Плеріон
Плеріони (від грец. πλεριος — «заповнений»)[1][2] — залишки наднових, які оточують молоді пульсари й живляться потоком релятивістських частинок, прискорених магнітним полем пульсара[3]. Характерною особливістю плеріонів є зростання яскравості до центру туманності[1]. Найвідомішим представником є Крабоподібна туманність[1].
Плеріони були виділені як клас об'єктів у 1976 році за їхнім радіовипромінюванням[2]. Відтоді було встановлено, що вони є джерелами інфрачервоного, оптичного, міліметрового, рентгенівського[4] та гамма-випромінювання[5][6]. Зі 132 залишків наднових, відомих станом на 1996 рік, 11 класифікувались як плеріони[1].
Плеріони проходять в своїй еволюції кілька окремих фаз[4][7]. Новий плеріон з’являється незабаром після утворення пульсара й зазвичай розташований всередині залишку наднової (наприклад Крабоподібної туманності[8] або туманності всередині великого залишку наднової Вітрил[9]). Коли плеріон старіє, залишок наднової розсіюється та зникає. У подальшому, з послабленням пульсара, плеріон має перетворитися на залишок оболонкового типу навколо пульсара[10][3].
Від пульсарів рухаються потоки заряджених частинок (плазми), прискорених до релятивістських швидкостей швидким обертанням надзвичайно сильних магнітних полів пульсара (понад 1 терагаус). Ці потоки частинок, так званий пульсарний вітер, зіштовхуються з навколишнім міжзоряним середовищем, створюючи стоячу ударну хвилю, на якій потік сповільнюється до субрелятивістської швидкості. За межами цього радіуса в намагніченому потоці збільшується синхротронне випромінювання.
Плеріони часто мають такі властивості:
- Зростання яскравості у напрямку до центру[1], без такої оболонкоподібної структури, яка спостерігається у залишках наднових.
- Сильна поляризація і плоский спектральний індекс в радіодіапазоні, α=0–0,3. В рентгенівському діапазоні спектральний індекс зростає до значень 2,3–3,3 (фотонний індекс 1,3–2,3) за рахунок втрат на синхротронне випромінювання.
- Розмір області рентгенівського випромінювання зазвичай менший за розмір областей радіо- та оптичного випромінювання (через менший час життя електронів з вищою енергією під дією синхротронного випромінювання)[7].
- Фотонний індекс ~2,3 у гамма-діапазоні при енергіях порядку ТеВ.
Плеріони можуть бути потужним інструментом для дослідження взаємодії пульсара з оточенням. Їхні властивості можна використовувати для визначення геометрії, енергетики та складу пульсарного вітру, космічної швидкості самого пульсара та властивостей навколишнього середовища[6].
- ↑ а б в г д Плеріони // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 360. — ISBN 966-613-263-X.
- ↑ а б Weiler, K. W.; Panagia, N. (November 1978). Are Crab-type Supernova Remnants (Plerions) Short-lived?. Astronomy & Astrophysics. 70: 419—422. Bibcode:1978A&A....70..419W.
- ↑ а б Залишок наднової // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 161. — ISBN 966-613-263-X.
- ↑ а б Safi-Harb, Samar (December 2012). Plerionic supernova remnants. AIP Conference Proceedings: 5th International Meeting on High Energy Gamma-Ray Astronomy. AIP Conference Proceedings. Т. 1505. с. 13—20. arXiv:1210.5406. Bibcode:2012AIPC.1505...13S. doi:10.1063/1.4772215. S2CID 119113738.
- ↑ Guetta, Dafne; Granot, Jonathan (March 2003). Observational implications of a plerionic environment for gamma-ray bursts. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 340 (1): 115—138. arXiv:astro-ph/0208156. Bibcode:2003MNRAS.340..115G. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06296.x.
- ↑ а б Gaensler, Bryan M.; Slane, Patrick O. (September 2006). The Evolution and Structure of Pulsar Wind Nebulae. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 44 (1): 17—47. arXiv:astro-ph/0601081. Bibcode:2006ARA&A..44...17G. doi:10.1146/annurev.astro.44.051905.092528.
- ↑ а б Slane, Patrick O.; Chen, Yang; Schulz, Norbert S. та ін. (April 2000). Chandra Observations of the Crab-like Supernova Remnant G21.5-0.9. Astrophysical Journal. 533 (1): L29—L32. arXiv:astro-ph/0001536. Bibcode:2000ApJ...533L..29S. doi:10.1086/312589. PMID 10727384.
- ↑ Hester, J. Jeff (September 2008). The Crab Nebula: An Astrophysical Chimera. Annual Review of Astronomy & Astrophysics. 46 (1): 127—155. Bibcode:2008ARA&A..46..127H. doi:10.1146/annurev.astro.45.051806.110608.
- ↑ Weiler, K. W.; Panagia, N. (October 1980). Vela X and the Evolution of Plerions. Astronomy and Astrophysics. 90 (3): 269—282. Bibcode:1980A&A....90..269W.
- ↑ Stappers, B. W.; Gaensler, B. M.; Kaspi, V. M. та ін. (February 2003). An X-ray nebula associated with the millisecond pulsar B1957+20. Science. 299 (5611): 1372—1374. arXiv:astro-ph/0302588. Bibcode:2003Sci...299.1372S. doi:10.1126/science.1079841. PMID 12610299.
| Типи |  | |
|---|---|---|
| Одинарні пульсари | ||
| Бінарні пульсари | ||
| Характеристики | ||
| Пов'язане | ||
| Відкриття | ||
| Дослідження супутниками | ||
| Інше | ||
| Видимі туманності |  | |
|---|---|---|
| Дозоряні туманності | ||
| Зоряні туманності | ||
| Постзоряні туманності | ||
| Хмари | ||
| Морфологія | ||
| Міжгалактичні туманності | ||
| Списки | Дифузні туманності • Планетарні туманності (PNe) • Протопланетарні туманності (PPNe) • Залишки наднових (SNRs) | |