La Crab Pulsar (PSR B0531 + 21) es una estrella de neutrones relativamente joven . La estrella es la estrella central en la Nebulosa del Cangrejo , un remanente de la supernova SN 1054 , que fue ampliamente observada en la Tierra en el año 1054. [4] [5] [6] Descubierto en 1968, el púlsar fue el primero en ser conectado con un remanente de supernova . [7]
Datos de observación Epoch J2000 Equinox J2000 | |
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Constelación | Tauro |
Ascensión recta | 05 h 34 min 31,97 s |
Declinación | + 22 ° 00 '52,1 " |
Magnitud aparente (V) | 16,5 |
Caracteristicas | |
Etapa evolutiva | Estrella neutrón |
Índice de color U − B | −0,45 |
Índice de color B − V | +0,5 |
Astrometria | |
Movimiento adecuado (μ) | RA: −14,7 ± 0,8 [2] mas / año Dec .: 2,0 ± 0,8 [2] mas / año |
Distancia | 2000 [2] pieza |
Detalles | |
Radio | 10 kilometros |
Luminosidad | 0,9 L ☉ |
Temperatura | centro (modelado): ~3 × 10 8 [3] K, superficie: ~ 1,6 × 10 6 K |
Rotación | 33,5028583 ms [2] |
Edad | 966 años |
Otras designaciones | |
SNR G184.6-05.8, 2C 481, 3C 144.0, SN 1054A, 4C 21.19, NGC 1952, PKS 0531 + 219, PSR B0531 + 21, PSR J0534 + 2200, CM Tau. | |
Referencias de la base de datos | |
SIMBAD | datos |
El Crab Pulsar es uno de los pocos púlsares que se identifican ópticamente. El púlsar óptico tiene aproximadamente 20 kilómetros (12 millas) de diámetro y tiene un período de rotación de aproximadamente 33 milisegundos, es decir, los "haces" del púlsar realizan aproximadamente 30 revoluciones por segundo. [3] El viento relativista que sale de la estrella de neutrones genera una emisión de sincrotrón , que produce la mayor parte de la emisión de la nebulosa, vista desde las ondas de radio hasta los rayos gamma . La característica más dinámica en la parte interior de la nebulosa es el punto donde el viento ecuatorial del púlsar choca contra la nebulosa circundante, formando un choque de terminación . La forma y posición de esta característica cambia rápidamente, con el viento ecuatorial apareciendo como una serie de características en forma de brizna que se empinan, se iluminan y luego se desvanecen a medida que se alejan del púlsar hacia el cuerpo principal de la nebulosa. El período de rotación del púlsar aumenta en 38 nanosegundos por día debido a las grandes cantidades de energía transportadas por el viento del púlsar. [8]
La nebulosa de cangrejo se utiliza a menudo como una fuente de calibración en la astronomía de rayos X . Es muy brillante en rayos X , y se sabe que la densidad de flujo y el espectro son constantes, con la excepción del púlsar en sí. El púlsar proporciona una fuerte señal periódica que se utiliza para verificar la sincronización de los detectores de rayos X. En astronomía de rayos X, "cangrejo" y "milicrab" se utilizan a veces como unidades de densidad de flujo. Un millicrab corresponde a una densidad de flujo de aproximadamente2,4 × 10 −11 ergio s −1 cm −2 (2,4 × 10 −14 W / m 2 ) en la banda de rayos X de 2 a 10 keV , para un espectro de rayos X "similar al de un cangrejo", que es aproximadamente una ley de potencia en la energía fotónica: I ~ E −1,1 . [ cita requerida ] Muy pocas fuentes de rayos X superan el brillo de un cangrejo.
Historia de la observación
La Nebulosa del Cangrejo fue identificada como el remanente de SN 1054 en 1939. Luego, los astrónomos buscaron la estrella central de la nebulosa. Había dos candidatos, a los que se hace referencia en la literatura como las estrellas "siguientes al norte" y "precedentes al sur". En septiembre de 1942, Walter Baade descartó la estrella "siguiente al norte", pero encontró que la evidencia no era concluyente para la estrella "precedente al sur". [9] Rudolf Minkowski , en el mismo número de The Astrophysical Journal que Baade, avanzó argumentos espectrales afirmando que la "evidencia admite, pero no prueba, la conclusión de que la estrella sur precedente es la estrella central de la nebulosa". [10]
A finales de 1968, David H. Staelin y Edward C. Reifenstein III informaron del descubrimiento de dos fuentes de radio pulsantes "cerca de la nebulosa del cangrejo que podrían coincidir con ella" utilizando la antena de radio Green Bank de 91 m (300 pies) . [11] Se les dio las designaciones NP 0527 y NP 0532. El período y ubicación del púlsar de la Nebulosa del Cangrejo NP 0532 fue descubierto por Richard VE Lovelace y colaboradores el 10 de noviembre de 1968 en el radioobservatorio de Arecibo . [12]
Un estudio posterior realizado por ellos, incluido William D. Brundage, también encontró que la fuente NP 0532 se encuentra en la Nebulosa del Cangrejo. [13] También se informó de una fuente de radio coincidente con la Nebulosa del Cangrejo a finales de 1968 por LI Matveenko en la Astronomía Soviética . [14]
Las pulsaciones ópticas fueron reportadas por primera vez por Cocke, Disney y Taylor usando el telescopio de 36 pulgadas (91 cm) en Kitt Peak del Observatorio Steward de la Universidad de Arizona. [15] Su descubrimiento fue confirmado por Nather, Warner y Macfarlane. [dieciséis]
