かに星雲からの異常に硬い放射線の放出が検出されました

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3つの望遠鏡からのかに星雲の合成画像。

MAGIC(Major Atmospheric Gamma-ray Imaging Cherenkov)望遠鏡を使用している科学者は、かに星雲のPSR B0531 +21パルサーからこれまでに記録されたパルス放射の最もエネルギッシュなバーストを発見しました。ジャーナルAstronomy&Astrophysicsに掲載されたレポートによると、この放射線の出力は1.5テラエレクトロンボルト(TeV)に達します。

かに星雲のパルサーは、かに星雲自体を形成した超新星爆発によって残された中性子星です。その質量は太陽の約1.5倍で、回転速度は毎秒30回転に達し、太陽よりも約1万億強い磁場に囲まれています。このフィールド(磁気圏)は、電荷を星の表面と同じ速度で回転させるのに十分強力です(この場合、表面は条件付きの概念です)。磁場の回転はまた、電子を加速し、この加速によって、私たちが地球から収集する放射線を生成します。

かに星雲のパルサーの観測は、スペインのラパルマ島にあるロケデロスムチャチョス天文台にあるMAGIC Cherenkov望遠鏡を使用して、2007年2月から2014年4月までの7年間実施されました。かに星雲の非常に大きなアレイからのデータ。

科学者たちは、PSRパルサーB0531 +21からこれまでに記録されたパルス放射の最も強力なバーストを発見しました。しかし、途方もないエネルギーを持っているガンマ線がラジオやX線と同期していたことは注目に値します。

通常、光子は2つの別々のビームで到着し、中性子星の表面から遠く離れて作成する必要があります。これらの光線は、磁気圏の周辺のどこか、またはその向こう側で、パルサーの周りの粒子の超相対論的風の中で形成されるため、電子はそのようなエネルギーに加速すると同時に、磁気圏による大きな吸収を回避できます。ただし、TeV線は、磁気圏内で生成される可能性が最も高い電波およびX線と同期していました。ビームのそのような正確な同期を説明するために、研究の著者は2つのメカニズムを提案します。

最初の説明は、パルサー磁気圏に希薄領域があることを前提としています。これらの希薄化されたセクションを介して、TeV陽電子はコンプトン散乱を介して赤外線光子のクラスターにエネルギーを与えます。ここで、これらの高エネルギー光子は吸収され、GeVから数TeVの範囲のエネルギーを持つ二次電子-陽電子対の形成につながります。次に、磁気圏の希薄化された領域で、これらのペアは光子によって散乱され、10GeVから5TeVのエネルギーをそれらに与えます。これらの光子は磁気圏を離れ、地球からそれらのいくつかを観察することができます。ただし、この説明は既存の理論と完全には一致していません。

別のバージョンは、パルサーの近くの小さな領域での冷たい超相対論的風による説明です。そこでは、電子または陽電子を介したシンクロトロン放射が赤外線とX線にエネルギーを与えることができます。しかし、ここでの難しさは、光子が科学者が登録した高エネルギーを受け取るためには、これらのセクションの半径がかなり大きくなければならないという事実にあります。セクションの半径が大きいため、粒子は100GeVを超えるエネルギーを受け取ることができません。

現時点では、標準的な理論に同意することが難しいため、科学者はTeV排出量がどこでどのように発生するかを正確に説明することはできません。それにもかかわらず、科学者によると、ビーム同期効果が小さな領域でどのようにそしてどこで達成されるかという問題は、現代物理学にとって完全に解決可能な問題です。

パルサーは、電波、光学、X線、ガンマ線の宇宙線源です。それらは20世紀半ばに発見され、最初は電波の高速パルスを放出する非常に星のような物体として科学者に提示されました。後に、パルサーは強力な磁場を持った急速に回転する中性子星であり、それがその磁極から強い電波を放出することを発見しました。極の回転により、観測者には、回転する星の光が点滅し、その後消え、そして再び現れる、つまり「脈動」しているように見えます。

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