A Pulsar-Windnebel ( PWN Plural Plural PWNe ), manchmal auch als plerion (abgeleitet vom griechischen "πλήρης", pleres was "voll" bedeutet) bezeichnet, [1] ist eine Art Nebel, der in den Schalen von gefunden wird Supernova-Überreste (SNRe), die von Pulsarwinden angetrieben werden, die von ihrem zentralen Pulsar erzeugt werden. Diese Nebel wurden 1976 als kleine Vertiefungen bei Radiowellenlängen in der Nähe des Zentrums von Supernova-Überresten entdeckt. [1] Sie wurden seither als Röntgenstrahler [2] entdeckt und sind möglicherweise Gammastrahlenquellen. [3]
Evolution of pulsar wind Nebel [ edit ]
Prozesse, die Pulsar-Windnebel erzeugen, sind kompliziert und durchlaufen verschiedene Phasen, bevor ein sogenannter Reliktnebel entsteht, der als Windblase, Muschelnebel oder sichtbar ist als Bugschock. [2] In den ersten Jahrtausenden der Entstehung eines Pulsars tauchen neue Plerions auf und sehen oft wie eine Reihe von Granaten im Inneren des Supernova-Überrests aus, zum Beispiel der kleine Pulsar-Windnebel im inneren Bereich des Crab Nebula, [4] oder der Nebel innerhalb des großen Vela Supernova-Überrests und des damit verbundenen Vela Pulsar. [5]
Mit zunehmendem Alter der Pflanze löst sich der Nebel des Supernova-Überrests auf und verschwindet. Im Laufe der Zeit können sich Pulsar-Windnebel im Verhalten ändern und zu Reliktnebeln werden, die Millisekunden-Radio-Pulsare oder sogar ältere und langsamer rotierende Pulsare umgeben. [6] Man nimmt an, dass die Plerionen etwa 15.000 Jahre andauern, woraufhin die Hülle mit abnehmender Energie vom Pulsar abfällt und sie sind nicht mehr nachweisbar. [1] Wichtig ist, dass dies von der Geschwindigkeit abhängt, die der Pulsar verliert, wenn sich seine Spinrate verlangsamt, was sich bei den bekannten Pulsaren ändert. [1]
Eigenschaften von Pulsar-Windnebeln [19456522] ] edit ]
Pulsarwinde bestehen aus geladenen Teilchen (Plasma), die durch die schnell rotierenden, enorm starken Magnetfelder über 1 Teragaus (100 Millionen Teslas), die vom sich drehenden Pulsar erzeugt werden, auf relativistische Geschwindigkeiten beschleunigt werden. Der Pulsarwind strömt häufig in das umgebende interstellare Medium und erzeugt eine stehende Schockwelle, die als "Wind-Beendigungsschock" bezeichnet wird, bei der Materie auf subrelativistische Geschwindigkeit abgebremst wird. Über diesen Radius hinaus steigt die Synchrotronemission im magnetisierten Fluss. Diese Vorgänge können mit vielen Umkehrungen ein- und ausgeschaltet werden, wodurch die zahlreichen sichtbaren Schalen zentriert auf dem Pulsar entstehen. [2]
Pulsar-Windnebel weisen häufig folgende Eigenschaften auf:
- Zunehmende Helligkeit zur Mitte hin, ohne schalenartige Struktur wie bei den meisten anderen Supernova-Überresten.
- Ein stark polarisierter Fluss und ein flacher Spektralindex in der Funkbande, α = 0–0,3. Der Index wird bei Röntgenstrahlungsenergien aufgrund von Synchrotronstrahlungsverlusten steiler und hat im Durchschnitt einen Röntgenphotonenindex von 1,3–2,3 (Spektralindex von 2,3–3,3).
- Eine Röntgengröße, die im Allgemeinen kleiner als ist ihre Radio- und optische Größe (aufgrund geringerer Synchrotronlebensdauer der Elektronen mit höherer Energie). [7]
- Ein Photonenindex bei TeV-Gammastrahlenergien von ~ 2,3.
Pulsar-Windnebel können leistungsstarke Sonden für die Wechselwirkung eines Pulsar / Neutronensterns mit seiner Umgebung sein. Ihre einzigartigen Eigenschaften können verwendet werden, um die Geometrie, die Energetik und die Zusammensetzung des Pulsarwinds, die Raumgeschwindigkeit des Pulsars selbst und die Eigenschaften des Umgebungsmediums zu bestimmen. [8]
Siehe auch [ edit ]
Referenzen [ edit ]
- ^ a b . 19659029] c d Weiler, KW; Panagia, N. (November 1978). "Sind Supernova-Überreste (Plerions) von Krabben von kurzer Dauer?" Astronomie & Astrophysik . 70 : 419–422. Bibcode: 1978A & A .... 70.419 W
- ^ a b c Safi -Harb, Samar (Dezember 2012). "Plerionische Supernova-Überreste". AIP-Konferenzbeiträge: 5. Internationale Tagung zur Gamma-Ray-Astronomie mit hoher Energie . 1505 : 13–20. arXiv: 1210.5406 . Bibcode: 2012AIPC.1505 ... 13S. doi: 10.1063 / 1.4772215.
- ^ Guetta, Dafne; Granot, Jonathan (März 2003). "Beobachtungseffekte einer plerionischen Umgebung für Gammastrahlenausbrüche". Monatliche Bekanntmachungen der Royal Astronomical Society . 340 (1): 115–138. arXiv: astro-ph / 0208156 . Bibcode: 2003MNRAS.340..115G. doi: 10.1046 / j.1365-8711.2003.06296.x
- ^ Hester, J. Jeff (September 2008). "Der Krebsnebel: Eine astrophysikalische Schimäre". Jahresbericht über Astronomie und Astrophysik . 46 (1): 127–155. Bibcode: 2008ARA & A..46..127H. doi: 10.1146 / annurev.astro.45.051806.110608.
- ^ Weiler, K. W .; Panagia, N. (Oktober 1980). "Vela X und die Evolution der Plerions". Astronomie und Astrophysik . 90 (3): 269–282. Bibcode: 1980A & A .... 90. 269 W.
- ^ Stappers, B. W .; Gaensler, B. M .; Kaspi, V. M .; et al. (Februar 2003). "Ein mit dem Millisekundenpulsar B1957 + 20 assoziierter Röntgennebel". Wissenschaft . 299 (5611): 1372–1374. arXiv: astro-ph / 0302588 . Bibcode: 2003Sci ... 299.1372S. doi: 10.1126 / science.1079841. PMID 12610299.
- ^ Slane, Patrick O .; Chen, Yang; Schulz, Norbert S .; et al. (April 2000). "Chandra-Beobachtungen des krabbenähnlichen Supernova-Überrests G21.5-0.9". Astrophysical Journal . 533 (1): L29 – L32. arXiv: astro-ph / 0001536 . Bibcode: 2000ApJ ... 533L..29S. doi: 10.1086 / 312589. PMID 10727384.
- ^ Gaensler, Bryan M .; Slane, Patrick O. (September 2006). "Die Entwicklung und Struktur von Pulsar-Windnebeln". Jährliche Überprüfung der Astronomie und Astrophysik . 44 (1): 17–47. arXiv: astro-ph / 0601081 . Bibcode: 2006ARA & A..44 ... 17G. doi: 10.1146 / annurev.astro.44.051905.092528.
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