Diapositiva 1

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PULSAR WIND NEBULAE IN EVOLVED SUPERNOVA
REMNANTS John M. Blondin, Roger A.
Chevalier, Dargan M. Frierson
Alumno Cristian F. Guevara N. Profesor Simon
Cassasus
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VELA

• Remanente de Supernova
• Distancia 350 pc.
• Edad pulsar 11400 yr.
• Gran brillo y tamaño angular 8

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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

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Modelo Interacción PWN/SNR

• Perfil de densidad del material eyectado
• Radio del shock frontal R1
• Radio de la nebulosa del pulsar Rp

a1.048 n9 A(n,Esn,vt) vt(n,Esn,Mej)
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Modelo Interacción PWN/SNR
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Modelo Interacción PWN/SNR

• A los 103 yr ocurren distintos eventos
• Muerte del pulsar
• Nebulosa pulsar llega al plateau de eyección
  (Rtvt t)

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Modelo Interacción PWN/SNR

• Plateau de eyección alcanza shock inverso (RtR2)

t2 3700 yrs t3 1500 yrs
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Simulación Hidrodinámica 1-D
La simulación se basa en el tratamiento de dos
fluidos a distintos ?, en donde el visto del
pulsar se modela con ?4/3, y el gas
circumestelar con la eyección de la SN con
?5/3.
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Simulación Hidrodinámica 1-D
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Simulación Hidrodinámica 1-D

• Relación entre presión de la nebulosa y el shock
  inverso a t3

0.2

• Relación entre el radio de la nebulosa y el
  radio del shock frontal

0.20 A 0.11 B 0.29 C t5 1012 s
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Simulación Hidrodinámica 1-D
A (solid) B (long dash) C (short dash).
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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
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Simulación Hidrodinámica 2-D
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Simulación Hidrodinámica 2-D
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Simulación Hidrodinámica 2-D
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Simulación Hidrodinámica 2-D
Simulaciones con una distribución de densidad
suave en la dirección vertical HLargo de
escala x1.2
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Simulación Hidrodinámica 2-D
H 1 1019 cm
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Simulación Hidrodinámica 2-D
H 1 1020 cm H 3 1019 cm
H 1 1019 cm
t50.000 yr RSNR1.5 1020 cm
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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
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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