Пульсар Вела ( в центре) и окружающая его туманность пульсарного ветраВнутренняя часть Крабовидной туманности . Центральная часть показывает туманность пульсарного ветра, красная звезда в центре — Крабовидный пульсар . Изображение объединяет оптические данные с Хаббла (красным цветом) и рентгеновские данные с Чандры (синим цветом).
Пульсарная ветровая туманность ( PWN , множественное число PWNe ), иногда называемая плерионом (происходит от греческого "πλήρης", pleres , что означает "полный"), [1] представляет собой тип туманности, иногда встречающийся внутри оболочки остатка сверхновой (SNR), питаемый ветрами, генерируемыми центральным пульсаром . Эти туманности были предложены как класс в 1976 году как усиления на радиоволнах внутри остатков сверхновой. [1] С тех пор было обнаружено, что они являются источниками инфракрасного, оптического, миллиметрового, рентгеновского [2] и гамма-излучения . [3] [4]
Эволюция туманностей пульсарного ветра
Пульсарные ветровые туманности развиваются через различные фазы. [2] [5] Новые пульсарные ветровые туманности появляются вскоре после создания пульсара и обычно находятся внутри остатка сверхновой , например, Крабовидной туманности , [6] или туманности внутри большого остатка сверхновой Паруса . [7] По мере старения пульсарной ветровой туманности остаток сверхновой рассеивается и исчезает. Со временем пульсарные ветровые туманности могут стать туманностями ударной волны , окружающими миллисекундные или медленно вращающиеся пульсары. [8]
Свойства туманностей пульсарного ветра
Пульсарные ветры состоят из заряженных частиц ( плазмы ), ускоренных до релятивистских скоростей быстро вращающимися, чрезвычайно мощными магнитными полями выше 1 терагаусса (100 миллионов тесла ), которые генерируются вращающимся пульсаром. Пульсарный ветер часто вливается в окружающую межзвездную среду, создавая стоячую ударную волну, называемую «удар конца ветра», где ветер замедляется до субрелятивистской скорости. За пределами этого радиуса в намагниченном потоке увеличивается синхротронное излучение.
Туманности пульсарного ветра часто демонстрируют следующие свойства:
Яркость увеличивается по направлению к центру, без оболочечной структуры, которая наблюдается в остатках сверхновых.
Сильно поляризованный поток и плоский спектральный индекс в радиодиапазоне, α=0–0,3. Индекс становится круче на рентгеновских энергиях из-за потерь синхротронного излучения и в среднем имеет индекс рентгеновских фотонов 1,3–2,3 (спектральный индекс 2,3–3,3).
Размер в рентгеновском диапазоне, как правило, меньше, чем их радио- и оптический размер (из-за меньшего времени жизни синхротронных электронов с более высокой энергией). [5]
Туманности пульсарного ветра могут быть мощными зондами взаимодействия пульсарной/нейтронной звезды с ее окружением. Их уникальные свойства могут быть использованы для вывода геометрии, энергетики и состава пульсарного ветра, пространственной скорости самого пульсара и свойств окружающей среды. [4]
^ ab Weiler, KW; Panagia, N. (ноябрь 1978 г.). «Являются ли остатки сверхновых типа Крабовидной звезды (плерионы) недолговечными?». Astronomy & Astrophysics . 70 : 419–422. Bibcode :1978A&A....70..419W.
^ ab Safi-Harb, Samar (декабрь 2012 г.). Остатки плерионной сверхновой . Труды конференции AIP: 5-я международная встреча по высокоэнергетической гамма-астрономии. Труды конференции AIP. Том 1505. стр. 13–20. arXiv : 1210.5406 . Bibcode :2012AIPC.1505...13S. doi :10.1063/1.4772215. S2CID 119113738.
^ Guetta, Dafne; Granot, Jonathan (март 2003 г.). «Наблюдательные последствия плерионной среды для гамма-всплесков». 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.
^ ab Gaensler, Bryan M.; Slane, Patrick O. (сентябрь 2006 г.). «Эволюция и структура туманностей пульсарного ветра». 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.
^ ab Slane, Patrick O.; Chen, Yang; Schulz, Norbert S.; et al. (апрель 2000 г.). "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.
^ Хестер, Дж. Джефф (сентябрь 2008 г.). «Крабовидная туманность: астрофизическая химера». Annual Review of Astronomy & Astrophysics . 46 (1): 127–155. Bibcode : 2008ARA&A..46..127H. doi : 10.1146/annurev.astro.45.051806.110608.
^ Weiler, KW; Panagia, N. (октябрь 1980 г.). «Vela X и эволюция плерионов». Астрономия и астрофизика . 90 (3): 269–282. Bibcode : 1980A&A....90..269W.
^ Stappers, BW; Gaensler, BM; Kaspi, VM; et al. (февраль 2003 г.). "Рентгеновская туманность, связанная с миллисекундным пульсаром B1957+20". Science . 299 (5611): 1372–1374. arXiv : astro-ph/0302588 . Bibcode :2003Sci...299.1372S. doi :10.1126/science.1079841. PMID 12610299. S2CID 19659750.
