船帆座脉冲星
此条目介绍的是与船帆座超新星残骸相关联的脉冲星。关于高质量X联星系统，请见“船帆座X-1”。
船帆座脉冲星（PSR J0835-4510 或 PSR B0833-45）是一个发射电波、可见光、X射线、和γ射线的脉冲星，并且和船帆座的船帆座超新星残骸相关联。它的母恒星是距离地球大约800光年，大约在11,000-12,300年前爆发的II型超新星。
| 观测资料 历元 J2000 | |
|---|---|
| 星座 | 船帆座 |
| 星官 | |
| 赤经 | 08h 35m 20.65525s[1] |
| 赤纬 | -45° 10′ 35.1545″[1] |
| 视星等（V） | 23.6 |
| 天体测定 | |
| 距离 | 959+248 −163 ly (294+76 −50[2] pc) |
| 其他命名 | |
| 参考数据库 | |
| SIMBAD | 资料 |
特性
编辑船帆座脉冲星是天空中最亮的脉冲星（在电波频率），每秒钟旋转11.195次[3]（也就是89.33毫秒，在发现当时是已知周期最短的），并且估计超新星爆炸残骸以1,200 km/s（750 mi/s）向外移动[4]。它是所有已知可见光脉冲星中第三亮的（视星等23.6等）[5]，每一次电波脉冲会有两次光学脉冲。船帆座脉冲星是高能伽玛射线天空中现存最亮且持久的天体。
自转突变
编辑自转突变是脉冲星旋转时突然的改变转速。船帆座脉冲星是所有自转突变中最有名的，平均每三年发生一次改变。目前尚无法预测自转突变。
2016年12月12日，首次用足够大的单脉冲电波望远镜（澳洲普莱森特山电波天文台的26米望远镜）直接观察到。这次的观测表明，这颗脉冲星是无效的（即没有脉冲），但之前的脉冲非常广泛，并且后续的两个脉冲具有低线偏振。看起来，自转突变的过程的发生花不到5秒钟的时间[6]。
研究活动
编辑1968年，雪梨大学的天文学家找到了船帆座脉冲星与船帆座超新星残骸的关联性[7]，是超新星形成中子星的直接观测证据。
凯洛洛（Kellogg）等人与乌呼鲁卫星太空船在1970-71间的资料进行的研究显示，船帆座脉冲星和船帆座X是分离，但在空间上有关联的天体。船帆座X这个术语愈来描述整个超新星残骸[8]。魏勒（Weiler）和帕纳吉亚（Panagia）在1980年确定船帆座X实际上是一个脉冲星风云。它包含在微弱的超新星残骸中，由脉冲星释放的能量驱动[9]。
名称
编辑这个脉冲星有时被称为船帆座X，但船帆座X既不是船帆座脉冲星，也不是船帆座X星云。在1956-57年，使用米尔斯十字望远镜对船帆座和船尾座的区域进行电波观察，确定了三个强大的电波源：船帆座X，船帆座Y，和船帆座Z。这些电波源在观测上接近船尾座A超新星残骸，而该残骸也是一个强大的X射线和电波源[10]。
无论是船帆座脉冲星或任何相关联的星云都不应与船帆座X-1混为一谈。后者是一个在观测上位置接近，但毫无关连性的高质量X射线联星系统。
在音乐中
编辑船帆座脉冲星和脉冲星PSR B0329+54的排放量被法国作曲家Gérard Grisey 转换成可听见的声音，并用于他的作品Le noir de l'étoile（1989–90）[11][12][13]。
图集
编辑-
来自船帆座脉冲星的伽玛射线脉冲循环。 -
船帆座脉冲星在银河系中的位置。 -
由八幅船帆座脉冲星图像组成的循环影片。
参考资料
编辑- ^ 1.0 1.1 NAME Vela Pulsar. SIMBAD. 斯特拉斯堡天文资料中心.
- ^ Caraveo, P. A.; De Luca, A.; Mignani, R. P.; Bignami, G. F. The Distance to the Vela Pulsar Gauged with Hubble Space Telescope Parallax Observations. Astrophys. J. November 2001, 561 (2): 930–937. Bibcode:2001ApJ...561..930C. arXiv:astro-ph/0107282
. doi:10.1086/323377.
- ^ Manchester, R. N.; Hobbs, G. B.; Teoh, A.; Hobbs, M. ATNF Pulsar Catalogue: J0835-4510. VizieR On-line Data Catalog. August 2005 [2020-09-05]. Bibcode:2005yCat.7245....0M. （原始内容存档于2016-03-04）.
- ^ Lyne, Andrew G.; Graham-Smith, Francis. Pulsar Astronomy 2nd. Cambridge University Press. 1998. ISBN 0-521-59413-8.
- ^ Mignani, R. P.; Zharikov, R. P.; Caraveo, P. A. The Optical Spectrum of the Vela Pulsar. Astronomy and Astrophysics. October 2007, 473 (3): 891–896. Bibcode:2007A&A...473..891M. arXiv:0707.2036 . doi:10.1051/0004-6361:20077774.
- ^ Palfreyman, J.; Dickey, J. M.; Hotan, A.; Ellingsen, S.; van Straten, W. Alteration of the magnetosphere of the Vela pulsar during a glitch. Nature. April 2018, 556 (7700): 219–222. Bibcode:2018Natur.556..219P. PMID 29643483. doi:10.1038/s41586-018-0001-x.
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- ^ Kellogg, E.; Tananbaum, H.; Harnden, F. R., Jr.; Gursky, H.; Giacconi, R.; Grindlay, J. The X-ray Structure of the Vela X Region Observed from Uhuru. The Astrophysical Journal. August 1973, 183: 935–940. Bibcode:1973ApJ...183..935K. doi:10.1086/152279.
- ^ Weiler, K. W.; Panagia, N. Vela X and the Evolution of Plerions. Astronomy and Astrophysics. October 1980, 90 (3): 269–282. Bibcode:1980A&A....90..269W.
- ^ Rishbeth, H. Radio Emission from the Vela-Puppis Region. Australian Journal of Physics. December 1958, 11 (4): 550–563. Bibcode:1958AuJPh..11..550R. doi:10.1071/PH580550 .
- ^ Del Re, Giuseppe. The Cosmic Dance: Science Discovers the Mysterious Harmony of the Universe
. Philadelphia: Templeton Foundation. 2000: 24–25. ISBN 978-1-890151-25-6.
- ^ Luminet, Jean-Pierre. Illuminations: Cosmos et esthétique. Paris: Odile Jacob. 2011: 419–420. ISBN 978-2-7381-2562-0 （法语）.
- ^ Gérard Grisey (1946-1998): Le Noir de l'Étoile (1989-1990). IRCAM. [12 January 2016]. （原始内容存档于2015-09-25） （法语）.
外部链接
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