El púlsar de Vela (centro) y la nebulosa de viento del púlsar que lo rodeaLa Nebulosa del Cangrejo interior . La parte central muestra la nebulosa del viento del púlsar, con la estrella roja en el centro que representa al púlsar del Cangrejo . La imagen combina datos ópticos del Hubble (en rojo) y datos de rayos X del Chandra (en azul).
Una nebulosa de viento de púlsar ( PWN , plural PWNe ), a veces llamada plerión (derivado del griego "πλήρης", pleres , que significa "lleno"), [1] es un tipo de nebulosa que a veces se encuentra dentro de la envoltura de un remanente de supernova (SNR), alimentada por vientos generados por un púlsar central . Estas nebulosas se propusieron como una clase en 1976 como mejoras en longitudes de onda de radio dentro de remanentes de supernova. [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 los púlsares
Las nebulosas de viento de púlsar evolucionan a través de varias fases. [2] [5] Las nuevas nebulosas de viento de púlsar aparecen poco después de la creación de un púlsar, y normalmente se encuentran dentro de un remanente de supernova , por ejemplo, la Nebulosa del Cangrejo , [6] o la nebulosa dentro del gran Remanente de Supernova de Vela . [7] A medida que la nebulosa de viento de 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 púlsares de milisegundos o de rotación lenta. [8]
Propiedades de las nebulosas de viento de púlsar
Los vientos de púlsar están compuestos de partículas cargadas ( plasma ) aceleradas a velocidades relativistas por los campos magnéticos de gran potencia y rápida rotación superiores a 1 teragauss (100 millones de teslas ) que genera el púlsar giratorio. El viento de púlsar a menudo fluye hacia el medio interestelar circundante, creando una onda de choque estacionaria llamada "onda de 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 de púlsar suelen mostrar las siguientes propiedades:
Un brillo creciente hacia el centro, sin una estructura tipo capa como la que se observa en los remanentes de supernova.
Un flujo altamente polarizado y un índice espectral plano en la banda de radio, α=0–0,3. El índice se acentúa en 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 1,3–2,3 (índice espectral de 2,3–3,3).
Un tamaño de rayos X que generalmente es más pequeño que su tamaño de radio y óptico (debido a las menores vidas medias de sincrotrón de los electrones de mayor energía). [5]
Un índice de fotones en energías de rayos gamma TeV de ~2,3.
Las nebulosas de viento de púlsar pueden ser potentes sondas de la interacción de un púlsar/estrella de neutrones con su entorno. Sus propiedades únicas se pueden utilizar para inferir la geometría, la energía y la composición del viento de púlsar, la velocidad espacial del púlsar en sí y las propiedades del medio ambiente. [4]
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