Pulsar wind nebula
http://dbpedia.org/resource/Pulsar_wind_nebula an entity of type: WikicatAstronomicalObjects
Plérion En astronomie, une nébuleuse de vent de pulsar, en abrégé PWN (de l'anglais pulsar wind nebula), ou un plérion, est un rémanent de supernova dont l'intensité décroît du centre au bord. On parle également de rémanent « plein ».
rdf:langString
A pulsar wind nebula (PWN, plural PWNe), sometimes called a plerion (derived from the Greek "πλήρης", pleres, meaning "full"), is a type of nebula sometimes found inside the shell of a supernova remnant (SNR), powered by winds generated by a central pulsar. These nebulae were proposed as a class in 1976 as enhancements at radio wavelengths inside supernova remnants. They have since been found to be infrared, optical, millimetre, X-ray and gamma ray sources.
rdf:langString
Per Plerione (in inglese pulsar wind nebula, abbr. PWN, PWNe plurale, traducibile come nebulosa creata dal vento della pulsar), dal greco "πλήρης", pleres, che significa pieno, si intende un tipo di nebulosa che si trova all'interno dell'involucro dei resti di supernova (SNRe) ed è alimentato dai venti generati dalla sua pulsar centrale. Queste nebulose sono state scoperte nel 1976 come piccole depressioni alle lunghezze d'onda radio vicino al centro dei resti di supernova. In seguito si è scoperto che sono sorgenti di raggi X e probabilmente anche di raggi gamma.
rdf:langString
パルサー星雲（パルサーせいうん）またはパルサー風星雲（Pulsar wind nebula）は、パルサーからのによって形成される星雲である。Weiler & Panagia [1978]の造語で、古代ギリシア語で「満たす」という意味の言葉"pleres"からプレリオン(plerion)とも呼ばれる。進化の初期段階（最初の数千年）では、しばしば超新星残骸の殻の内部で見られる。しかし、パルサー星雲は、超新星残骸が消失した後の、ミリ秒パルサー等の古いパルサーの周囲でも見られることがある(e.g. Stappers et al. 2003)。典型的なパルサー星雲は、かに星雲である(Hester et al. 2008)。 パルサー風は、パルサーの高速の自転と強い磁場によって相対論的速度にまで加速された荷電粒子で構成される。パルサー風は星間物質の中に流れ込んで衝撃波を形成し、ここで減速する。この領域を超えると、シンクロトロン放射が増加する。 パルサー星雲は、他の超新星残骸とは異なり、殻のような構造を持たず、中心に向かって明るさが増大する。 パルサー星雲は、パルサーと周囲との相互作用の強力なプローブとなりうる。その性質は、パルサー風の形、エネルギー、組成やパルサー自体の空間速度、また周囲の媒質を知る手がかりとなる。
rdf:langString
Plerion – mgławica synchrotronowa, zasilana przez ogromnej energii pulsar. Prototypem tej klasy obiektów astronomicznych jest Mgławica Kraba. Pleriony są jedną z form pozostałości po supernowych, w których morfologia mgławicy jest zdominowana przez efekt promieniowania pulsara. Zewnętrzna powłoka pozostałości po supernowej może być niewidoczna w zakresie promieniowania radiowego i rentgenowskiego, co odróżnia plerion od złożonej pozostałości po supernowej. Pleriony bywają określane mianem mgławicy pulsarowej lub mgławicy wiatru pulsarowego, ale to pojęcie jest szersze – plerion nosi ślady powstania wskutek eksplozji supernowej i nie każda mgławica wiatru pulsarowego jest plerionem.
rdf:langString
Плеріони (від грец. πλεριος — «заповнений») — залишки наднових, у яких радіояскравість зростає до центра. Здебільшого вони являють собою ранню стадію залишків (перші кілька тисяч років). Особливості плеріонів зумовлено наявністю пульсара, який є джерелом потужного магнітного поля та релятивістських частинок. Найвідомішим представником є Крабоподібна туманність. Загалом зі 132 залишків наднових, які були відомі на 1996 рік, як плеріони класифіковано 11. У подальшому, з послабленням пульсара, плеріони мають перетворитися на залишки оболонкового типу.
