Раковиден Пулсар

Раковиден Пулсар (PSR B0531+21 или Баадеова ѕвезда) — релативно млада неутронска ѕвезда. Ѕвездата е средна ѕвезда во Раковидната Маглина, остаток од суперновата SN 1054, која била нашироко забележана на Земјата во 1054 година. Откриен во 1968 година, пулсарот бил првиот што бил поврзан со остаток од супернова.
Раковидниот пулсар е еден од ретките пулсари кои може да се идентификуваат оптички. Оптичкиот пулсар е приближно 20 километри во пречик и има вртежен период од околу 33 милисекунди, односно пулсарските „зраци“ изведуваат околу 30 вртежи во секунда. Одливот на релативистички ветар од неутронската ѕвезда генерира синхротронска емисија, која го произведува најголемиот дел од емисијата од маглината, гледана од радио брановите до гама зраците. Најдинамичната карактеристика во внатрешниот дел на маглината е точката каде што екваторијалниот ветер на пулсарот удира во околната маглина, формирајќи завршен удар. Обликот и положбата на оваа карактеристика брзо се менуваат, при што екваторијалниот ветер се појавува како низа карактеристики налик на шушка кои се стрмни, осветлуваат, а потоа бледнеат додека се оддалечуваат од пулсарот во главното тело на маглината. Периодот на вртење на пулсарот се зголемува за 38 наносекунди дневно поради големите количества на енергија однесени во пулсарскиот ветер.
Раковидната Маглина често се користи како извор за калибрација во астрономијата на Х-зраци. Тој е многу светол на рендгенските зраци, а познато е дека густината на флуксот и спектарот се константни, со исклучок на самиот пулсар. Пулсарот обезбедува силен периодичен сигнал кој се користи за проверка на времето на детекторите на Х-зраци. Во астрономијата со рендгенски зраци, „рак“ и „миликраб“ понекогаш се користат како единици за густина на флуксот. Миликраб одговара на густина на флукс од околу 2.4×10<sup>−11</sup> erg s<sup>−1</sup> cm<sup>−2</sup> (2.4×10<sup>−14</sup> W/m<sup>2</sup>), за спектар на рендгенски зраци „како рак“, кој е приближно закон за моќност во фотонската енергија: ''I'' ~ ''E''<sup>−1.1</sup>. Многу малку извори на Х-зраци некогаш надминуваат еден рак во светлина.
Откриена е импулсна емисија до 1,5 TeV од Раковидниот пулсар. Единствениот друг познат пулсар со емисија во овој енергетски опсег е Вела на 20 TeV.
1 Историја на набљудување
Раковидната Маглина била идентификувана како остаток од SN 1054 до 1939 година. Астрономите потоа ја барале средишната ѕвезда на маглината. Постоеле двајца кандидати, кои во литературата се нарекуваат ѕвезди од „северот следен“ и „претходниот југ“. Во септември 1942 година, Валтер Баде ја отфрлил ѕвездата од „северот што следи“, но доказите ги сметал за неубедливи за ѕвездата „јужна претходна“. Рудолф Минковски, во истото издание на ''The Astrophysical Journal'' како и Баде, изнел спектрални аргументи тврдејќи дека „доказите го признаваат, но не го докажуваат заклучокот дека јужната ѕвезда е средишната ѕвезда на маглината“.
Кон крајот на 1968 година, Дејвид Х. Стаелин и Едвард Ц. Рајфенштајн III објавиле дека откриле два брзо различни радиоизвори „во близина на Раковидната Маглина што може да се совпадне со неа“ со помош на 91 метарската радио антена Green Bank. Тие ги добиле ознаките NP 0527 и NP 0532. Периодот од 33 милисекунди и местоположбата на пулсарот на маглината Раковидната Маглина NP 0532 бил откриен од Ричард В.Е. Лавлејс и соработниците на 10 ноември 1968 година, во радио опсерваторијата Аресибо. Откривањето на пулсарот со толку краток период докажало дека пулсарите се ротирачки неутронски ѕвезди (не пулсирачки бели џуџиња, како што сугерирале многу научници). Набргу по откривањето на Раковидниот пулсар, Дејвид Ричардс открил (со помош на телескопот Аресибо) дека таа се врти надолу и, според тоа, ја губи својата вртежна енергија. Томас Голд покажал дека моќта на вртење на пулсарот е доволна за напојување на Раковидната Маглина.
