し、中性子星を残します。もし爆発によってもう一つの星が吹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ながら回転速度を落としていきます。その後、もう一つの星は膨張し、中性子星がその物質を吸い込みます。中性子星に落ちた物質は中性子星を回転させ、磁場を弱めます。

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。そうでなければ、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、毎秒数回から50回程度自転します。[ 45 ]

アプリケーション

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、中性子星の研究が可能になりました。この種の天体は、核密度における物質の挙動を（直接ではないものの）観測できる唯一の場所です。また、ミリ秒パルサーは、強力な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た、天の川銀河の中心と14個のパルサーの相対的な位置とその周期。

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収録されています。これらの地図は、電磁パルスの固有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、地球外知的生命体によって地球の空間的および時間的位置を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修正する必要はありません。さらに、パルサーの位置測定は、宇宙船のナビゲーションシステムを単独で構築することも、衛星ナビゲーションと組み合わせて使用​​することもできます。[ 47 ] [ 48 ]

パルサー航法

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車両の位置を決定する航法技術である。XNAVを使用する車両は、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する。GPSと同様に、この比較により車両は正確な位置（±5 km）を計算できる。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ある。 [ 49 ] [ 50 ] [ 51 ]実験的実証は2018年に報告されている。[ 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するものではない。[ 53 ]原子時計は外部基準として使用できる。[ 54 ]例えば、J0437−4715の周期は0.005 757 451 936 712 637 秒、誤差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 ]

タイミングノイズとは、すべてのパルサーで観測される回転不規則性のことです。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のグリッチと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もあります。[ 59 ]

星間物質の探査機

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（8000 K）電離成分に含まれる自由電子は、主に2つの方法で放射に影響を与えます。パルサーからの放射に生じる変化は、ISM自体の重要な探査手段となります。[ 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媒質中をゆっくりと伝わります。その結果、様々な周波数帯のパルスの到達に生じる遅延は、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。

DM＝∫0Dne（s）ds、{\displaystyle \mathrm {DM} =\int _{0}^{D}n_{e}(s)\,ds,}

ここで、はパルサーから観測者までの距離、はISMの電子密度である。分散尺度は、天の川銀河における自由電子分布のモデル構築に用いられる。[ 61 ]D{\displaystyle D}ne{\displaystyle n_{e}}

さらに、ISMにおける密度不均一性は、パルサーからの電波の散乱を引き起こす。その結果生じる電波のシンチレーション（地球大気の密度変化によって可視光で星が瞬くのと同じ効果）は、ISMにおける小規模な変動に関する情報を再構成するために利用できる。[ 62 ]多くのパルサーは高速（最大数百km/s）で移動するため、1つのパルサーがISMを高速で走査し、数分というタイムスケールでシンチレーションパターンが変化する。[ 63 ]これらの密度不均一性の正確な原因は未解明のままであり、乱流から電流シートまで様々な説明が考えられる。[ 64 ]

時空の探査機

天の川銀河中心の超大質量ブラックホールSgr A*の周りの湾曲した時空を周回するパルサーは、強磁場領域における重力探査機として機能する可能性がある。 [ 65 ]パルスの到達時間は、特殊相対論的および一般相対論的ドップラーシフト、およびブラックホール周辺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。一般相対性理論の効果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る。[ 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する。現在、探索が進行中で、現時点でSgr A*から100パーセク以内にあるパルサーが5つ知られている。[ 66 ]

重力波検出器

世界には、パルサーを用いて重力波を探索するコンソーシアムが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）、そしてインドのインド・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、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利用されています。この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示すため、検出されます。

重要なパルサー

300パーセク以内のパルサー[ 67 ]
PSR距離（個）年齢（ミル）
J0030+04512447,580
J0108−1431238166
J0437−47151561,590
J0633+17461560.342
J0659+14142900.111
J0835−45102900.0113
J0453+075526017.5
J1045−45093006,710
J1741−20542500.387
J1856−37541613.76
J2144−3933165272
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、そのタイプとしては最初に発見されたもの、または、測定周期が最も短いなど、既知のパルサー群の中で極端なタイプを代表するものです。

参照

参考文献

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