Una nebulosa de viento púlsar ( PWN , plural PWNe ), a veces llamada plerion (derivado del griego "πλήρης", pleres , que significa "completo"), [1] es un tipo de nebulosa que a veces se encuentra dentro de la capa de un remanente de supernova ( SNR), impulsado por vientos generados por un púlsar central . Estas nebulosas se propusieron como clase en 1976 como mejoras en longitudes de onda de radio dentro de los remanentes de supernovas. [1] Desde entonces se ha descubierto que son fuentes infrarrojas, ópticas, milimétricas, de rayos X [2] y de rayos gamma . [3][4]
Evolución de las nebulosas de viento de pulsar
Las nebulosas de viento Pulsar evolucionan a través de varias fases. [2] [5] Nuevas nebulosas de viento de púlsar aparecen poco después de la creación de un púlsar, y normalmente se ubican dentro de un remanente de supernova , por ejemplo, la Nebulosa del Cangrejo , [6] o la nebulosa dentro del gran Remanente de Supernova Vela . [7] A medida que la nebulosa del viento púlsar envejece, el remanente de supernova se disipa y desaparece. Con el tiempo, las nebulosas de viento de púlsar pueden convertirse en nebulosas de arco de choque que rodean milisegundos o púlsares de rotación lenta. [8]
Propiedades de las nebulosas de viento pulsar
Los vientos pulsar están compuestos de partículas cargadas ( plasma ) aceleradas a velocidades relativistas por los campos magnéticos enormemente poderosos que giran rápidamente por encima de 1 teragauss (100 millones de teslas ) que son generados por el púlsar giratorio. El viento del púlsar a menudo fluye hacia el medio interestelar circundante, creando una onda de choque estacionaria llamada 'choque de terminación del viento', donde el viento desacelera a una velocidad sub-relativista. Más allá de este radio, la emisión de sincrotrón aumenta en el flujo magnetizado.
Las nebulosas de viento Pulsar a menudo muestran las siguientes propiedades:
- Un brillo creciente hacia el centro, sin una estructura en forma de caparazón como se ve en los restos de supernova.
- Un flujo altamente polarizado y un índice espectral plano en la banda de radio, α = 0–0,3. El índice aumenta a las energías de los rayos X debido a las pérdidas de radiación del sincrotrón y, en promedio, tiene un índice de fotones de rayos X de 1,3 a 2,3 (índice espectral de 2,3 a 3,3).
- Un tamaño de rayos X que generalmente es más pequeño que su tamaño de radio y óptico (debido a la menor vida útil del sincrotrón de los electrones de mayor energía). [5]
- Un índice de fotones a energías de rayos gamma TeV de ~ 2,3.
Las nebulosas de viento de pulsar pueden ser potentes sondas de la interacción de una estrella de púlsar / neutrones con su entorno. Sus propiedades únicas se pueden utilizar para inferir la geometría, la energía y la composición del viento del púlsar, la velocidad espacial del púlsar en sí y las propiedades del medio ambiente. [4]
Ver también
- 3C 58
- G292.0 + 01.8
- Nebulosa del Cangrejo
Referencias
- ^ a b Weiler, KW; Panagia, N. (noviembre de 1978). "¿Son los remanentes de supernova tipo cangrejo (Plerions) de corta duración?". Astronomía y Astrofísica . 70 : 419–422. Bibcode : 1978A & A .... 70..419W .
- ^ a b Safi-Harb, Samar (diciembre de 2012). "Restos de supernova pleriónica". Actas de la Conferencia AIP: V Encuentro Internacional sobre Astronomía de Rayos Gamma de Alta Energía . Actas de la conferencia AIP. 1505 : 13-20. arXiv : 1210.5406 . Código bibliográfico : 2012AIPC.1505 ... 13S . doi : 10.1063 / 1.4772215 . S2CID 119113738 .
- ^ Guetta, Dafne; Granot, Jonathan (marzo de 2003). "Implicaciones de observación de un entorno pleriónico para estallidos de rayos gamma". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 340 (1): 115-138. arXiv : astro-ph / 0208156 . Código bibliográfico : 2003MNRAS.340..115G . doi : 10.1046 / j.1365-8711.2003.06296.x . S2CID 14308769 .
- ^ a b Gaensler, Bryan M .; Slane, Patrick O. (septiembre de 2006). "La evolución y estructura de las nebulosas del viento Pulsar". Revista anual de astronomía y astrofísica . 44 (1): 17–47. arXiv : astro-ph / 0601081 . Código bibliográfico : 2006ARA & A..44 ... 17G . doi : 10.1146 / annurev.astro.44.051905.092528 . S2CID 10699344 .
- ^ a b Slane, Patrick O .; Chen, Yang; Schulz, Norbert S .; et al. (Abril de 2000). "Observaciones de Chandra del remanente de supernova tipo cangrejo G21.5-0.9". Revista astrofísica . 533 (1): L29 – L32. arXiv : astro-ph / 0001536 . Código Bibliográfico : 2000ApJ ... 533L..29S . doi : 10.1086 / 312589 . PMID 10727384 . S2CID 17387448 .
- ^ Hester, J. Jeff (septiembre de 2008). "La nebulosa del cangrejo: una quimera astrofísica". Revisión anual de astronomía y astrofísica . 46 (1): 127-155. Código bibliográfico : 2008ARA & A..46..127H . doi : 10.1146 / annurev.astro.45.051806.110608 .
- ^ Weiler, KW; Panagia, N. (octubre de 1980). "Vela X y la evolución de Plerions". Astronomía y Astrofísica . 90 (3): 269-282. Bibcode : 1980A & A .... 90..269W .
- ^ Grapadoras, BW; Gaensler, BM; Kaspi, VM; et al. (Febrero de 2003). "Una nebulosa de rayos X asociada con el pulsar de milisegundos B1957 + 20". Ciencia . 299 (5611): 1372-1374. arXiv : astro-ph / 0302588 . Código Bibliográfico : 2003Sci ... 299.1372S . doi : 10.1126 / science.1079841 . PMID 12610299 . S2CID 19659750 .
enlaces externos
- Catálogo de la nebulosa del viento Pulsar