PULSAR WIND NEBULAE
IN EVOLVED SUPERNOVA
REMNANTS
John M. Blondin, Roger A. Chevalier,
Dargan M. Frierson
Alumno: Cristian F. Guevara N.
Profesor: Simon Cassasus
VELA
-Remanente de Supernova
- Distancia: 350 pc.
- Edad pulsar: ~ 11400 yr.
- Gran brillo y tamaño
angular ~8°
Evolución Nebulosa Pulsar
Esta evolución puede ser dividida en fases:
• Expansión libre en la eyección de la supernova
• Interacción del remanente SN y el ISM, surge el
shock inverso
• Compresión de la nebulosa por el shock inverso
Modelo Interacción PWN/SNR
•Perfil de densidad del material eyectado
• Radio del shock frontal R1
• Radio de la nebulosa del pulsar Rp
α=1.048 n=9 A(n,Esn,vt) vt(n,Esn,Mej)
Modelo Interacción PWN/SNR
Modelo Interacción PWN/SNR
A los ~103 yr ocurren distintos eventos
•Muerte del pulsar
•Nebulosa pulsar llega al plateau de eyección (Rt=vt· t)
Modelo Interacción PWN/SNR
•Plateau de eyección alcanza shock inverso (Rt=R2)
t2~ 3700 yrs
t3 ~1500 yrs
Simulación Hidrodinámica 1-D
La simulación se basa en el tratamiento de dos fluidos
a distintos γ, en donde el visto del pulsar se modela
con γ=4/3, y el gas circumestelar con la eyección de la
SN con γ=5/3.
Simulación Hidrodinámica 1-D
Simulación Hidrodinámica 1-D
•Relación entre presión de la nebulosa y el shock
inverso a t3
~ 0.2
R
• Relación entre el radio de la nebulosa y el radio
del shock frontal
0.20 A
0.11 B
0.29 C t=5· 1012 s
Simulación Hidrodinámica 1-D
A (solid)
B (long dash)
C (short dash).
Simulación Hidrodinámica 2-D
Se utiliza un modelo en 2-D para estudiar
inestabilidades de la morfología de la nebulosa del
pulsar, asumiendo simetría de reflexión con respecto al
ecuador y se mantienen las condiciones iniciales del
modelo de 1-D
Se diferencia por la inestabilidad de Rayleigh-Taylor
del cascaron delgado de la eyección y la rápida mezcla
de los gases
Simulación Hidrodinámica 2-D
Simulación Hidrodinámica 2-D
Simulación Hidrodinámica 2-D
Simulación Hidrodinámica 2-D
Simulaciones con una distribución de densidad
suave en la dirección vertical
H=Largo de escala
x=1.2
Simulación Hidrodinámica 2-D
H = 1· 1019 cm
Simulación Hidrodinámica 2-D
H = 1· 1020 cm
t~50.000 yr
H = 3· 1019 cm
H = 1· 1019 cm
RSNR=1.5 · 1020 cm
Comparación Observaciones
Existen filamentos de radio y
líneas de campo magnético
asociados,
por
la
inestabilidad de Rayleigh
Taylor
Dirección de la velocidad del
pulsar no va al centro de la
nebulosa, al existir asimetría
en el ISM que la rodea
Comparación Observaciones
•Ocurriría ya que la supernova ocurrió en la posición
del pulsar, pero la alta densidad del Norte causó una
expansión mayor hacia el Sur, y la asimetría en el
frente del shock inverso empujó la nebulosa del
pulsar hacia el sur del pulsar
• La emisión de radio synchroton sería resultado de la
inestabilidad de Rayleigh Taylor durante el proceso
de aplastamiento, que resulta en gas caliente y termal
siendo mezclado con fluidos relativistas
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