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蟹狀星雲脈衝星
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蟹狀星雲脈衝星（PSR B0531+21）是一顆相當年輕的中子星。它是超新星SN 1054的遺蹟——蟹狀星雲中心的天體。那顆超新星當時在地球上的許多國家都有觀測記錄[3][4][5][6]。該脈衝星於1968年發現，成為首顆已確認與超新星遺蹟有關的脈衝星[7]。
這顆光學脈衝星直徑大約25千米，自轉周期為33毫秒，即每秒自轉30次。中子星上泄出的與光速可相比的風產生同步輻射，這使得星雲不斷發射出從無線電波到γ射線的電磁波。星雲內部最活躍的特點是脈衝星的赤道風猛烈衝擊稀疏的其他區域，形成激波陣面。這種激波的形狀和位置瞬息萬變，赤道風一陣陣地形成然後漸漸減弱並消失，這是因為它們進入了遠離脈衝星的星雲內部。由於脈衝風帶走大量能量，脈衝星的自轉周期每天減慢38納秒[8]。
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輻射
蟹狀星雲常用作X射線天文學中衡量X射線強度的標準之一。它發射的X射線非常強，通量密度和電磁波譜是已知的常數。這顆脈衝星提供一個周期性的強信號，可用於調整X射線探測器的計時。X射線天文學中，crab（等於蟹狀星雲輻射強度）和millicrab（蟹狀星雲輻射強度的千分之一）有時用作通量密度的單位。一個millicrab相當於通量密度為大約2.4×10−11erg s−1 cm−2（2.4×10−14W m−2）。在2–10keV的X-ray波段，即類似於蟹狀星雲的X射線波譜，大致是質子能量的安冪函數，其中I(E)=9.5 E-1.1。極少數X射線源能超過蟹狀星雲的輻射強度。
歷史
在可見光區識別出星雲的中心天體標誌着蟹狀星雲的現代歷史的開端。此時研究的焦點是接近星雲中心的兩顆天體（文獻中稱作north following 和south preceding，分別是北後方和南前方的意思）。1942年9月，沃爾特·巴德排除了北後方天體的可能性，但發現了南前方天體可能存在的證據[9]。魯道夫·閔可夫斯基在天文物理期刊的相同一期中提供了更多的光譜參數，以說明「存在證據但無法證明南前方的天體就是星雲的中心天體」[10] 。
1968年後期，大衛·H·施特林（David H. Staelin）和第三代愛德華·C·賴芬斯坦（Edward C. Reifenstein III）報告使用300英尺的綠岸射電望遠鏡發現兩個靠近蟹狀星雲並可能相符的脈衝無線電波源[11]。它們的編號是NP 0527和NP 0532。蟹狀星雲脈衝星NP 0532的位置和周期由理查德·洛夫萊斯與它的同事於1968年11月10日在阿雷西博射電天文台確定[12]。
後來由威廉·D·布倫戴奇（William D. Brundage）等人進行的研究發現射電源NP 0532位於蟹狀星雲內部[13]。1968年後期，L·I·馬特維恩科也在蘇聯天文學期刊上報道與蟹狀星雲相符的射電源[14]。
光學脈衝信號則是由納特、沃納爾和麥克法蘭於1969年2月報道的[15]。
1967年發現首顆脈衝星PSR B1919+21的約瑟琳·貝爾·伯奈爾使用芝加哥大學的望遠鏡在20世紀50年代後期觀測過蟹狀星雲的射電源，並記錄下它是閃爍的。她將此告訴天文學家埃利奧特·摩爾，後者卻不認為此現象是天文閃爍。儘管她主張她是合格的飛行員，並了解這不是一般的閃爍，還是無濟於事。約瑟琳·貝爾·伯奈發現蟹狀星雲的30Hz頻率光學脈衝星是大部分人很難看見的[16][17]。
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類行星伴星
1970年，天文學家柯蒂斯·米歇爾（Curtis Michel）提出存在一顆類行星伴星，使得脈衝星的周期發生確定的變化[18]。這個假想的天體大約為0.00001倍太陽質量（3.3倍地球質量），它可能位於距離脈衝星0.3天文單位的地方。
參考資料
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