脉冲星风云

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船帆座脈衝星(中心)及其周圍的脈衝星風雲。
蟹狀星雲的內部。中心部分顯示脈衝風星雲,中心的偏紅色星是蟹狀星雲脈衝星。合成影像的可見光是哈伯太空望遠鏡的資料(紅色),X射線的資料來自錢卓拉(藍色)。

脈衝星風雲pulsar wind nebula,縮寫為PWN,複數為PWNe,有時稱為plerion,是源自希臘語"πλήρης","pleres",意思是"滿"[1]。),是由超新星殘骸中心的脈衝星產生的脈衝星風提供動力,在其殼體內發現的星雲。這種星雲是在1976年發現的,當時在超新星殘骸中心附近的無線電波出現衰減的現象[1]。之後,它們被發現是X射線輻射源[2],並且可能是伽瑪射線[3]

脈衝星風星雲的演化[编辑]

產生脈衝星風雲的過程很複雜,它們在產生成為所謂的星雲遺跡之前會通過各種階段的演化,像是風泡、殼狀星雲或弓形衝擊星雲[2]。 新的脈衝星風雲出現在脈衝星產生的最初數千年內,通常看起來像超新星殘骸內的一系列殼層,例如蟹狀星雲內部區域內的小脈衝星風雲[4],或是在巨大的船帆座超新星殘骸及其相關的船帆座脈衝星內的星雲[5]

隨著脈衝星風雲年齡的老化,超新星殘骸的星雲消散和消失。在時間的推移中,脈衝星風雲的行為可能會改變,成為圍繞著毫秒電波脈衝星,或更老更慢的旋轉脈衝星遺跡的星雲[6]。估計脈衝星風雲可以持續15,000年,之後,殼隨著脈衝星能量的減少而消散,它們就不再能探測到[1]。重要的是,這取決於脈衝星因失去能量而自旋速度變慢的速率;這在已知的脈衝星之間有所不同[1]

脈衝星風星雲的特性[编辑]

脈衝星風由帶電粒子(電漿)組成,並由旋轉脈衝星的快速旋轉產生強度達到1TG的巨大磁場加速到相對論速度。 脈衝星風經常流入周圍的星際物質,形成一種經常性的激波,稱為'風終端激波',其中的物質被檢肅到次相對論速度。超過此半徑,同步發射在磁化流中增加。這些過程可以開啟和關閉與許多反轉,這為在中心的脈衝星創造了許多可見的外殼[2]

脈衝星雲通常顯示以下的屬性:

  • 越靠近中心亮度越高,而沒有像大多數其它超新星殘骸中的殼層結構。
  • 在電波頻帶中高度偏振通量和平面譜指數, α=0–0.3。由於同步輻射的損失,X射線能量指數上升,平均X射線光子指數為1.3–2.3 (譜指數為2.3–3.3)。
  • X射線的尺度通常小於其電波和光學尺度(由於高能電子的同步加速壽命較短)[7]
  • 伽瑪射線TeV光子能量指數約為2.3。

脈衝星風雲可以是探測脈衝星/中子星與周圍環境相互作用的有利探測器。其獨特的特性可以推斷脈衝星風的幾何、能量和組成、脈衝星本身的空間速度以及環境物質的特性[8]

相關條目[编辑]

參考資料[编辑]

  1. ^ 1.0 1.1 1.2 1.3 Weiler, K. W.; Panagia, N. Are Crab-type Supernova Remnants (Plerions) Short-lived?. Astronomy & Astrophysics. November 1978, 70: 419–422. Bibcode:1978A&A....70..419W. 
  2. ^ 2.0 2.1 2.2 Safi-Harb, Samar. Plerionic supernova remnants. AIP Conference Proceedings: 5th International Meeting on High Energy Gamma-Ray Astronomy. December 2012, 1505: 13–20. Bibcode:2012AIPC.1505...13S. arXiv:1210.5406. doi:10.1063/1.4772215. 
  3. ^ Guetta, Dafne; Granot, Jonathan. Observational implications of a plerionic environment for gamma-ray bursts. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. March 2003, 340 (1): 115–138. Bibcode:2003MNRAS.340..115G. arXiv:astro-ph/0208156. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06296.x. 
  4. ^ Hester, J. Jeff. The Crab Nebula: An Astrophysical Chimera. Annual Review of Astronomy & Astrophysics. September 2008, 46 (1): 127–155. Bibcode:2008ARA&A..46..127H. doi:10.1146/annurev.astro.45.051806.110608. 
  5. ^ Weiler, K. W.; Panagia, N. Vela X and the Evolution of Plerions. Astronomy and Astrophysics. October 1980, 90 (3): 269–282. Bibcode:1980A&A....90..269W. 
  6. ^ Stappers, B. W.; Gaensler, B. M.; Kaspi, V. M.; 等. An X-ray nebula associated with the millisecond pulsar B1957+20. Science. February 2003, 299 (5611): 1372–1374. Bibcode:2003Sci...299.1372S. PMID 12610299. arXiv:astro-ph/0302588. doi:10.1126/science.1079841. 
  7. ^ Slane, Patrick O.; Chen, Yang; Schulz, Norbert S.; 等. Chandra Observations of the Crab-like Supernova Remnant G21.5-0.9. Astrophysical Journal. April 2000, 533 (1): L29–L32. Bibcode:2000ApJ...533L..29S. PMID 10727384. arXiv:astro-ph/0001536. doi:10.1086/312589. 
  8. ^ Gaensler, Bryan M.; Slane, Patrick O. The Evolution and Structure of Pulsar Wind Nebulae. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. September 2006, 44 (1): 17–47. Bibcode:2006ARA&A..44...17G. arXiv:astro-ph/0601081. doi:10.1146/annurev.astro.44.051905.092528. 

外部連結[编辑]