rdf:langString
脈衝星風雲（pulsar wind nebula，縮寫為PWN，複數為PWNe，有時稱為plerion，是源自希臘語"πλήρης"，"pleres"，意思是"滿"。），是由超新星殘骸中心的脈衝星產生的脈衝星風提供動力，在其殼體內發現的星雲。這種星雲是在1976年發現的，當時在超新星殘骸中心附近的無線電波出現衰減的現象。之後，它們被發現是X射線輻射源，並且可能是伽瑪射線源。
rdf:langString
سديم رياح النجم النابض هو مصطلح ابتدعه ويلير وباناجيا في الإشارة إلى السديم المعزز تأتي من النباض في المراحل المبكرة من تشكله. غالبا ما تتواجد الرياح السديمية النبضية في بقايا مستعر أعظم. وكمثال عملي عليها الرياح السديمية النبضية ضمن سديم السرطان. يؤدي تدفقها إلى المحيط إلى حدوث صدمة تؤدي إلى تباطأ نسبي جزئي في سرعتها وهذا يزيد في قطر الانبعاثات السنكروترونية المتدفقة. غالبا مايميز الرياح السديمية النبضية الخصائص التالية:
rdf:langString
Una nebulosa de vent de púlsar (també coneguda com a plerió, derivat de la paraula grega "πλήρης" ("pleres") significant "ple"—un terme encunyat per Weiler & Panagia [1978]) és una nebulosa impulsada pel vent púlsar d'un púlsar. En les primeres etapes (primers milers d'anys) de la seva evolució, les nebuloses de vent de púlsar es troben sovint a l'interior de les capes dels romanents de supernova. Tanmateix, les nebuloses de vent de púlsar també s'han trobat al voltant de púlsars més vells en els romanents de supernova que han desaparegut, incloses radiopúlsars mil·lisegons (per exemple Stappers et al., 2003).Una nebulosa de vent de púlsar prototípica és la Nebulosa del Cranc (Hester et al. 2008).
rdf:langString
Ein Pulsarwind-Nebel (auch Plerion, von altgriechisch πλήρης plḗrēs „voll“ – eingeführt von Weiler und Panagia) ist ein charakteristisch aussehendes nebelartiges astronomisches Objekt, das im Sternwind eines Pulsars entsteht.
rdf:langString
Un plerión o nebulosa de viento de púlsar (Pulsar Wind Nebula en inglés) es un resto de supernova que es alimentado por la energía de rotación de un púlsar. El término plerión procede del griego antiguo pleres, que significa lleno, y fue acuñado por Weiler & Panagia (1978). En la fase inicial de su vida, un plerión se encuentra normalmente en el interior del cascarón en expansión formado por la materia expulsada al espacio durante la explosión. El prototipo de plerión es la Nebulosa del Cangrejo. El plerión acaba en otra onda de choque, que lo separa del medio interestelar.
rdf:langString
펄사풍 성운(영어: Pulsar wind nebula)은 펄사의 에 의해 작동하는 성운이다. 1978년 웨일러와 파나기아가 "full"을 의미하는 고대 그리스어 "pleres"를 본따 만든 용어 플레리온(영어: Plerion)이라고 알려져 있기도 하다. 펄사풍 성운은 진화 초기 단계(초신성 폭발 후 수천년 이내)일 때 초신성 잔해 내부에서 흔히 발견된다. 그러나, 펄사풍 성운은 초신성 잔해가 사라지고 난 뒤의 늙은 펄사 근처에서도 발견될 수 있다. 그 경우로는 밀리세컨드 라디오파 펄사가 있다. 전형적인 원시 펄사풍 성운으로는 게 성운이 있다. 펄사풍은 빠르게 회전하고 있는 펄사의 아주 강력한 자기장에 의해 상대론적 속도로 가속된 대전 입자로 구성되어 있다. 정상 충격파를 형성하는 성간물질 쪽으로의 펄사풍 흐름은 준상대론적 속도로 감속된다. 이후 범위에서는 자화된 흐름으로 인해 싱크로트론 복사가 강해진다. 펄사풍 성운흔 흔히 아래 특징들을 보인다.
