nebulosa de viento de púlsar

Una nebulosa de viento de púlsar ( PWN , plural PWNe ), a veces llamada plerión (derivado del griego "πλήρης", pleres , que significa "lleno"), ^{[ 1 ]} es un tipo de nebulosa que a veces se encuentra dentro de la envoltura de un remanente de supernova (SNR), alimentada por vientos generados por un púlsar central . Estas nebulosas fueron propuestas como una clase en 1976 como aumentos en longitudes de onda de radio dentro de remanentes de supernova. ^{[ 1 ]} Desde entonces se ha descubierto que son fuentes infrarrojas , ópticas, milimétricas, de rayos X ^{[ 2 ]} y de rayos gamma . ^{[ 3 ] [ 4 ]}

Las nebulosas de viento de púlsar evolucionan a través de varias fases. ^{[ 2 ] [ 5 ]} Las nuevas nebulosas de viento de púlsar aparecen poco después de la creación de un púlsar y, por lo general, se encuentran dentro de un remanente de supernova , por ejemplo, la Nebulosa del Cangrejo , ^{[ 6 ]} o la nebulosa dentro del gran Remanente de Supernova de Vela . ^{[ 7 ]} A medida que la nebulosa de viento de púlsar envejece, el remanente de supernova se disipa y desaparece. Con el tiempo, las nebulosas de viento de púlsar pueden convertirse en nebulosas de choque de proa que rodean púlsares de milisegundos o de rotación lenta. ^{[ 8 ]}

Los vientos de los púlsares están compuestos de partículas cargadas ( plasma ) aceleradas a velocidades relativistas por los potentes campos magnéticos de rotación rápida, superiores a 1 teragauss (100 millones de teslas ), generados por el púlsar en rotación. El viento del púlsar suele fluir hacia el medio interestelar circundante, creando una onda de choque estacionaria denominada «onda de choque de terminación del viento», donde este se desacelera hasta alcanzar una velocidad subrelativista. Más allá de este radio, la emisión de sincrotrón aumenta en el flujo magnetizado.

Las nebulosas de viento de púlsares suelen presentar las siguientes propiedades:

• Un brillo creciente hacia el centro, sin la estructura en forma de capa que se observa en los remanentes de supernovas.
• Un flujo altamente polarizado y un índice espectral plano en la banda de radio, α=0–0,3. El índice se vuelve más pronunciado a energías de rayos X debido a las pérdidas por radiación sincrotrón y, en promedio, tiene un índice de fotones de rayos X de 1,3–2,3 (índice espectral de 2,3–3,3).
• Un tamaño de rayos X que generalmente es menor que su tamaño de radio y óptico (debido a las vidas medias de sincrotrón más cortas de los electrones de mayor energía). ^{[ 5 ]}
• Un índice de fotones a energías de rayos gamma de TeV de ~2,3.

Las nebulosas de viento de púlsar pueden ser potentes sondas para estudiar la interacción de un púlsar/estrella de neutrones con su entorno. Sus propiedades únicas permiten inferir la geometría, la energía y la composición del viento del púlsar, la velocidad espacial del propio púlsar y las propiedades del medio circundante. ^{[ 4 ]}

• Catálogo de nebulosas de viento de púlsar