펄서 바람 성운

Pulsar wind nebula
벨라 펄서(중앙)와 주변 펄서 바람 성운
내부 게 성운.중심부는 펄서 바람 성운이며, 중심부의 붉은 별은 게 펄서입니다.이미지는 허블의 광학 데이터(빨간색)와 찬드라(파란색)의 X선 데이터를 결합합니다.

펄서 바람 성운(PWN, 복수 PWNe)은 때때로 플레리온(그리스어 ""ήη ple ple", "풀"[1]을 뜻하는 플레어에서 유래)으로 불리며, 중심 펄서에 의해 생성된 바람으로 구동되는 초신성 잔해(SNR)의 껍질 안에서 발견되는 성운의 일종이다.이 성운들은 1976년 [1]초신성 잔해 내부의 전파 파장의 향상으로 분류로 제안되었다.그것들은 적외선, 광학, 밀리미터, X선[2], 감마선 [3][4]선원으로 밝혀졌다.

펄서풍 성운의 진화

펄서 바람 성운은 다양한 [2][5]단계를 거쳐 진화합니다.새로운 펄서 바람 성운은 펄서 생성 직후 나타나게 되며, 일반적으로 게 [6]성운이나 큰 벨라 초신성 [7]잔해에 있는 성운과 같은 초신성 잔해에 위치합니다.펄서 바람 성운의 나이가 들면서 초신성 잔해가 소멸되고 사라집니다.시간이 지나면서 펄서 바람 성운은 밀리초 또는 느리게 회전하는 펄사를 [8]둘러싼 활충격 성운으로 변할 수 있습니다.

펄서풍 성운의 특성

펄서 바람은 회전하는 펄서에 의해 생성된 1테라가우스(1억 테슬라) 이상의 매우 강력한 자기장에 의해 상대론적 속도로 가속되는 하전 입자들로 구성되어 있습니다.펄서 바람은 종종 주변 성간 매체로 흘러들어와 '바람 종단 충격'이라고 불리는 고정 충격파를 생성하는데, 이 충격파는 바람이 상대적인 속도로 감속한다.이 반지름을 넘어서면 자화된 흐름에서 싱크로트론 방출이 증가한다.

펄서 바람 성운은 종종 다음과 같은 특성을 보입니다.

  • 초신성 잔해에서 볼 수 있는 껍데기 같은 구조가 없는 가운데 중심을 향해 증가하는 밝기.
  • 무선 대역의 고분극 플럭스와 평탄한 스펙트럼 지수, α=0–0.3.싱크로트론 방사선 손실로 인해 X선 에너지에서 지수가 가파르게 상승하며, 평균적으로 X선 광자 지수는 1.3–2.3(스펙트럼 지수 2.3–3.3)이다.
  • 일반적으로 무선 및 광학 크기보다 작은 X선 크기(높은 에너지 [5]전자의 싱크로트론 수명이 짧기 때문에).
  • ~2.3의 TeV 감마선 에너지에서 광자 지수.

펄서 바람 성운은 펄서/중성자 별과 그 주변의 상호작용에 대한 강력한 탐사선이 될 수 있습니다.이들의 고유한 특성은 펄서 바람의 기하학, 에너지학 및 구성, 펄서 자체의 우주 속도 및 주변 [4]매체의 특성을 추론하는 데 사용될 수 있습니다.

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

  1. ^ a b 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.
  2. ^ a b Safi-Harb, Samar (December 2012). Plerionic supernova remnants. AIP Conference Proceedings: 5th International Meeting on High Energy Gamma-Ray Astronomy. AIP Conference Proceedings. Vol. 1505. pp. 13–20. arXiv:1210.5406. Bibcode:2012AIPC.1505...13S. doi:10.1063/1.4772215. S2CID 119113738.
  3. ^ 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. arXiv:astro-ph/0208156. Bibcode:2003MNRAS.340..115G. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06296.x. S2CID 14308769.
  4. ^ a b 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. arXiv:astro-ph/0601081. Bibcode:2006ARA&A..44...17G. doi:10.1146/annurev.astro.44.051905.092528. S2CID 10699344.
  5. ^ a b Slane, Patrick O.; Chen, Yang; Schulz, Norbert S.; et al. (April 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. S2CID 17387448.
  6. ^ Hester, J. Jeff (September 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.
  7. ^ 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.
  8. ^ Stappers, B. W.; Gaensler, B. M.; Kaspi, V. M.; et al. (February 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. S2CID 19659750.

외부 링크