Плерион

Плерион (от др.-греч. πλήρης «полный»; англ. pulsar wind nebula) — термин, который ввели в 1978 году Вайлер и Панагия, означающий подпитывание туманности ветром пульсара. На ранней стадии (первые несколько тысяч лет) их эволюции плерионы часто встречаются внутри оболочек остатков сверхновых. Тем не менее, плерионы также можно найти и около старых пульсаров, остаток сверхновых которых исчез, включая старые радиопульсары с миллисекундным периодом (пример: Stappers и др. 2003 г.).^[1] Прототипом плерионов может служить Крабовидная туманность (Hester и др. 2008 г.).^[2] Пульсарный ветер состоит из заряженных частиц, разогнанных до релятивистских скоростей быстрым вращением сверхсильного магнитного поля вращающегося пульсара. Пульсарный ветер истекает в межзвёздное пространство, создавая стоячую ударную волну, где он замедляется до субрелятивистской скорости. Помимо этого, радиус синхротронного излучения увеличивается в намагниченном потоке.

Крабовидная туманность, видимая через оптический телескоп Хаббл, — пример туманности с ветром пульсара

Плерионы часто показывают следующие свойства:

• Увеличение яркости от краёв к центру, без похожей на оболочку структуры, видимой в большинстве остатков сверхновых.
• Сильно поляризованный поток и плоский спектральный индекс в радиодиапазоне α = 0—0,3. Индекс повышается на рентгеновских энергиях из-за потерь синхротронного излучения и в среднем рентгеновский фотон имеет индекс 1,3—2,3 (спектральный индекс 2,3—3,3).
• Размер в рентгеновских лучах, как правило, меньше их радио- и оптического размера (за счёт меньшего синхротронного времени жизни электронов высоких энергий) (пример: Слэн и др. 2000 г.).^[3]
• Индекс фотона на энергиях гамма-лучей в ТэВ составляет около 2,3.

Плерионы могут быть значимыми показателями взаимодействия пульсара с его окружением — их свойства могут использоваться для вывода геометрии, энергетики и состава пульсарного ветра, собственной космической скорости пульсара и свойств окружающей среды (Gaensler & Slane, 2006).^[4]

См. также

• G292.0+1.8
• Крабовидная туманность

Примечания

1. Stappers B. W., Gaensler B. M., Kaspi V. M., van der Klis M., Lewin W. H. G. An X-ray nebula associated with the millisecond pulsar B1957+20 (англ.) // Science : journal. — 2003. — Vol. 299, no. 1. — P. 1372—1374. — doi:10.1126/science.1079841. — Bibcode: 2003Sci...299.1372S. — arXiv:astro-ph/0302588.
2. Hester J. J. The Crab Nebula: An Astrophysical Chimera (англ.) // ARAA^[англ.] : journal. — 2008. — Vol. 46, no. 1. — P. 127—155. — doi:10.1146/annurev.astro.45.051806.110608. — Bibcode: 2008ARA&A..46..127H.
3. Slane, Patrick O.; Chen, Yang; Schulz, Norbert S.; Seward, Frederick D.; Hughes, John P.; Gaensler, Bryan M. Chandra Observations of the Crab-like Supernova Remnant G21.5-0.9 (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2000. — Vol. 533, no. 1. — P. L29—L32. — doi:10.1086/312589. — Bibcode: 2000ApJ...533L..29S. — arXiv:astro-ph/0001536. — PMID 10727384.
4. Gaensler, Bryan M.; Slane, Patrick O. The Evolution and Structure of Pulsar Wind Nebulae (англ.) // ARAA^[англ.] : journal. — 2006. — Vol. 44, no. 1. — P. 17—47. — doi:10.1146/annurev.astro.44.051905.092528. — Bibcode: 2006ARA&A..44...17G. — arXiv:astro-ph/0601081.

Ссылки

• The Pulsar Wind Nebula Catalog