rdf:langString
Uma nebulosa de vento de pulsar (também conhecido como plerion, derivado do grego antigo pleres, cheio, termo cunhado por Weiler & Panagia - 1978) é uma nebulosa que deve sua dinâmica ao vento produzido por um pulsar. Nos estágios iniciais, durante os primeiros milhares de anos de sua existência, uma nebulosa de vento de pulsar encontra-se no interior de invólucros de remanescentes de supernova. Entretanto, nebulosas de vento de pulsar também são encontradas em torno de pulsares mais velhos, onde o sistema remanescente da supernova já desapareceu.Um exemplo conhecido de nebulosa de vento de pulsar é a Nebulosa do Caranguejo.
rdf:langString
Плерион (от др.-греч. πλήρης «полный»; англ. pulsar wind nebula) — термин, который ввели в 1978 году Вайлер и Панагия, означающий подпитывание туманности ветром пульсара. На ранней стадии (первые несколько тысяч лет) их эволюции плерионы часто встречаются внутри оболочек остатков сверхновых. Тем не менее, плерионы также можно найти и около старых пульсаров, остаток сверхновых которых исчез, включая старые радиопульсары с миллисекундным периодом (пример: Stappers и др. 2003 г.).Прототипом плерионов может служить Крабовидная туманность (Hester и др. 2008 г.). Пульсарный ветер состоит из заряженных частиц, разогнанных до релятивистских скоростей быстрым вращением сверхсильного магнитного поля вращающегося пульсара. Пульсарный ветер истекает в межзвёздное пространство, создавая стоячую ударную
rdf:langString
rdf:langString
رياح سديمية نبضية
rdf:langString
Nebulosa de vent de púlsar
rdf:langString
Pulsarwind-Nebel
rdf:langString
Νεφέλωμα ανέμου πάλσαρ
rdf:langString
Plerión
rdf:langString
Nébuleuse de vent de pulsar
rdf:langString
Plerione
rdf:langString
パルサー星雲
rdf:langString
펄사풍 성운
rdf:langString
Pulsar wind nebula
rdf:langString
Plerion
rdf:langString
Nebulosa de vento de pulsar
rdf:langString
Плерион
rdf:langString
Плеріон
rdf:langString
脉冲星风云
xsd:integer
1157886
xsd:integer
1066285346
rdf:langString
Una nebulosa de vent de púlsar (també coneguda com a plerió, derivat de la paraula grega "πλήρης" ("pleres") significant "ple"—un terme encunyat per Weiler & Panagia [1978]) és una nebulosa impulsada pel vent púlsar d'un púlsar. En les primeres etapes (primers milers d'anys) de la seva evolució, les nebuloses de vent de púlsar es troben sovint a l'interior de les capes dels romanents de supernova. Tanmateix, les nebuloses de vent de púlsar també s'han trobat al voltant de púlsars més vells en els romanents de supernova que han desaparegut, incloses radiopúlsars mil·lisegons (per exemple Stappers et al., 2003).Una nebulosa de vent de púlsar prototípica és la Nebulosa del Cranc (Hester et al. 2008). Els vents de púlsars es componen de partícules carregades accelerades a velocitat relativista pel camp magnètic superfort de rotació ràpid del púlsar giratori. El vent de púlsar flueix en el medi interestel·lar, creant una ona de xoc permanent, on es desaccelera a una velocitat subrelativista. Més enllà d'aquest radi, l'emissió del sincrotró augmenta en el flux magnetitzat. Les nebuloses del vent de púlsar solen mostrar les següents propietats:
* Una brillantor creixent cap al centre, sense una estructura tipus petxina com es veu en la majoria dels altres romanents de supernova.
* Un flux altament polaritzar i un índex espectral pla en la banda de radi, α=0–0.3. L'índex s'inclina a les energies de raigs X a causa de les pèrdues de radiació del sincrotró i en la mitjana té un índex de fotons de raig X d'1.3–2.3 (índex espectral de 2.3–3.3).