Jocelyn Bell Burnell , quien co-descubrió el primer púlsar PSR B1919 + 21 en 1967, relata que a fines de la década de 1950 una mujer vio la fuente de la Nebulosa del Cangrejo en el telescopio de la Universidad de Chicago, luego se abrió al público y notó que parecía estar parpadeando. El astrónomo con el que habló, Elliot Moore, ignoró el efecto como centelleo , a pesar de la protesta de la mujer de que, como piloto cualificada, entendía el centelleo y esto era otra cosa. Bell Burnell señala que la frecuencia de 30 Hz del púlsar óptico de la Nebulosa del Cangrejo es difícil de ver para muchas personas. [17] [18]
El Crab Pulsar fue el primer púlsar en el que se rompió el límite de descenso utilizando varios meses de datos del observatorio LIGO . La mayoría de los púlsares no giran a una frecuencia de rotación constante, pero se puede observar que disminuyen a un ritmo muy lento (3,7 × 10 - 10 Hz / s en el caso del cangrejo). Este descenso se puede explicar como una pérdida de energía de rotación debido a varios mecanismos. El límite de giro es un límite superior teórico de la amplitud de las ondas gravitacionales que puede emitir un púlsar, asumiendo que todas las pérdidas de energía se convierten en ondas gravitacionales. La ausencia de ondas gravitacionales observadas en la amplitud y frecuencia esperadas (después de corregir el cambio Doppler esperado ) demuestra que otros mecanismos deben ser responsables de la pérdida de energía. La no observación hasta ahora no es totalmente inesperada, ya que los modelos físicos de la simetría rotacional de los púlsares ponen un límite superior más realista en la amplitud de las ondas gravitacionales varios órdenes de magnitud por debajo del límite de rotación descendente. Se espera que con la mejora de la sensibilidad de los instrumentos de ondas gravitacionales y el uso de tramos más largos de datos, se puedan observar en el futuro las ondas gravitacionales emitidas por los púlsares. [19] El único otro púlsar cuyo límite de rotación se ha roto hasta ahora es el Vela Pulsar .
En 2019, se observó que la Nebulosa del Cangrejo, y presumiblemente por lo tanto el Pulsar del Cangrejo, emitía rayos gamma superiores a 100 TeV, lo que la convierte en la primera fuente identificada de rayos cósmicos de energía ultra alta . [20]
Referencias
- ^ "La película espacial revela impactantes secretos del cangrejo Pulsar" (Comunicado de prensa). NASA . 19 de septiembre de 2002.
- ^ Un b c d Catálogo ATNF Pulsar base de datos de entrada . Ver Manchester, RN; et al. (2005), "The Australia Telescope National Facility Pulsar Catalog", Astronomical Journal , 129 (4): 1993-2006, arXiv : astro-ph / 0412641 , Bibcode : 2005AJ .... 129.1993M , doi : 10.1086 / 428488
- ^ a b Becker, W .; Aschenbach, B. (1995), "Observaciones ROSAT HRI del cangrejo Pulsar un límite superior de temperatura mejorado para PSR 0531 + 21", en Alpar, MA; Kızıloğlu, Ü .; van Paradijs, J. (eds.), Las vidas de las estrellas de neutrones , Actas del Instituto de estudios avanzados de la OTAN sobre las vidas de las estrellas de neutrones , 450 , Kluwer Academic , p. 47, arXiv : astro-ph / 9503012 , Bibcode : 1995ASIC..450 ... 47B , ISBN 978-0-7923-324-6-6
- ^ Supernova 1054: creación de la nebulosa del cangrejo .
- ^ Duyvendak, JJL (1942), "Más datos sobre la identificación de la nebulosa del cangrejo con la supernova de 1054 d. C. Parte I. Las antiguas crónicas orientales", Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico , 54 (318): 91, Bibcode : 1942PASP ... 54 ... 91D , doi : 10.1086 / 125409
Mayall, NU; Oort, Jan Hendrik (1942), "Más datos sobre la identificación de la nebulosa del Cangrejo con la supernova de 1054 dC Parte II. Los aspectos astronómicos", Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico , 54 (318): 95, Bibcode : 1942PASP ... 54 ... 95M , doi : 10.1086 / 125410 - ^ Brandt, K .; et al. (1983), "Registros antiguos y la supernova de la Nebulosa del Cangrejo", El Observatorio , 103 : 106, Bibcode : 1983Obs ... 103..106B
- ^ Zeilik, Michael; Gregory, Stephen A. (1998), Introducción a la astronomía y la astrofísica (4ª ed.), Saunders College Publishing, p. 369, ISBN 978-0-03-006228-5
- ^ Supernovas, estrellas de neutrones y púlsares .
- ^ Baade, Walter (1942), "The Crab Nebula", Astrophysical Journal , 96 : 188, Bibcode : 1942ApJ .... 96..188B , doi : 10.1086 / 144446
- ^ Minkowski, Rudolf (1942), "The Crab Nebula", Astrophysical Journal , 96 : 199, Bibcode : 1942ApJ .... 96..199M , doi : 10.1086 / 144447
- ^ Staelin, David H .; Reifenstein, III, Edward C. (1968), "Pulsating radio sources near the Crab Nebula", Science , 162 (3861): 1481–3, Bibcode : 1968Sci ... 162.1481S , doi : 10.1126 / science.162.3861.1481 , JSTOR 1725616 , PMID 17739779 , S2CID 38023534
- ^ IAU Circ. No. 2113, 1968 .
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- ^ Matveenko, LI (1968), "Posición de una fuente de pequeño tamaño angular en la nebulosa del cangrejo", Astronomía soviética , 12 : 552, Bibcode : 1968SvA .... 12..552M
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