Větrná mlhovina Pulsar - Pulsar wind nebula

The Vela Pulsar (uprostřed) a okolní pulsární větrná mlhovina
Vnitřní Krabí mlhovina. Střední část ukazuje pulsární větrnou mlhovinu, přičemž červená hvězda ve středu je Krabí Pulsar. Obrázek kombinuje optická data z Hubble (červeně) a rentgen data z Chandra (v modré).

A pulsar větrná mlhovina (PWN, množné číslo PWNe), někdy nazývaný a plerion (odvozeno z řečtiny „πλήρης“, pleres, což znamená „plný“),[1] je typ mlhovina někdy se nachází uvnitř pláště a zbytek supernovy (SNR), poháněn větry generovanými centrální pulsar. Tyto mlhoviny byly navrženy jako třída v roce 1976 jako vylepšení v rádiové vlnové délky uvnitř zbytků supernovy.[1] Od té doby se zjistilo, že jsou infračervené, optické, milimetrové rentgen[2] a gama paprsek Zdroje.[3][4]

Vývoj pulsárních větrných mlhovin

Větrné mlhoviny Pulsar se vyvíjejí v různých fázích.[2][5] Nové pulsární větrné mlhoviny se objevují brzy po vytvoření pulsaru a obvykle sedí uvnitř a zbytek supernovy, například Krabí mlhovina,[6] nebo mlhovina ve velkém Vela Supernova Remnant.[7] Jak pulsární větrná mlhovina stárne, zbytek supernovy se rozptýlí a zmizí. Postupem času se mohou stát mlhoviny pulsárního větru šok z luku mlhoviny obklopující milisekundu nebo pomalu rotující pulzary.[8]

Vlastnosti pulsárních větrných mlhovin

Pulsarové větry se skládají z nabitých částic (plazma ) zrychlil na relativistické rychlosti rychle se točící, obrovsky silný magnetické pole nad 1 teragauss (100 miliónů teslas ), které jsou generovány rotujícím pulzarem. Pulzní vítr často proudí do okolního mezihvězdného média a vytváří postavení rázová vlna nazývá se „šok ukončení větru“, kde vítr zpomaluje na subrelativistickou rychlost. Za tímto poloměrem synchrotron zvýšení emisí v magnetizovaném toku.

Větrné mlhoviny Pulsar často vykazují následující vlastnosti:

  • Zvyšující se jas směrem ke středu, bez skořápkové struktury, jak je vidět na zbytcích supernovy.
  • Velmi polarizovaný tok a byt spektrální index v rádiovém pásmu α = 0–0,3. Index strmí na rentgenových energiích kvůli ztrátám synchrotronového záření a v průměru má index rentgenových fotonů 1,3–2,3 (spektrální index 2,3–3,3).
  • Velikost rentgenového záření, která je obecně menší než jejich rádiová a optická velikost (kvůli menší životnosti synchrotronů elektronů s vyšší energií).[5]
  • Fotonový index v TeV energie gama záření ~ 2,3.

Větrné mlhoviny Pulsar mohou být silnými sondami interakce pulsar / neutronová hvězda s okolím. Jejich jedinečné vlastnosti lze použít k odvození geometrie, energetiky a složení pulsárního větru, prostorové rychlosti samotného pulsaru a vlastností okolního média.[4]

Viz také

Reference

  1. ^ A b Weiler, K. W .; Panagia, N. (listopad 1978). „Jsou zbytky supernovy (Plerions) krátkodobého typu?“. Astronomie a astrofyzika. 70: 419–422. Bibcode:1978A & A .... 70..419W.
  2. ^ A b Safi-Harb, Samar (prosinec 2012). "Zbytky plerionické supernovy". Sborník z konference AIP: 5. mezinárodní setkání o vysokoenergetické gama záření. Sborník konferencí AIP. 1505: 13–20. arXiv:1210.5406. Bibcode:2012AIPC.1505 ... 13S. doi:10.1063/1.4772215. S2CID  119113738.
  3. ^ Guetta, Dafne; Granot, Jonathan (březen 2003). "Pozorovací důsledky plerionického prostředí pro záblesky gama záření". Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 340 (1): 115–138. arXiv:astro-ph / 0208156. Bibcode:2003MNRAS.340..115G. doi:10.1046 / j.1365-8711.2003.06296.x. S2CID  14308769.
  4. ^ A b Gaensler, Bryan M .; Slane, Patrick O. (září 2006). „Evoluce a struktura pulzárních větrných mlhovin“. Výroční přehled astronomie a astrofyziky. 44 (1): 17–47. arXiv:astro-ph / 0601081. Bibcode:2006ARA & A..44 ... 17G. doi:10.1146 / annurev.astro.44.051905.092528. S2CID  10699344.
  5. ^ A b Slane, Patrick O .; Chen, Yang; Schulz, Norbert S .; et al. (Duben 2000). „Chandra Observations of the Crab-like Supernova Remnant G21.5-0.9“. Astrofyzikální deník. 533 (1): L29 – L32. arXiv:astro-ph / 0001536. Bibcode:2000ApJ ... 533L..29S. doi:10.1086/312589. PMID  10727384. S2CID  17387448.
  6. ^ Hester, J. Jeff (září 2008). „Krabí mlhovina: astrofyzikální chiméra“. Výroční přehled astronomie a astrofyziky. 46 (1): 127–155. Bibcode:2008ARA & A..46..127H. doi:10.1146 / annurev.astro.45.051806.110608.
  7. ^ Weiler, K. W .; Panagia, N. (říjen 1980). „Vela X a vývoj Plerions“. Astronomie a astrofyzika. 90 (3): 269–282. Bibcode:1980A & A .... 90..269W.
  8. ^ Stappers, B. W .; Gaensler, B. M .; Kaspi, V. M .; et al. (Únor 2003). „Rentgenová mlhovina spojená s milisekundovým pulzarem B1957 + 20“. Věda. 299 (5611): 1372–1374. arXiv:astro-ph / 0302588. Bibcode:2003Sci ... 299.1372S. doi:10.1126 / science.1079841. PMID  12610299. S2CID  19659750.

externí odkazy