Nebulosa impulsada por el viento púlsar de un púlsar
El Vela Pulsar (centro) y la nebulosa de viento púlsar que lo rodeaLa Nebulosa del Cangrejo interior . La parte central muestra la nebulosa del viento púlsar, siendo la estrella roja en el centro el Púlsar del Cangrejo . La imagen combina datos ópticos del Hubble (en rojo) y datos de rayos X de Chandra (en azul).
Una nebulosa de viento púlsar ( PWN , plural PWNe ), a veces llamada plerion (derivado del griego "πλήρης", pleres , que significa "lleno"), [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 fueron propuestas como una clase en 1976 como mejoras en las longitudes de onda de radio dentro de los restos de supernovas. [1] Desde entonces se ha descubierto que se trata de fuentes infrarrojas, ópticas, milimétricas, de rayos X [2] y de rayos gamma . [3] [4]
Evolución de las nebulosas de viento púlsar
Las nebulosas de viento púlsar 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 púlsar pueden convertirse en nebulosas de arco de choque que rodean púlsares de milisegundos o de rotación lenta. [8]
Propiedades de las nebulosas de viento púlsar
Los vientos del púlsar están compuestos de partículas cargadas ( plasma ) aceleradas a velocidades relativistas por los campos magnéticos enormemente poderosos y de rápida rotación 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 subrelativista. Más allá de este radio, la emisión de sincrotrón aumenta en el flujo magnetizado.
Las nebulosas de viento púlsar suelen mostrar las siguientes propiedades:
Un brillo creciente hacia el centro, sin una estructura similar a una concha 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 con las energías de rayos X debido a las pérdidas de radiación de 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 óptico y de radio (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 púlsar pueden ser potentes sondas de la interacción de una estrella púlsar/neutrón 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 propio púlsar y las propiedades del medio ambiente. [4]
^ ab Weiler, KW; Panagia, N. (noviembre de 1978). "¿Los restos de supernova tipo cangrejo (Plerions) son de corta duración?". Astronomía y Astrofísica . 70 : 419–422. Código Bib : 1978A y A.... 70.. 419W.
^ ab Safi-Harb, Samar (diciembre de 2012). Restos de supernova pleriónica . Actas de la conferencia AIP: Quinta reunión internacional sobre astronomía de rayos gamma de alta energía. Actas de la conferencia AIP. vol. 1505, págs. 13-20. arXiv : 1210.5406 . Código Bib : 2012AIPC.1505...13S. doi : 10.1063/1.4772215. S2CID 119113738.
^ Guetta, Dafne; Granot, Jonathan (marzo de 2003). "Implicaciones observacionales de un entorno pleriónico para estallidos de rayos gamma". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 340 (1): 115-138. arXiv : astro-ph/0208156 . Código Bib : 2003MNRAS.340..115G. doi :10.1046/j.1365-8711.2003.06296.x. S2CID 14308769.
^ ab 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 Bib : 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. (Abril de 2000). "Observaciones de Chandra del remanente de supernova similar a un cangrejo G21.5-0.9". Revista Astrofísica . 533 (1): L29-L32. arXiv : astro-ph/0001536 . Código Bib : 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 Bib : 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. Código Bib : 1980A y A.... 90.. 269W.
^ Grapadoras, BW; Gaensler, BM; Kaspi, VM; et al. (febrero de 2003). "Una nebulosa de rayos X asociada con el púlsar de milisegundos B1957 + 20". Ciencia . 299 (5611): 1372-1374. arXiv : astro-ph/0302588 . Código bibliográfico : 2003 Ciencia... 299.1372S. doi : 10.1126/ciencia.1079841. PMID 12610299. S2CID 19659750.
