Plerione
Pentru Plerione [1] [2] (în engleză pulsar wind nebula, abbr. PWN , PWNe plural, traductibil ca nebuloasă creată de vântul pulsarului ), din greaca "πλήρης", pleres , care înseamnă plin [3] , ne referim la un tip de nebuloasă care se găsește în anvelopa rămășiței de supernovă (SNRe) și alimentată de vânturile generate de pulsarul său central. Aceste nebuloase au fost descoperite în 1976 ca mici jgheaburi la lungimi de undă radio lângă centrul rămășițelor supernova. Ulterior s-a descoperit că sunt surse de raze X [4] și probabil și de raze gamma [5] .
Evoluția plerionilor
Procesele care creează plerioni sunt complicate și evoluează prin diferite etape care preced crearea unei așa-numite nebuloase a relicvei, vizibile ca o bulă aerisită, nebuloasă de coajă sau șoc de arc . Noi plerioni apar în primele câteva mii de ani de la nașterea pulsarului și adesea seamănă cu o serie de cochilii din rămășița supernova , cum ar fi plerionul mic din regiunea interioară a Nebuloasei Crabului [6] sau nebuloasa din marea rămășiță a Supernova delle Vele și Pulsar delle Vele asociat [7] .
Pe măsură ce plerionul îmbătrânește, nebuloasa rămășiței supernovai se disipează și dispare. De-a lungul timpului, plerionii pot schimba comportamentul și pot deveni nebuloase de relicve care înconjoară pulsare radio milisecunde sau chiar pulsuri rotative mai vechi și mai lente [8] . Se estimează că durerile durează în jur 15 000 de ani , după care coaja se disipează atunci când energiile pulsarilor care le alimentează scad și nu mai sunt detectabile [3] . Important, acest lucru depinde de rata la care se pierde energia din pulsar pe măsură ce viteza sa centrifugă încetinește, iar acesta este un factor variabil în rândul pulsarilor cunoscuți.
Proprietatea plerionilor
Vânturile din pulsare sunt compuse din particule încărcate ( plasmă ) accelerate la viteze relativiste de câmpuri magnetice extrem de puternice care se rotesc rapid, peste 1 teragauss (100 milioane tesla ) și sunt generate de pulsarul rotativ. Vântul pulsar se răspândește adesea în mediul interstelar înconjurător, creând o undă de șoc permanentă numită „șoc de terminație a vântului”, unde materia este încetinită la viteze sub-relativiste. Dincolo de acest fascicul, emisia de sincrotron crește în fluxul magnetizat. Aceste procese se pot activa și opri cu multe inversări și acest lucru creează numeroasele cochilii vizibile centrate pe pulsar [4] .
Plerionele prezintă adesea următoarele proprietăți:
- O luminozitate crescândă spre centru, fără o structură de coajă, așa cum se vede în majoritatea resturilor de supernova.
- Un flux foarte polarizat și un indice spectral plat în banda radio, α = 0-0.3. Indicele se întărește la energiile cu raze X datorită pierderilor de radiație sincrotron și are în medie un indice de fotoni cu raze X de 1,3-2,3 (indicele spectral de 2,3-3,3).
- O dimensiune a razelor X care este în general mai mică decât dimensiunea lor corespunzătoare în banda radio și optică (datorită duratei mai scurte a radiației sincrotrone a electronilor cu energie mai mare) [9] .
- Un indice de fotoni la energiile cu raze gamma ale ~ 2,3 TeV .
Plerionii pot reprezenta dovezi semnificative ale interacțiunii unei stele pulsar / neutron cu împrejurimile sale. Proprietățile lor unice pot fi utilizate pentru a studia geometria, energia eoliană și compoziția pulsarilor, viteza spațială a pulsarului însuși și proprietățile mediului de mediu [10] .
Notă
- ^ plerione - Sapere.it , pe www.sapere.it . Adus pe 3 noiembrie 2019 .
- ^ plerione în „Dicționar de științe fizice” , pe www.treccani.it . Adus pe 3 noiembrie 2019 .
- ^ a b KW Weiler și N. Panagia, Rămășițele de supernovă de tip Crab (Plerions) sunt de scurtă durată? , în Astronomy & Astrophysics , vol. 70, noiembrie 1978, pp. 419–422, Bibcode : 1978A & A .... 70..419W .
- ^ a b Samar Safi-Harb, rămășițe de supernovă plerionică , în Procesele conferinței AIP: a 5-a întâlnire internațională de astronomie cu raze gamma de înaltă energie , vol. 1505, decembrie 2012, pp. 13–20, Bibcode : 2012AIPC.1505 ... 13S , DOI : 10.1063 / 1.4772215 , arXiv : 1210.5406 .
- ^ Dafne Guetta și Jonathan Granot, Implicații observaționale ale unui mediu plerionic pentru explozii de raze gamma , în Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 340, n. 1, martie 2003, pp. 115–138, Bibcode : 2003MNRAS.340..115G , DOI : 10.1046 / j.1365-8711.2003.06296.x , arXiv : astro-ph / 0208156 .
- ^ J. Jeff Hester, Nebuloasa Crabului: o chimeră astrofizică , în Revista anuală de astronomie și astrofizică , vol. 46, nr. 1, septembrie 2008, pp. 127–155, Bibcode : 2008ARA & A..46..127H , DOI : 10.1146 / annurev.astro.45.051806.110608 .
- ^ KW Weiler și N. Panagia, Vela X and the Evolution of Plerions , în Astronomy and Astrophysics , vol. 90, n. 3, octombrie 1980, pp. 269-282, Bibcode : 1980A & A .... 90..269W .
- ^ BW Stappers, BM Gaensler și VM Kaspi, O nebuloasă cu raze X asociată cu pulsarul de milisecundă B1957 + 20 , în Știință , vol. 299, nr. 5611, februarie 2003, pp. 1372–1374, Bibcode : 2003Sci ... 299.1372S , DOI : 10.1126 / science.1079841 , PMID 12610299 , arXiv : astro-ph / 0302588 .
- ^ Patrick O. Slane, Yang Chen și Norbert S. Schulz, Chandra Observations of the Crab-like Supernova Remnant G21.5-0.9 , în Astrophysical Journal , vol. 533, nr. 1, aprilie 2000, pp. L29 - L32, Bibcode : 2000ApJ ... 533L..29S , DOI : 10.1086 / 312589 , PMID 10727384 , arXiv : astro-ph / 0001536 .
- ^ Bryan M. Gaensler și Patrick O. Slane, Evoluția și structura nebulozelor de vânt pulsar , în Revista anuală de astronomie și astrofizică , vol. 44, nr. 1, septembrie 2006, pp. 17–47, Bibcode : 2006ARA & A..44 ... 17G , DOI : 10.1146 / annurev.astro.44.051905.092528 , arXiv : astro-ph / 0601081 .
Elemente conexe
linkuri externe
- Catalogul Nebuloasei Vântului Pulsar , la www.physics.mcgill.ca . Adus pe 4 noiembrie 2019 .
