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Krabbenpulsar
Der Krebsnebel mit dem Krebspulsar. Dieses Bild kombiniert optische Daten von Hubble-Weltraumteleskop in Rot- und Röntgenbildern der Chandra Röntgenobservatorium in Blau.
Art	Pulsar
Andere Indikationen	PSR B0531 21, PSR J0534 2200, NP 0532
Beobachtungsdaten
Standardepoche	J2000
Rektaszension	05Sie 34ich 31,97so
Deklination	22° 00′ 52,1″
Scheinbare Helligkeit	16,5 mag
Entfernung	7170 lj
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Das KrabbePulsar (PSR B0531 21) ist ein relativ junges Neutronenstern. Der Stern ist der zentrale Stern im Krabbennebel, ein Supernova-Überrest des SupernovaSN 1054 die bereits im Jahr 1054 n. Chr. von Wissenschaftlern aufgezeichnet wurde.

Der Krab-Pulsar ist einer der wenigen Pulsare, der optisch nachgewiesen wurde. Dies bedeutet, dass er im sichtbaren Licht beobachtet werden kann, eine Seltenheit für Pulsare. Dieser optische Pulsar hat einen Durchmesser von etwa 20 Kilometern und die Jetstreams rotieren alle 33 Millisekunden einmal (genauer: 33,4033474094 ms), also 30 Mal pro Sekunde. Der ausströmende relativistische Wind des Neutronensterns erzeugt Synchrotronstrahlung, der Großteil der Strahlung des Krebsnebels, die von Radiowellen bis um gamma Strahlen. Der dynamischste Punkt des Nebels ist dort, wo der äquatoriale Wind des Pulsars mit dem umgebenden Nebel kollidiert und ein a "Kündigungsschock" entsteht. Die Form und Position dieses Phänomens ändert sich schnell und heftig, wobei die äquatorialen Winde geisterhafte Formen annehmen, nach oben schießen und sich verstärken, dann vom Pulsar verschwinden und im Inneren des Nebels verschwinden. Die Rotationsperiode verlangsamt sich um 38 . jeden Tag Nanosekunden aufgrund der großen Menge an Energie, die von der Sternenwind des Pulsars.

Der Krebsnebel wird oft als Kalibrierungsquelle in der Röntgenastronomie. Es ist eine starke Quelle von röntgen und der Flussdichte und der elektromagnetisches Spektrum sind ziemlich konstant, mit Ausnahme des Pulsars selbst. Der Pulsar sendet ein starkes periodisches Signal aus, das verwendet wird, um das Timing der Röntgendetektoren zu steuern. In der Röntgenastronomie werden die Begriffe „Krabbe“ und „Millikrab“ sogar als Einheiten für die Flussdichte verwendet. Nur sehr wenige Röntgenquellen produzieren mehr als 1 Krabbe.

Beobachtungen

Röntgenaufnahme des Krebsnebels, aufgenommen von der by Chandra Röntgenobservatorium.

Der Krebsnebel wurde 1939 als Supernova-Überrest von SN 1054 identifiziert. Astronomen begannen dann mit der Suche nach dem Zentralstern des Nebels. Zwei Kandidaten wurden entdeckt, eine nördliche und eine südliche Variante. 1942 geschlossen Walter Baade die nördliche, fand aber die Beweise für die südliche nicht überzeugend genug. In der gleichen Ausgabe von Astrophysikalisches Journal kam Rudolf Minkowski mit fortgeschrittenen Spektraldaten, die ebenfalls stark auf den Südstern hindeuteten.

1968 berichteten Staelin und Reifenstein III über die Entdeckung zweier gepulster Radioquellen in der Nähe des Krebsnebels mit dem Green Bank 300ft Teleskop. Sie erhielten die Bezeichnungen NP 0527 und NP 0532. Die Periode und der Standort des Krebsnebel-Pulsars NP0532 wurden von Richard Lovelace und Mitarbeitern am 10. November 1968 mit dem Arecibo (Radioteleskop).

Eine Zeitlupenanimation des Krabpulsars im Wellenlänge von 800 Nanometern (nahes Infrarot), aufgenommen mit einer 'Lucky Imaging'-Kamera der Universität von Cambridge, zeigt den hellen Puls und den schwächeren Zwischenpuls.

Eine nachfolgende Studie von ihnen, einschließlich Brundage, kam ebenfalls zu dem Schluss, dass die Quelle von NP 0532 im Krebsnebel lag. Eine Radioquelle aus dem Krebsnebel wurde auch von Matveenko in . identifiziert Astronomieberichte Report 1968 veröffentlicht.

Pulse in optischem Licht wurden erstmals von Cocke, Disney und Taylor unter Verwendung des Steward-Observatorium des Universität von Arizona. Die Entdeckung wurde von Nather, Warner und Macfarlane bestätigt.

Der Krab-Pulsar war der erste Pulsar, der die Spin-Down-Grenze nach mehrmonatiger Beobachtung durch die LIGO. Die meisten Pulsare rotieren nicht mit einer konstanten Rotationsfrequenz, aber die Beobachtung zeigt, dass sie sich sehr langsam verlangsamen (≈ −3,7×10⁻¹⁰ Hz s^−1[1] beim Krebspulsar). Dieser „Spin-Down“ kann als Rotationsenergieverlust aufgrund verschiedener Mechanismen erklärt werden. Die Spin-Down-Grenze ist eine theoretische Obergrenze für die Amplitude von Gravitationswellen dass ein Pulsar emittieren kann, wenn der gesamte Energieverlust in Gravitationswellen umgewandelt wird. Da keine Gravitationswellen mit der erwarteten Amplitude und Frequenz beobachtet wurden (nach der Korrektur für die erwarteten Doppler-Effekt) ist ein Beweis dafür, dass andere Mechanismen für den Energieverlust verantwortlich sein müssen. Dieser fehlende Beweis war nicht völlig unerwartet, da physikalische Gravitationswellenmodelle der Rotationssymmetrie von Pulsaren eine realistischere obere Amplitudengrenze von mehreren Größenordnungen unterhalb dieser Spin-Down-Grenze liefern. Der einzige andere Pulsar, für den diese Spin-Down-Grenze ungültig wurde, ist der Vela-Pulsar. Es ist zu hoffen, dass Gravitationswellenmessgeräte in Zukunft eine empfindlichere Reichweite haben und große Datenmengen noch mehr Fragen zu Pulsaren beantworten können.

Externer Link

(und) Krabbenpulsar im SIMBAD

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