Plerione

De Wikipedia, la enciclopedia libre.
Saltar a navegación Saltar a búsqueda
El Pulsar delle Vele (centro) y el plerione circundante.
La parte interior de la Nebulosa del Cangrejo . La parte central muestra el plerion, con la estrella roja en el centro representada por el púlsar del cangrejo . La imagen combina datos ópticos de Hubble (en rojo) y datos de rayos X de Chandra (en azul).

Para Plerione [1] [2] (en inglés pulsar nebulosa del viento , abreviado PWN , PWNe plural, traducible como nebulosa creada por el viento del pulsar ), del griego "πλήρης", pleres , que significa lleno [3] , nos referimos a un tipo de nebulosa que se encuentra dentro de la envoltura remanente de supernova (SNRe) y alimentada por los vientos generados por su púlsar central. Estas nebulosas fueron descubiertas en 1976 como pequeños valles en longitudes de onda de radio cerca del centro de los remanentes de supernova. Posteriormente se descubrió que son fuentes de rayos X [4] y probablemente también de rayos gamma [5] .

Evolución de los plerions

Los procesos que crean pleriones son complicados y evolucionan a través de varias etapas que preceden a la creación de la llamada nebulosa reliquia, visible como una burbuja de aire, nebulosa de caparazón o arco de choque . Nuevos pleriones aparecen dentro de los primeros miles de años del nacimiento de un púlsar y a menudo se asemejan a una serie de capas dentro del remanente de supernova , como el pequeño plerión dentro de la región interna de la Nebulosa del Cangrejo [6] , o la nebulosa dentro del gran remanente de la Supernova delle Vele y su Pulsar delle Vele asociado [7] .

A medida que envejece el plerión, la nebulosa remanente de supernova se disipa y desaparece. Con el tiempo, los pleriones pueden cambiar su comportamiento y convertirse en nebulosas reliquia que rodean púlsares de radio de milisegundos o incluso púlsares de rotación más antiguos y más lentos [8] . Se estima que las plegarias duran alrededor 15 000 años , después de los cuales el caparazón se disipa cuando las energías de los púlsares que los alimentan disminuyen y ya no son detectables [3] . Es importante destacar que esto depende de la velocidad a la que se pierde energía del púlsar a medida que se ralentiza su velocidad centrífuga, y este es un factor variable entre los púlsares conocidos.

Propiedad de plerions

Los vientos de los púlsares están compuestos de partículas cargadas ( plasma ) aceleradas a velocidades relativistas por campos magnéticos de rotación rápida extremadamente poderosos, por encima de 1 teragauss (100 millones de tesla ), y son generados por el púlsar giratorio. El viento púlsar a menudo se propaga al medio interestelar circundante, creando una onda de choque permanente llamada "choque de terminación del viento", donde la materia se ralentiza a velocidades sub-relativistas. Más allá de este haz, la emisión de sincrotrón aumenta en el flujo magnetizado. Estos procesos pueden encenderse y apagarse con muchas inversiones y esto crea las numerosas capas visibles centradas en el púlsar [4] .

Los pleriones a menudo exhiben las siguientes propiedades:

  • Un brillo creciente hacia el centro, sin una estructura de capa, como se ve en la mayoría de los remanentes de supernovas.
  • Un flujo altamente polarizado y un índice espectral plano en la banda de radio, α = 0-0,3. El índice se fortalece a las energías de rayos X debido a las pérdidas de radiación del 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 es generalmente más pequeño que su tamaño correspondiente en la banda de radio y óptica (debido a la menor duración de la radiación de sincrotrón de electrones de mayor energía) [9] .
  • Un índice de fotones a las energías de rayos gamma de ~ 2,3 TeV .

Los pleriones pueden representar una evidencia significativa de la interacción de un púlsar / estrella de neutrones con su entorno. Sus propiedades únicas se pueden utilizar para estudiar la geometría, la energía eólica y la composición de los púlsares, la velocidad espacial del propio púlsar y las propiedades del medio ambiental [10] .

Nota

  1. ^ plerione - Sapere.it , en www.sapere.it . Consultado el 3 de noviembre de 2019 .
  2. ^ plerione en "Diccionario de Ciencias Físicas" , en www.treccani.it . Consultado el 3 de noviembre de 2019 .
  3. ^ a b KW Weiler y N. Panagia, ¿Son los remanentes de supernova tipo cangrejo (Plerions) de corta duración? , en Astronomy & Astrophysics , vol. 70, noviembre de 1978, págs. 419–422, Bibcode : 1978A & A .... 70..419W .
  4. ^ a b Samar Safi-Harb, Restos de supernova pleriónica , en Actas de la conferencia AIP: Quinta reunión internacional sobre astronomía de rayos gamma de alta energía , vol. 1505, diciembre de 2012, págs. 13–20, código bibliográfico : 2012AIPC.1505 ... 13S , DOI : 10.1063 / 1.4772215 , arXiv : 1210.5406 .
  5. ^ Dafne Guetta y Jonathan Granot, Implicaciones observacionales de un entorno pleriónico para explosiones de rayos gamma , en Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society , vol. 340, n. 1, marzo de 2003, págs. 115-138, Bibcode : 2003MNRAS.340..115G , DOI : 10.1046 / j.1365-8711.2003.06296.x , arXiv : astro-ph / 0208156 .
  6. ^ J. Jeff Hester, La nebulosa del cangrejo: una quimera astrofísica , en Revisión anual de astronomía y astrofísica , vol. 46, n. 1, septiembre de 2008, págs. 127-155, Bibcode : 2008ARA & A..46..127H , DOI : 10.1146 / annurev.astro.45.051806.110608 .
  7. ^ KW Weiler y N. Panagia, Vela X y la evolución de Plerions , en Astronomía y astrofísica , vol. 90, n. 3, octubre de 1980, págs. 269-282, Bibcode : 1980A & A .... 90..269W .
  8. ^ BW Stappers, BM Gaensler y VM Kaspi, una nebulosa de rayos X asociada con el púlsar de milisegundos B1957 + 20 , en Science , vol. 299, n. 5611, febrero de 2003, págs. 1372-1374, Bibcode : 2003Sci ... 299.1372S , DOI : 10.1126 / science.1079841 , PMID 12610299 , arXiv : astro-ph / 0302588 .
  9. ^ Patrick O. Slane, Yang Chen y Norbert S. Schulz, Observaciones de Chandra del remanente de supernova tipo cangrejo G21.5-0.9 , en Astrophysical Journal , vol. 533, n. 1, abril de 2000, págs. L29 - L32, código Bib : 2000ApJ ... 533L..29S , DOI : 10.1086 / 312589 , PMID 10727384 , arXiv : astro-ph / 0001536 .
  10. ^ Bryan M. Gaensler y Patrick O. Slane, La evolución y estructura de las nebulosas del viento Pulsar , en Revisión anual de astronomía y astrofísica , vol. 44, n. 1, septiembre de 2006, págs. 17–47, Bibcode : 2006ARA & A..44 ... 17G , DOI : 10.1146 / annurev.astro.44.051905.092528 , arXiv : astro-ph / 0601081 .

Artículos relacionados

enlaces externos

Astronomía Portal de astronomía : acceda a las entradas de Wikipedia relacionadas con la astronomía y la astrofísica.
Obtenido de " https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Plerione&oldid=109272688 "