Νεφέλωμα ανέμου πάλσαρ
Ένα νεφέλωμα ανέμου πάλσαρ [1] είναι ένας τύπος νεφελώματος που μερικές φορές βρίσκεται μέσα στο κέλυφος ενός υπολείμματος σουπερνόβα ( SNR), που τροφοδοτείται από ανέμους που παράγονται από ένα κεντρικό πάλσαρ . Αυτά τα νεφελώματα προτάθηκαν ως κατηγορία το 1976 ως βελτιώσεις σε μήκη κύματος ραδιοφώνου μέσα σε υπολείμματα σουπερνόβα. [1] Από τότε έχει βρεθεί ότι είναι υπέρυθρες, οπτικές, χιλιοστών, πηγές ακτίνων Χ και ακτίνων γάμμα . [2] [3]
Εξέλιξη νεφελωμάτων ανέμου πάλσαρ[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Τα νεφελώματα του ανέμου Pulsar εξελίσσονται σε διάφορες φάσεις. [4] Νέα νεφελώματα ανέμου πάλσαρ εμφανίζονται αμέσως μετά τη δημιουργία ενός πάλσαρ και τυπικά κάθονται μέσα σε ένα υπόλειμμα σουπερνόβα, για παράδειγμα το νεφέλωμα του Καβουριού, [5] ή το νεφέλωμα μέσα στο μεγάλο Κατάλοιπο του Υπερκαινοφανούς Βέλας . [6] Καθώς το νεφέλωμα του ανέμου πάλσαρ γερνά, το υπόλειμμα σουπερνόβα εξαφανίζεται και εξαφανίζεται. Με την πάροδο του χρόνου, τα νεφελώματα του ανέμου πάλσαρ μπορεί να μετατραπούν σε νεφελώματα τόξου σοκ που περιβάλλουν πάλσαρ χιλιοστών του δευτερολέπτου ή αργά περιστρεφόμενα. [7]
Ιδιότητες νεφελωμάτων ανέμου πάλσαρ[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Οι άνεμοι πάλσαρ αποτελούνται από φορτισμένα σωματίδια (πλάσμα) που επιταχύνονται σε σχετικιστικές ταχύτητες από τα ταχέως περιστρεφόμενα, εξαιρετικά ισχυρά μαγνητικά πεδία άνω του 1 teragauss (100 εκατομμύρια τέσλα) που δημιουργούνται από το περιστρεφόμενο πάλσαρ. Ο άνεμος του πάλσαρ συχνά ρέει στο περιβάλλον διαστρικό μέσο, δημιουργώντας ένα μόνιμο κρουστικό κύμα που ονομάζεται "κρουστικό κύμα τερματισμού του ανέμου", όπου ο άνεμος επιβραδύνεται σε υποσχετικιστική ταχύτητα. Πέρα από αυτή την ακτίνα, η εκπομπή σύγχροτρον αυξάνεται στη μαγνητισμένη ροή.
Τα νεφελώματα του ανέμου πάλσαρ παρουσιάζουν συχνά τις ακόλουθες ιδιότητες:
- Μια αυξανόμενη φωτεινότητα προς το κέντρο, χωρίς δομή που μοιάζει με κέλυφος όπως φαίνεται στα υπολείμματα σουπερνόβα.
- Μια εξαιρετικά πολωμένη ροή και ένας επίπεδος φασματικός δείκτης στη ζώνη ραδιοφώνου, α=0–0,3. Ο δείκτης αυξάνεται σε ενέργειες ακτίνων Χ λόγω απωλειών ακτινοβολίας σύγχροτρον και κατά μέσο όρο έχει δείκτη φωτονίων ακτίνων Χ 1,3–2,3 (φασματικός δείκτης 2,3–3,3).
- Ένα μέγεθος ακτίνων Χ που είναι γενικά μικρότερο από το ραδιόφωνο και το οπτικό τους μέγεθος (λόγω της μικρότερης διάρκειας ζωής σύγχροτρον των ηλεκτρονίων υψηλότερης ενέργειας).[4]
- Ένας δείκτης φωτονίων σε ενέργειες ακτίνων γάμμα TeV ~2,3.
Τα νεφελώματα του ανέμου πάλσαρ μπορούν να είναι ισχυροί ανιχνευτές της αλληλεπίδρασης ενός αστέρα πάλσαρ/νετρονίων με το περιβάλλον του. Οι μοναδικές τους ιδιότητες μπορούν να χρησιμοποιηθούν για να συμπεράνουμε τη γεωμετρία, την ενέργεια και τη σύνθεση του ανέμου πάλσαρ, τη διαστημική ταχύτητα του ίδιου του πάλσαρ και τις ιδιότητες του περιβάλλοντος περιβάλλοντος.[3]
Παραπομπές[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
- ↑ 1,0 1,1 Weiler, K. W.; Panagia, N. (November 1978). «Are Crab-type Supernova Remnants (Plerions) Short-lived?». Astronomy & Astrophysics 70: 419–422. Bibcode: 1978A&A....70..419W.
- ↑ Guetta, Dafne; Granot, Jonathan (March 2003). «Observational implications of a plerionic environment for gamma-ray bursts». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 340 (1): 115–138. doi:. Bibcode: 2003MNRAS.340..115G.
- ↑ 3,0 3,1 Gaensler, Bryan M.; Slane, Patrick O. (September 2006). «The Evolution and Structure of Pulsar Wind Nebulae». Annual Review of Astronomy and Astrophysics 44 (1): 17–47. doi:. Bibcode: 2006ARA&A..44...17G.
- ↑ 4,0 4,1 Slane, Patrick O.; Chen, Yang; Schulz, Norbert S. και άλλοι. (April 2000). «Chandra Observations of the Crab-like Supernova Remnant G21.5-0.9». Astrophysical Journal 533 (1): L29–L32. doi:. PMID 10727384. Bibcode: 2000ApJ...533L..29S.
- ↑ Hester, J. Jeff (September 2008). «The Crab Nebula: An Astrophysical Chimera». Annual Review of Astronomy & Astrophysics 46 (1): 127–155. doi:. Bibcode: 2008ARA&A..46..127H.
- ↑ Weiler, K. W.; Panagia, N. (October 1980). «Vela X and the Evolution of Plerions». Astronomy and Astrophysics 90 (3): 269–282. Bibcode: 1980A&A....90..269W.
- ↑ Stappers, B. W.; Gaensler, B. M.; Kaspi, V. M. και άλλοι. (February 2003). «An X-ray nebula associated with the millisecond pulsar B1957+20». Science 299 (5611): 1372–1374. doi:. PMID 12610299. Bibcode: 2003Sci...299.1372S.
