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脉冲星风云

十月 06, 2023

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源[3]。

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」，其中的物質被減速到次相對論速度。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]。
  • 在伽瑪射線的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.; et al. 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.; et al. 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


十月 06, 2023
脉冲星风云, 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, 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, 之後, 它們被發現是x射線輻射源, 並且可能是伽瑪射線源, 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. 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 plhrhs 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源 3 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 目录 1 脈衝星風星雲的演化 2 脈衝星風星雲的特性 3 相關條目 4 參考資料 5 外部連結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 其中的物質被減速到次相對論速度 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 a 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 在伽瑪射線的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3C 58 SNR G292 0 01 8參考資料 编辑 1 0 1 1 1 2 1 3 Weiler K W Panagia N Are Crab type Supernova Remnants Plerions Short lived Astronomy amp Astrophysics November 1978 70 419 422 Bibcode 1978A amp A 70 419W 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 nbsp doi 10 1063 1 4772215 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 nbsp doi 10 1046 j 1365 8711 2003 06296 x Hester J Jeff The Crab Nebula An Astrophysical Chimera Annual Review of Astronomy amp Astrophysics September 2008 46 1 127 155 Bibcode 2008ARA amp A 46 127H doi 10 1146 annurev astro 45 051806 110608 Weiler K W Panagia N Vela X and the Evolution of Plerions Astronomy and Astrophysics October 1980 90 3 269 282 Bibcode 1980A amp A 90 269W Stappers B W Gaensler B M Kaspi V M et al 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 nbsp doi 10 1126 science 1079841 Slane Patrick O Chen Yang Schulz Norbert S et al 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 nbsp doi 10 1086 312589 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 amp A 44 17G arXiv astro ph 0601081 nbsp doi 10 1146 annurev astro 44 051905 092528 外部連結 编辑The Pulsar Wind Nebula Catalog 页面存档备份 存于互联网档案馆 取自 https zh wikipedia org w index php title 脉冲星风云 amp oldid 77172725, 维基百科，wiki，书籍，书籍，图书馆，

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