第一紀 1048.1-5937 – 定義

導入

第一紀 1048.1-5937 は、りゅうこつ座に位置する異常な X 線パルサーです。その名が示すとおり、人工衛星 HEAO-2 (アインシュタイン) によって収集されたデータを使用して 1984 年にパルサーとして発見されました (X 線源の指定を参照)。当時としては異常

発見と識別

第一紀 1048.1-5937 は 1984 年に HEAO-2衛星によって発見されました。HEAO-2 衛星は、パルサーの方向に偶然近くに位置する広大なカリーナ星雲の観測の一環として、わずか 6 秒強の周期でパルス状の放射を発見しました。 1度以上）。このパルサーは当時、空にあまり正確に位置しておらず（約 4 分角のエラーボックス）、銀河面のこの領域の星の密度が非常に高かったため、光学的に対応するものの識別を困難にしていました。 1986 年、 EXOSAT衛星からの測定により、パルサーの位置をより正確に (10 秒角の精度で) 見つけることが可能になりました。当時、異常な X 線パルサーは既知の天体の動物物語の一部ではありませんでした。したがって、で放射するパルサーはX 連星であると考えられ、最終的にはその伴星によって生成される光学的に対応するものを見つける必要があります。したがって、1986 年にパルサーの位置を比較的正確に測定したことにより、見かけの等級が 19 に等しい星の形で光学的に対応する可能性のある星、つまり Be 星と考えられる星を提案することが可能になり、このシステムはバイナリ高質量。

1990年、銀河衛星による観測でパルサーがゆっくりと減速していることが確認され、その自転周期はHEAO-2衛星データ（1979年撮影）の6.437秒から、約10年遅れて6.4422秒となった。これにより、パルサーの減速光度(つまり、パルサーが分離されている場合に回転によって失われる出力) を約 3 × 10 ²⁶ W で測定することが可能になりましたが、X 線の領域での光度は非常に高かったのです。より高い（2×10 ²⁷ ～ 10 ²⁹ Wと推定）。したがって、エネルギー保存則により、パルサーから放射されるエネルギーは、星から来てその下に落下する物質のエネルギーによるものであることは確実であるように思われた（降着と呼ばれる現象）。このような配置では、パルサーが伴星の周りを移動するため、パルサーの周期の変調が予想されました。しかし、そのような変調は見られず、このシステムの性質を強く制約していました。実際、光学対応星の同定の可能性に基づいて 1986 年に提案された Be 星を伴うシナリオに加えて、非常に低質量の伴星 (したがって低質量 X 線連星を形成する) の可能性も考えられました。この時点では、せいぜい、別のパルサーである PSR J2301+5852 (当時 2E 2259.0+5836 と呼ばれていた) との強い類似性が認められましたが、これも非常に長い周期 (7 秒) を持ち、目に見える伴星はありませんでした。 2年後の1992年にヨーロッパ南天天文台(ESO)で撮影された可視領域のより深い画像では、このパルサーの伴星を明確に特定することはできませんでした。このパルサーがバイナリ参照X 線バイナリのメンバーであるという仮説により、このオブジェクトはPSR J2301+5852のような不確定な性質の非定型 X バイナリに分類されます。この天体やその類似物を説明するために「異常な」X パルサーという用語が使用されたのもこの年でした。 1997 年、超新星残骸(ケステベン 73 ) 内で非常に若いパルサー ( PSR J1841-0456 ) とその座が証明されたことで、新しいクラスの天体である異常 X パルサーが実際に存在し、X 連星とは区別されることが証明されました。 。