* Una mida de raigs X que és generalment més petit que la grandària del seu radi i òptica (a causa de vides del sincrotró més petites dels electrons d'energia més alta) (per exemple, Slane et al., 2000).
* Un índex de fotons TeV en energies de raigs gamma de ~2.3. Les nebuloses del vent de púlsar poden ser poderoses sondes de la interacció del púlsar amb el seu entorn; les seves propietats es poden utilitzar per inferir la geometria, l'energia i la composició del vent de púlsar, la velocitat espacial del púlsar pròpiament dit i les propietats del medi ambient (Gaensler & Slane 2006).
rdf:langString
Ein Pulsarwind-Nebel (auch Plerion, von altgriechisch πλήρης plḗrēs „voll“ – eingeführt von Weiler und Panagia) ist ein charakteristisch aussehendes nebelartiges astronomisches Objekt, das im Sternwind eines Pulsars entsteht. Dieser Pulsarwind ist ein Strom von hochenergetischen Teilchen, der durch die extremen Bedingungen in der Nähe eines Neutronensterns erzeugt wird. Unter bestimmten Bedingungen (Entstehung von Stoßwellen durch Bremsung der fast lichtschnellen Teilchen beim Eintritt in den Nebel) führt ein Pulsarwind zur Entstehung eines Pulsarwindnebels. Die Strahlung des Plerions geht über den Bereich der Stoßwelle hinaus, da es durch magnetische Felder des Pulsars zu Bildung von Synchrotronstrahlung und Jets kommt. Der Pulsarwindnebel unterscheidet sich von normalen Supernovaüberresten dadurch, dass er keine Hüllenstruktur entwickelt, sondern zum Zentrum hin immer heller wird; das liegt am nicht-thermischen Verlauf der Synchrotronstrahlung. Als Folge dessen ist er in diversen Bereichen des elektromagnetischen Spektrums beobachtbar, meist von der Röntgenstrahlung bis hin zum Radiobereich. Ein typisches Beispiel für einen Pulsarwindnebel ist der Krebsnebel.
rdf:langString
سديم رياح النجم النابض هو مصطلح ابتدعه ويلير وباناجيا في الإشارة إلى السديم المعزز تأتي من النباض في المراحل المبكرة من تشكله. غالبا ما تتواجد الرياح السديمية النبضية في بقايا مستعر أعظم. وكمثال عملي عليها الرياح السديمية النبضية ضمن سديم السرطان. يؤدي تدفقها إلى المحيط إلى حدوث صدمة تؤدي إلى تباطأ نسبي جزئي في سرعتها وهذا يزيد في قطر الانبعاثات السنكروترونية المتدفقة. غالبا مايميز الرياح السديمية النبضية الخصائص التالية: 1.
* تزايد اللمعان باتجاه المركز دون وجود بنية هيكلية. 2.
* 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. 3.
* مؤشر الفوتونات الصادر بأشعة غاما ~2.3.
rdf:langString
Un plerión o nebulosa de viento de púlsar (Pulsar Wind Nebula en inglés) es un resto de supernova que es alimentado por la energía de rotación de un púlsar. El término plerión procede del griego antiguo pleres, que significa lleno, y fue acuñado por Weiler & Panagia (1978). En la fase inicial de su vida, un plerión se encuentra normalmente en el interior del cascarón en expansión formado por la materia expulsada al espacio durante la explosión. El prototipo de plerión es la Nebulosa del Cangrejo. Se cree que la rotación del púlsar da lugar a un viento de partículas a velocidades relativistas (cercanas a las de la luz) al que hay unidos campos magnéticos. Las partículas del viento se alejan del púlsar radialmente, todas con la misma energía, hasta que llegan a una onda de choque donde sus direcciones se vuelven aleatorias y su distribución de energía adopta la forma de una ley de potencias. Solo a partir de esa onda de choque las partículas empiezan a emitir radiación, que se observa desde las ondas de radio a los rayos gamma, y allí es cuando se habla de un plerión. El plerión acaba en otra onda de choque, que lo separa del medio interestelar. Esta radiación se produce por sincrotrón de las partículas de alta energía del viento y por partículas que se aceleran en la propia onda de choque. En algunos pleriones se ha observado también un segundo componente de radiación de más alta energía (rayos gamma), que se produce con efecto Compton Inverso de estas mismas partículas en fotones ópticos. El plerión acaba en otra onda de choque, que lo separa del medio interestelar. Los pleriones muestran las siguientes propiedades:
* Un brillo que crece hacia el centro, sin una estructura de tipo cascarón.
