Plerion

Plerion (din altă greacă πλήρης „plin”; engleză  pulsar wind nebuloasă ) este un termen care a fost introdus în 1978 de Wyler și Panagia, adică alimentarea nebuloasei de către vântul pulsarului . În faza incipientă (primele câteva mii de ani) a evoluției lor, plerionii se găsesc adesea în interiorul învelișurilor rămășițelor supernovei . Cu toate acestea, plerionii pot fi găsiți și în apropierea pulsarilor vechi ale căror rămășițe de supernova a dispărut, inclusiv pulsarii radio vechi cu o perioadă de milisecunde (exemplu: Stappers et al. 2003). [1] Nebuloasa Crab poate servi ca prototip pentru plerioni (Hester et al. 2008). [2] Vântul pulsarului este format din particule încărcate accelerate la viteze relativiste prin rotația rapidă a câmpului magnetic superputernic al unui pulsar care se rotește. Vântul pulsar curge în spațiul interstelar, creând o undă de șoc staționară , unde încetinește la o viteză subrelatistică. În plus, raza radiației sincrotronului crește într-un flux magnetizat.

Plerionii prezintă adesea următoarele proprietăți:

• O creștere a luminozității de la margini spre centru, fără structura în formă de coajă văzută în majoritatea rămășițelor de supernove.
• Flux puternic polarizat și un indice spectral plat în domeniul radio α = 0–0,3. Indicele crește la energiile de raze X din cauza pierderilor de radiație sincrotron, iar în medie un foton de raze X are un indice de 1,3-2,3 (indice spectral 2,3-3,3).
• Dimensiunea razelor X este de obicei mai mică decât dimensiunea lor radio și optică (datorită duratei de viață mai scurte a sincrotronului electronilor de înaltă energie) (exemplu: Slan et al. 2000). [3]
• Indicele de fotoni la energiile razelor gamma în TeV este de aproximativ 2,3.

Plerionii pot fi indicatori semnificativi ai interacțiunii unui pulsar cu mediul său - proprietățile lor pot fi utilizate pentru a determina geometria, energia și compoziția vântului pulsar, viteza spațială proprie a pulsarului și proprietățile mediului (Gaensler & Slane, 2006). [patru]

Vezi și

• G292.0+1.8
• nebuloasa crabului

Note

1. ↑ Stappers BW, Gaensler BM, Kaspi VM, van der Klis M., Lewin WHG O nebuloasă cu raze X asociată cu pulsarul de milisecundă B1957+20  //  Science : journal. - 2003. - Vol. 299 , nr. 1 . - P. 1372-1374 . - doi : 10.1126/science.1079841 . - Cod biblic . - arXiv : astro-ph/0302588 .
2. ↑ Hester JJ Nebuloasa crabului: o  himeră astrofizică //  ARAA : jurnal. - 2008. - Vol. 46 , nr. 1 . - P. 127-155 . doi : 10.1146 / annurev.astro.45.051806.110608 . — Cod biblic .
3. ↑ Slane, Patrick O.; Chen, Yang; Schulz, Norbert S.; Seward, Frederick D.; Hughes, John P.; Gaensler, Bryan M. Chandra Observații ale rămășiței supernovei asemănătoare crabului G21.5-0.9  //  The Astrophysical Journal  : jurnal. - Editura IOP , 2000. - Vol. 533 , nr. 1 . - P.L29-L32 . - doi : 10.1086/312589 . - Cod biblic . - arXiv : astro-ph/0001536 . — PMID 10727384 .
4. ↑ Gaensler, Bryan M.; Slane, Patrick O. The Evolution and Structure of Pulsar Wind  Nebulose //  ARAA : jurnal. - 2006. - Vol. 44 , nr. 1 . - P. 17-47 . - doi : 10.1146/annurev.astro.44.051905.092528 . - . - arXiv : astro-ph/0601081 .

Link -uri

• Catalogul Nebuloasei Vântului Pulsar