Последователно истражување од нив, вклучително и Вилијам Д. Брундејџ, исто така открило дека изворот NP 0532 се наоѓа во Раковидната Маглина. Радио извор, исто така, бил пријавен дека се совпаѓа со Раковидната Маглина кон крајот на 1968 година од Л.И. Матвеенко во ''Советска астрономија''.
Оптичките пулсирања први баиле пријавени од Кок, Дизни и Тејлор користејќи телескоп на Кит Пик од опсерваторијата Стјуард на Универзитетот во Аризона. Оваа опсервација поседувала аудио лента која ги снимала пулсирањата и оваа лента ги снимила гласовите на Џон Кок, Мајкл Дизни и Боб Мекалистер (ноќниот асистент) во времето на откритието. Нивното откритие го потврдиле Натер, Ворнер и Макфарлејн.
Џоселин Бел Бурнел, која го открила првиот пулсар PSR B1919+21 во 1967 година, раскажува дека во доцните 1950-ти една жена ја гледала Раковидната маглина на телескопот на Универзитетот во Чикаго, потоа отворен за јавноста и забележала дека дека трепка. Астрономот со кој разговарала, Елиот Мур, го занемарил ефектот како сцинтилација, и покрај протестот на жената дека како квалификуван пилот ја разбира сцинтилацијата, а тоа е нешто друго. Бел Барнел забележува дека 30 Фреквенцијата на Hz на оптичкиот пулсар на маглината е тешко за многу луѓе да ја видат.
Во 2007 година, било објавено дека Чарлс Шислер открил небесен извор на радио емисија во 1967 година на местоположба во Раковидната Маглина, користејќи радарски систем на воздухопловните сили на САД во Алјаска дизајниран како систем за рано предупредување за откривање интерконтинентални балистички ракети. Овој извор подоцна бил разбран од Шислер како Рак пулсар, откако била објавена веста за првичните пулсарни откритија на Бел Барнел. Сепак, откривањето на Шислер не било јавно објавено четири децении поради класифицираната природа на радарските набљудувања.
Раковиот пулсар бил првиот пулсар за кој била пробиена ''границата на вртење надолу'' користејќи неколкумесечни податоци на опсерваторијата LIGO. Повеќето пулсари не се вртат со постојана фреквенција на вртење, но може да се забележи дека забавуваат со многу бавна брзина (3,7 Hz/s). Овој спин-надолу може да се објасни како губење на енергијата на вртење поради различни механизми. Границата на спин-надолу е теоретска горна граница на амплитудата на гравитационите бранови што може да ги емитува пулсарот, под претпоставка дека сите загуби во енергија се претвораат во гравитациски бранови. Ниту еден гравитациски бран забележан на очекуваната амплитуда и фреквенција (по корекција на очекуваното доплерско поместување) докажува дека други механизми мора да бидат одговорни за загубата на енергија. Досегашното ненабљудување не е сосема неочекувано, бидејќи физичките модели на вртежната симетрија на пулсарите поставуваат пореална горна граница на амплитудата на гравитационите бранови неколку реда на големина под границата на спин-надолу. Постои надеж дека со подобрување на чувствителноста на инструментите на гравитационите бранови и употребата на подолги растојанија на податоци, во иднина ќе се набљудуваат гравитационите бранови емитирани од пулсарите. Единствениот друг пулсар за кој досега била пробиена границата на спин надолу е Вела.
Во 2019 година, Раковидната Маглина, а веројатно затоа и Раковидниот пулсар, било забележано дека емитува гама зраци повеќе од 100 TeV, што го прави првиот идентификуван извор на ултра-високо-енергетски космички зраци.
Во 2023 година, многу долгата основна интерферометрија (VLBI) била искористена за да се спроведе прецизна астрометрија користејќи ја радио џиновската пулсна емисија на Crab Pulsar, со што се мери прецизно растојание до Crab Pulsar.