* Un flujo muy polarizado y un índice espectral plano en radio de α=0-0.3. Este índice es mayor en rayos X debido a pérdidas por sincrotrón y suele tener un índice espectral de α=1.3-2.3.
* Un tamaño menor en rayos X que en radio o en óptico (debido a que los electrones que producen rayos X viven menos tiempo).
* Un índice espectral en rayos gamma de alta energía (TeV), de α=2.3. Los pleriones son útiles para estudiar la interacción del púlsar con el medio que le rodea: sus propiedades ayudan a inferir la geometría, la energética y la composición del viento del púlsar.
rdf:langString
Plérion En astronomie, une nébuleuse de vent de pulsar, en abrégé PWN (de l'anglais pulsar wind nebula), ou un plérion, est un rémanent de supernova dont l'intensité décroît du centre au bord. On parle également de rémanent « plein ».
rdf:langString
A pulsar wind nebula (PWN, plural PWNe), sometimes called a plerion (derived from the Greek "πλήρης", pleres, meaning "full"), is a type of nebula sometimes found inside the shell of a supernova remnant (SNR), powered by winds generated by a central pulsar. These nebulae were proposed as a class in 1976 as enhancements at radio wavelengths inside supernova remnants. They have since been found to be infrared, optical, millimetre, X-ray and gamma ray sources.
rdf:langString
Per Plerione (in inglese pulsar wind nebula, abbr. PWN, PWNe plurale, traducibile come nebulosa creata dal vento della pulsar), dal greco "πλήρης", pleres, che significa pieno, si intende un tipo di nebulosa che si trova all'interno dell'involucro dei resti di supernova (SNRe) ed è alimentato dai venti generati dalla sua pulsar centrale. Queste nebulose sono state scoperte nel 1976 come piccole depressioni alle lunghezze d'onda radio vicino al centro dei resti di supernova. In seguito si è scoperto che sono sorgenti di raggi X e probabilmente anche di raggi gamma.
rdf:langString
펄사풍 성운(영어: Pulsar wind nebula)은 펄사의 에 의해 작동하는 성운이다. 1978년 웨일러와 파나기아가 "full"을 의미하는 고대 그리스어 "pleres"를 본따 만든 용어 플레리온(영어: Plerion)이라고 알려져 있기도 하다. 펄사풍 성운은 진화 초기 단계(초신성 폭발 후 수천년 이내)일 때 초신성 잔해 내부에서 흔히 발견된다. 그러나, 펄사풍 성운은 초신성 잔해가 사라지고 난 뒤의 늙은 펄사 근처에서도 발견될 수 있다. 그 경우로는 밀리세컨드 라디오파 펄사가 있다. 전형적인 원시 펄사풍 성운으로는 게 성운이 있다. 펄사풍은 빠르게 회전하고 있는 펄사의 아주 강력한 자기장에 의해 상대론적 속도로 가속된 대전 입자로 구성되어 있다. 정상 충격파를 형성하는 성간물질 쪽으로의 펄사풍 흐름은 준상대론적 속도로 감속된다. 이후 범위에서는 자화된 흐름으로 인해 싱크로트론 복사가 강해진다. 펄사풍 성운흔 흔히 아래 특징들을 보인다.
* 대부분의 초신성 잔해에서 볼 수 있는 껍질 모양의 구조 없이 중심 방향으로 밝기가 증가한다.
* 라디오파 대역에서 크게 편광된 플럭스와 평탄한 , α=0–0.3이다. 싱크로트론 복사의 손실에 의해 지수는 X-선 대역에서 가팔라진다. 평균 X-선 광자 지수는 1.3-2.3. (분광지수는 2.3-3.3)이다.
