سديم ريح نباض
سديم ريح نجم نابض pulsar wind nebula هو مصطلح ابتدعه ويلير وباناجيا في الإشارة إلى السديم المعزز برياح نبضية تأتي من النباض في المراحل المبكرة من تشكله.[1][2][3] غالبا ما تتواجد الرياح السديمية النبضية في بقايا مستعر أعظم. وكمثال عملي عليها الرياح السديمية النبضية ضمن سديم السرطان.
هذه الرياح النجمية عبارة عن تيار من الجسيمات عالية الطاقة التي تنتجها الظروف القاسية بالقرب من نجم نيوتروني. في ظل ظروف معينة (تكوين موجات تصادمية بسبب تباطؤ الجسيمات التي تقترب من سرعة الضوء عند دخول السديم)؛ فتؤدي الرياح النجمية إلى تكوين سديم رياح نابض. يمتد الإشعاع الصادر عن اللب إلى ما وراء نطاق موجة الصدمة بسبب تكون إشعاع السنكروترون والنفاثات الناتجة من الحقول المغناطيسية للنجم النابض.
يختلف سديم ريح النجم النابض عن بقايا المستعر الأعظم الطبيعي من حيث أنه لا يكوِّن بنية بالصدفة ، بل يزداد سطوعًا باتجاه المركز ؛ هذا بسبب المسار غير الحراري للإشعاع السنكروتروني ؛ الأشعاع السنكروتروني يكون مركزا . نتيجة لذلك ، يمكن ملاحظتها في أجزاء مختلفة من الطيف الكهرومغناطيسي ، ومعظمها من الأشعة السينية إلى النطاق الراديوي. مثال نموذجي لسديم الرياح النجمية هو سديم السرطان.
مع زيادة مشاهداتها تم اكتشاف أنها مصادر للأشعة تحت الحمراء ، و البصرية ، والمليمترية ، والأشعة السينية [4] وأشعة جاما. [5][6]
تطور سدم الرياح النجمية عدل
تتطور سدم الرياح النجمية عبر مراحل مختلفة. [4][7] تظهر سدم الرياح النجمية الجديدة بعد تكوين النجم النابض بفترة وجيزة ، وتوجد عادةً داخل بقايا مستعر أعظم ، على سبيل المثال سديم السرطان ، [8] أو السديم داخل بقايا المستعر الأعظم الكبير Vela. مع تقدم عمر سديم الرياح النجمية ، تتبدد بقايا المستعر الأعظم وتختفي. بمرور الوقت ، قد تتحول سدم الرياح النجمية إلى انحناء صدمي تحيط بنجم نابض يدور ببطء أو تحيط نباض ينبض بالمللي ثانية.
الخصائص عدل
غالبا مايميز سدم رياح النابضات الخصائص التالية:
- تزايد اللمعان باتجاه المركز دون وجود بنية هيكلية.
- تدفق استقطابي عالي ومؤشر طبقي مسطح لأمواج الراديو α=0-0.3 و ينحرف المؤشر بشدة عند طاقة الأشعة السينية بسبب الخسائر السنكروترونية والإشعاعية و يكون متوسط مؤشر الأشعة السينية 1.3-2.3.
- مؤشر الفوتونات الصادر بأشعة غاما ~2.3.
انظر أيضاً عدل
مراجع عدل
- ^ Hester، J. Jeff (سبتمبر 2008). "The Crab Nebula: An Astrophysical Chimera". Annual Review of Astronomy & Astrophysics. ج. 46 ع. 1: 127–155. Bibcode:2008ARA&A..46..127H. DOI:10.1146/annurev.astro.45.051806.110608.
- ^ Gaensler، Bryan M.؛ Slane، Patrick O. (سبتمبر 2006). "The Evolution and Structure of Pulsar Wind Nebulae". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. ج. 44 ع. 1: 17–47. arXiv:astro-ph/0601081. Bibcode:2006ARA&A..44...17G. DOI:10.1146/annurev.astro.44.051905.092528.
- ^ Weiler، K. W.؛ Panagia، N. (أكتوبر 1980). "Vela X and the Evolution of Plerions". مجلة علم الفلك والفيزياء الفلكية. ج. 90 ع. 3: 269–282. Bibcode:1980A&A....90..269W.
- ^ أ ب Safi-Harb، Samar (ديسمبر 2012). Plerionic supernova remnants. AIP Conference Proceedings: 5th International Meeting on High Energy Gamma-Ray Astronomy. AIP Conference Proceedings. ج. 1505. ص. 13–20. arXiv:1210.5406. Bibcode:2012AIPC.1505...13S. DOI:10.1063/1.4772215. S2CID:119113738.
- ^ Guetta، Dafne؛ Granot، Jonathan (مارس 2003). "Observational implications of a plerionic environment for gamma-ray bursts". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ج. 340 ع. 1: 115–138. arXiv:astro-ph/0208156. Bibcode:2003MNRAS.340..115G. DOI:10.1046/j.1365-8711.2003.06296.x. S2CID:14308769.
- ^ اكتب عنوان المرجع بين علامتي الفتح
<ref>والإغلاق</ref>للمرجعGaensler2006 - ^ اكتب عنوان المرجع بين علامتي الفتح
<ref>والإغلاق</ref>للمرجعSlane2000 - ^ Hester، J. Jeff (سبتمبر 2008). "The Crab Nebula: An Astrophysical Chimera". Annual Review of Astronomy & Astrophysics. ج. 46 ع. 1: 127–155. Bibcode:2008ARA&A..46..127H. DOI:10.1146/annurev.astro.45.051806.110608.
