Atarca rüzgârı bulutsusu
Atarca rüzgârı bulutsusu (İngilizce: Pulsar wind nebula, kısaca PWN), bazen merkezindeki bir atarca tarafından üretilen rüzgârlarla güçlendirilmiş süpernova kalıntısı (SNR) kabuğunun içinde bulunan bir bulutsu türüdür. Yunanca "πλήρης", "pleres", yani "tamamlamak" anlamına gelen kelimeden türetilen pleryon olarak da adlandırılır.[1] Bu bulutsular, 1976 yılında süpernova kalıntılarının içinde radyo dalga boylarında artışlar gösteren bir sınıf olarak önerildi. O zamandan beri bunların, kızılötesi, optik, milimetre, X-ışını[2] ve gama ışını kaynakları olduğu bulunmuştur.[3][4]
Atarca rüzgârı bulutsularının evrimi
[değiştir | kaynağı değiştir]Atarca rüzgârı bulutsuları çeşitli evrelerden geçer.[2][5] Yeni atarca rüzgârı bulutsuları, atarcanın oluşumundan kısa bir süre sonra ortaya çıkar ve tipik olarak bir süpernova kalıntısının içinde yer alır, örneğin Yengeç Bulutsusu[6] veya büyük Yelken Süpernova Kalıntısı'nın içindeki bulutsu gibi.[7] Atarca rüzgârı bulutsusu yaşlandıkça, süpernova kalıntısı dağılır ve kaybolur. Atarca rüzgârı bulutsuları zamanla, milisaniye veya yavaş dönen atarcaları çevreleyen yay şoku bulutsularına dönüşebilir.[8]
Özellikler
[değiştir | kaynağı değiştir]Atarca rüzgârları, dönen atarca tarafından üretilen ve dönüş hızı son derece yüksek, 1 teragauss (100 milyon tesla) üzerindeki muazzam güçlü manyetik alanlar tarafından rölativistik hızlara ivmelendirilmiş yüklü parçacıklardan (plazma) oluşur. Atarca rüzgârı genellikle çevresindeki yıldızlararası ortama doğru akar ve rüzgârın rölativistik hızın altına düştüğü 'rüzgâr sonlandırma şoku' adı verilen sabit bir şok dalgası yaratır. Bu yarıçapın ötesinde, manyetize akıştaki sinkrotron emisyonu artar.
Atarca rüzgârı bulutsuları genellikle aşağıdaki özellikleri gösterir:
- Süpernova kalıntılarında görülen kabuk benzeri yapı olmaksızın merkeze doğru artan bir parlaklık.
- Radyo bandında oldukça polarize bir akı ve düz bir spektral indeks (α=0-0,3). İndeks, sinkrotron radyasyonu kayıpları nedeniyle X-ışını enerjilerinde yükselir ve ortalama olarak 1,3-2,3 X-ışını foton indeksine sahiptir (2,3-3,3 spektral indeks).
- X-ışını boyutu, genellikle radyo ve optik boyutlarından daha küçüktür (daha yüksek enerjili elektronların sinkrotron ömürlerinin daha kısa olması nedeniyle).[5]
- TeV gama ışını enerjilerinde bir foton indeksi ~2,3'tür.
Atarca rüzgârı bulutsuları, atarca/nötron yıldızının çevresiyle olan etkileşimine dair güçlü araçlar olabilir. Benzersiz özellikleri, atarca rüzgârının geometrisini, enerjisini ve bileşimini; atarcanın kendi uzay hızını ve çevresindeki ortamın özelliklerini anlamak için kullanılabilir.[4]
Ayrıca bakınız
[değiştir | kaynağı değiştir]Kaynakça
[değiştir | kaynağı değiştir]- ^ 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.
- ^ a b Safi-Harb, Samar (Aralık 2012). Plerionic supernova remnants. AIP Conference Proceedings: 5th International Meeting on High Energy Gamma-Ray Astronomy. AIP Conference Proceedings. 1505. ss. 13-20. arXiv:1210.5406
. Bibcode:2012AIPC.1505...13S. doi:10.1063/1.4772215.
- ^ Guetta, Dafne; Granot, Jonathan (Mart 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.
- ^ a b Gaensler, Bryan M.; Slane, Patrick O. (Eylül 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.
- ^ a b Slane, Patrick O.; Chen, Yang; Schulz, Norbert S.; Seward, Frederick D.; Hughes, John P.; Gaensler, Bryan M. (Nisan 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. (Ekim 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.; van der Klis, M.; Lewin, W. H. G. (Şubat 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.
Dış bağlantılar
[değiştir | kaynağı değiştir]| Görünür bulutsu | |
|---|---|
| Ön-yıldız bulutsuları | |
| Yıldız bulutsusu | |
| Yıldız-sonrası bulutsular | |
| Bulutlar | |
| Morfoloji | |
| Galaksiler arası lekeler | |
 listeler |
|