* X-선 대역의 크기는 고에너지 전자의 작은 싱크로트론 수명에 의해 일반적으로 라디오파와 가시광선 대역의 크기보다 작다.
* TeV 감마선의 광자 지수는 ~2.3이다. 펄사풍 성운은 펄사와 그 주변의 상호작용에 대해 밝혀줄 수 있는 중요한 관측 대상이다. 이들의 특징은 기하학적 구조와 활동성, 그리고 펄사풍의 구성 성분과 펄사 자체의 공간 속도, 주변 물질의 특징을 추정하는데 사용될 수 있다.
rdf:langString
パルサー星雲（パルサーせいうん）またはパルサー風星雲（Pulsar wind nebula）は、パルサーからのによって形成される星雲である。Weiler & Panagia [1978]の造語で、古代ギリシア語で「満たす」という意味の言葉"pleres"からプレリオン(plerion)とも呼ばれる。進化の初期段階（最初の数千年）では、しばしば超新星残骸の殻の内部で見られる。しかし、パルサー星雲は、超新星残骸が消失した後の、ミリ秒パルサー等の古いパルサーの周囲でも見られることがある(e.g. Stappers et al. 2003)。典型的なパルサー星雲は、かに星雲である(Hester et al. 2008)。 パルサー風は、パルサーの高速の自転と強い磁場によって相対論的速度にまで加速された荷電粒子で構成される。パルサー風は星間物質の中に流れ込んで衝撃波を形成し、ここで減速する。この領域を超えると、シンクロトロン放射が増加する。 パルサー星雲は、他の超新星残骸とは異なり、殻のような構造を持たず、中心に向かって明るさが増大する。 パルサー星雲は、パルサーと周囲との相互作用の強力なプローブとなりうる。その性質は、パルサー風の形、エネルギー、組成やパルサー自体の空間速度、また周囲の媒質を知る手がかりとなる。
rdf:langString
Plerion – mgławica synchrotronowa, zasilana przez ogromnej energii pulsar. Prototypem tej klasy obiektów astronomicznych jest Mgławica Kraba. Pleriony są jedną z form pozostałości po supernowych, w których morfologia mgławicy jest zdominowana przez efekt promieniowania pulsara. Zewnętrzna powłoka pozostałości po supernowej może być niewidoczna w zakresie promieniowania radiowego i rentgenowskiego, co odróżnia plerion od złożonej pozostałości po supernowej. Pleriony bywają określane mianem mgławicy pulsarowej lub mgławicy wiatru pulsarowego, ale to pojęcie jest szersze – plerion nosi ślady powstania wskutek eksplozji supernowej i nie każda mgławica wiatru pulsarowego jest plerionem.
rdf:langString
Uma nebulosa de vento de pulsar (também conhecido como plerion, derivado do grego antigo pleres, cheio, termo cunhado por Weiler & Panagia - 1978) é uma nebulosa que deve sua dinâmica ao vento produzido por um pulsar. Nos estágios iniciais, durante os primeiros milhares de anos de sua existência, uma nebulosa de vento de pulsar encontra-se no interior de invólucros de remanescentes de supernova. Entretanto, nebulosas de vento de pulsar também são encontradas em torno de pulsares mais velhos, onde o sistema remanescente da supernova já desapareceu.Um exemplo conhecido de nebulosa de vento de pulsar é a Nebulosa do Caranguejo. As nebulosas de vento de pulsar são compostas de partículas carregadas aceleradas a velocidas relativísticas devido à imensa força do campo magnético do pulsar em alta rotação. O vento de pulsar flui para o meio interestelar, criando uma onda de choque, onde as partículas carregadas são desaceleradas a velocidades sub-relativísticas. Além desse ponto, os elétrons livres presentes no vento do pulsar começam a seguir trajetórias mais curvas devido ao forte campo magnético do pulsar, e emitem radiação síncrotron. As nebulosas de vento de pulsar apresentam as seguintes propriedades:
* Uma crescente luminosidade em direção ao centro, sem um invólucro, como se observa na maioria dos outros remanescentes de supernova.
