Плерион
Плерион[1] (потекнува од грчкиот „πλήρης“, плирис, што значи „полно“) или пулсарска ветерна маглина ― вид на маглина што понекогаш се наоѓа во обвивката на остаток од супернова, напојуван од ветрови создавани од средишен пулсар. Овие маглини биле предложени како класа во 1976 година како подобрувања на радиобрановите должини во остатоците од супернова.[1] Оттогаш е откриено дека тие се инфрацрвени, оптички, милиметарски, рендгенски[2] и извори на гама зраци.[3][4]
Еволуција на плерионите
уредиПлерионите еволуираат низ различни фази.[5] Новите плериони се појавуваат набргу по создавањето на пулсарот и обично седат во остаток од супернова, на пример Раковидната Маглина[6] или маглината во рамките на големиот остаток од суперновата Вела.[7] Како што старее плерионот, остатокот од супернова се распаѓа и исчезнува. Со текот на времето, плерионите може да станат маглини од лачен удар што ги опкружуваат пулсарите во милисекунда или бавно ротирачки.[8]
Својства на плерионите
уредиПулсарските ветрови се составени од наелектризирани честички (плазма) забрзани до релативистички брзини со брзо ротирачки, многу моќни магнетни полиња над 1 teragauss (100×106 T) кои се создавани од вртечкиот пулсар. Пулсарскиот ветер често се влева во околната меѓуѕвездена средина, создавајќи постојан ударен бран наречен „шок за завршување на ветерот“, каде што ветрот се забавува до субрелативистичка брзина. Надвор од овој радиус, синхротронската емисија се зголемува во магнетизираниот проток.
Плерионите често ги покажуваат следниве својства:
- Зголемена осветленост кон средината, без структура слична на школка како што се гледа во остатоците од супернова.
- Високо поларизиран флукс и рамен спектрален индекс во радио опсегот, α=0–0,3. Индексот се заострува при енергиите на Х-зраците поради загубите на синхротронското зрачење и во просек има индекс на фотони на Х-зраци од 1,3–2,3 (спектрален индекс од 2,3–3,3).
- Големина на Х-зраци која е воглавно помала од нивната радио и оптичка големина (поради помалиот век на синхротрон на електроните со повисока енергија).[5]
- Индекс на фотони на TeV енергии на гама-зраци од ~ 2,3.
Плерионите можат да бидат моќни сонди за меѓудејствието на пулсарска/неутронска ѕвезда со нејзината околина. Нивните уникатни својства може да бидат искористени за да се заклучи геометријата, енергијата и составот на пулсарскиот ветер, вселенската брзина на самиот пулсар и својствата на амбиенталната средина.[4]
Поврзано
уреди
Наводи
уреди- ↑ 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.
- ↑ Празен навод (help)
- ↑ Guetta, Dafne; Granot, Jonathan (март 2003). „Observational implications of a plerionic environment for gamma-ray bursts“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 340 (1): 115–138. arXiv:astro-ph/0208156. Bibcode:2003MNRAS.340..115G. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06296.x.
- ↑ 4,0 4,1 Gaensler, Bryan M.; Slane, Patrick O. (септември 2006). „The Evolution and Structure of Pulsar Wind Nebulae“. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 44 (1): 17–47. arXiv:astro-ph/0601081. Bibcode:2006ARA&A..44...17G. doi:10.1146/annurev.astro.44.051905.092528.
- ↑ 5,0 5,1 Slane, Patrick O.; Chen, Yang; Schulz, Norbert S.; и др. (април 2000). „Chandra Observations of the Crab-like Supernova Remnant G21.5-0.9“. Astrophysical Journal. 533 (1): L29–L32. arXiv:astro-ph/0001536. Bibcode:2000ApJ...533L..29S. doi:10.1086/312589. PMID 10727384.
- ↑ Hester, J. Jeff (септември 2008). „The Crab Nebula: An Astrophysical Chimera“. Annual Review of Astronomy & Astrophysics. 46 (1): 127–155. Bibcode:2008ARA&A..46..127H. doi:10.1146/annurev.astro.45.051806.110608.
- ↑ Weiler, K. W.; Panagia, N. (октомври 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.; и др. (февруари 2003). „An X-ray nebula associated with the millisecond pulsar B1957+20“. Science. 299 (5611): 1372–1374. arXiv:astro-ph/0302588. Bibcode:2003Sci...299.1372S. doi:10.1126/science.1079841. PMID 12610299.