* Um grande fluxo de polarização e um plano em ondas de rádio, α = 0-0,3; a variação do índice energético de raios-X, devido a perdas de radiação síncrotron; e, em média, nebulosas de vento de pulsar tem um índice de fótons de raios-X de 1,3-2,3 (índice espectral de 2,3-3,3).
* Os fluxos contínuos de raio-X são geralmente menor do que os fluxos de ondas de rádio e de luz visível (devido ao menor tempo de vida síncrotron de elétrons de alta energia).
* Fótons de raios gama com energias em torno de 2.3. TeV As nebulosas de vento de pulsar podem ser provas incontestáveis da interação de um pulsar com o seu entorno - as suas propriedades podem ser usadas para inferir a geometria, a energia e a composição do vento do pulsar, a velocidade espacial do pulsar em si e as propriedades do meio ambiente em seu torno.
rdf:langString
Плеріони (від грец. πλεριος — «заповнений») — залишки наднових, у яких радіояскравість зростає до центра. Здебільшого вони являють собою ранню стадію залишків (перші кілька тисяч років). Особливості плеріонів зумовлено наявністю пульсара, який є джерелом потужного магнітного поля та релятивістських частинок. Найвідомішим представником є Крабоподібна туманність. Загалом зі 132 залишків наднових, які були відомі на 1996 рік, як плеріони класифіковано 11. У подальшому, з послабленням пульсара, плеріони мають перетворитися на залишки оболонкового типу.
rdf:langString
Плерион (от др.-греч. πλήρης «полный»; англ. pulsar wind nebula) — термин, который ввели в 1978 году Вайлер и Панагия, означающий подпитывание туманности ветром пульсара. На ранней стадии (первые несколько тысяч лет) их эволюции плерионы часто встречаются внутри оболочек остатков сверхновых. Тем не менее, плерионы также можно найти и около старых пульсаров, остаток сверхновых которых исчез, включая старые радиопульсары с миллисекундным периодом (пример: Stappers и др. 2003 г.).Прототипом плерионов может служить Крабовидная туманность (Hester и др. 2008 г.). Пульсарный ветер состоит из заряженных частиц, разогнанных до релятивистских скоростей быстрым вращением сверхсильного магнитного поля вращающегося пульсара. Пульсарный ветер истекает в межзвёздное пространство, создавая стоячую ударную волну, где он замедляется до субрелятивистской скорости. Помимо этого, радиус синхротронного излучения увеличивается в намагниченном потоке. Плерионы часто показывают следующие свойства:
* Увеличение яркости от краёв к центру, без похожей на оболочку структуры, видимой в большинстве остатков сверхновых.
* Сильно поляризованный поток и плоский спектральный индекс в радиодиапазоне α = 0—0,3. Индекс повышается на рентгеновских энергиях из-за потерь синхротронного излучения и в среднем рентгеновский фотон имеет индекс 1,3—2,3 (спектральный индекс 2,3—3,3).
* Размер в рентгеновских лучах, как правило, меньше их радио- и оптического размера (за счёт меньшего синхротронного времени жизни электронов высоких энергий) (пример: Слэн и др. 2000 г.).
* Индекс фотона на энергиях гамма-лучей в ТэВ составляет около 2,3. Плерионы могут быть значимыми показателями взаимодействия пульсара с его окружением — их свойства могут использоваться для вывода геометрии, энергетики и состава пульсарного ветра, собственной космической скорости пульсара и свойств окружающей среды (Gaensler & Slane, 2006).
rdf:langString
脈衝星風雲（pulsar wind nebula，縮寫為PWN，複數為PWNe，有時稱為plerion，是源自希臘語"πλήρης"，"pleres"，意思是"滿"。），是由超新星殘骸中心的脈衝星產生的脈衝星風提供動力，在其殼體內發現的星雲。這種星雲是在1976年發現的，當時在超新星殘骸中心附近的無線電波出現衰減的現象。之後，它們被發現是X射線輻射源，並且可能是伽瑪射線源。
xsd:nonNegativeInteger
6577
