[논문 리뷰] Pulsar bow-shock nebulae. III. Inclusion of a neutral component, and H_{a lpha} luminosity

N. Bucciantini|ArXiv.org|2002. 07. 01.

High-pressure geophysics and materials인용 수 10

한 줄 요약

이 논문은 펄서 성운의 이중 박층 bow-shock 모델을 중성 수소 성분을 포함하고, 그 역학을 확산과 이온화를 통해 모델링함으로써 확장한다. 전하 교환과 충돌적 여기가 성운의 길이 방향으로 별개의 Hα 발광 프로파일을 생성하며, 확산과 이온화로 인해 머리 부분의 발광이 감소함으로써, 여기화 메커니즘 간의 관측적 구별과 펄서 및 간성간성매질(ISM) 성질에 대한 제약 조건을 가능하게 한다.

ABSTRACT

The interaction of the wind from a pulsar (or more generally from a star) with t he amb ient medium gives rise to the formation of a bow-shock nebula. We present a mode l of adiabatic bow-shock nebulae, including the presence of a neutral component in the interstellar medium. As demonstrated in a previous paper (Bucciantini & Bandiera 2001}, hereafter Paper I), the velocity and the luminosity of the pulsar, as well a s the characteristics of the interstellar medium (ISM), play an essential role in determinin g the properties of bow shock nebulae. In particular, the Balmer emission is strongly affect ed by the rates of hydrogen charge-exchange and collisional excitation. So far, only one-com ponent models have been proposed, treating the neutrals as a small perturbation. The distrib ution of neutral hydrogen in the nebula, derived by our model, is then used to determine how the h_{alpha} luminosity varies along the bow shock. We find that the luminosity trend is d ifferent for charge-exchange and collisional excitation, and that processes like diffusion o r ionization may reduce the emission in the head of the nebula.

연구 동기 및 목표

• 이전의 단성분 모델이 미세한 교란으로 간주한 간성간성매질(ISM)의 중성 성분을 포함함으로써 bow-shock 성운 모델을 향상시키기 위해.
• 중성 수소 분포, 확산, 이온화가 성운 전반의 Hα 발광에 미치는 영향을 조사하기 위해.
• 관측된 Hα 발광 변화가 주로 전하 교환인지 충돌적 여기인지의 발광 메커니즘 간을 구별할 수 있는지 확인하기 위해.
• Balmer 선 발광의 세밀한 모델링을 통해 관측적 제약 조건을 통해 펄서 풍속 성질과 국소 ISM 조건을 제약하기 위해.

제안 방법

• Comeron & Kaper (1998)의 이중 박층 해석적 해를 수정하여 충격을 입은 항성 풍속과 충격을 입은 ISM을 별도로 모델링하고, 각각 다른 탄성 속도를 가짐.
• 중성 수소 원자에 대한 운동 방정정 및 연속 방정정을 통합하여, 마찰, 확산, 전하 교환 및 충돌 과정에 의한 이온화를 고려함.
• 유도된 중성 수소 표면 밀도 프로파일을 사용하여, 전하 교환과 충돌적 여기 과정을 모두 고려한 성운 전반의 Hα 발광을 계산함.
• 모델 예측을 관측된 Hα 발광 추세와 비교함. 특히 성운의 머리와 尾부 지역에 중점을 둠.
• 펄서 속도, 발광도, ISM 밀도, 중성 분율의 변화가 발광 프로파일에 미치는 영향을 평가함.
• 모델을 알려진 펄서 성운(예: PSR J0437+4715)에 적용하여 예측 능력과 관측적 제약 조건을 평가함.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 중성 ISM 성분의 포함이 단성분 모델과 비교해 펄서 bow-shock 성운의 구조와 Hα 발광에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ2 성운 내 Hα 발광에 대해 전하 교환과 충돌적 여기 중 어느 것이 더 큰 기여를 하는가?
• RQ3 중성 수소 원자의 확산과 이온화가 Hα 발광의 공간 분포, 특히 성운 머리 부분에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ4 관측된 성운 전반의 Hα 발광 프로파일이 서로 다른 여기화 메커니즘 간을 구별하고 펄서 및 ISM 파rameter를 제약할 수 있는가?
• RQ5 왜 느린 펄서인 PSR J0437+4715와 같이 Hα 발광이 머리 부분에서만 관측되는가? 반면 빠른 펄서는 尾부에서도 발광을 보이는가?

주요 결과

• 중성 성분의 존재는 Hα 발광에 상당한 영향을 미치지만, 전체 성운 형태에는 최소한의 영향을 미치며, 그림 2에서 이를 확인할 수 있다.
• 전하 교환과 충돌적 여기 간의 Hα 발광 프로파일은 뚜렷하게 다름: 전하 교환은 더 균일한 프로파일을, 충돌적 여기는 온도 의존성으로 인해 尾부에서 급격히 감소함.
• 확산과 이온화로 인해 성운 머리 부분의 Hα 발광이 감소함. 이는 열화 및 기하학적 두께가 가장 높은 곳에서 발생하며, 발광의 감소로 인해 다이애노스틱으로 사용될 수 있음.
• 속도가 약 80 km/s인 느린 펄서인 PSR J0437+4715의 경우, 충돌적 여기에 필요한 열 속도가 부족하여 尾부에서는 발생하지 않아 머리 부분에서만 감지됨을 설명함.
• 충돌적 여기는 더 높은 단면적을 가지지만, 여기화 속도의 급격한 속도 의존성으로 인해 빠른 펄서의 머리 부분 이외에는 기여가 무시할 만큼 낮음.
• 관측된 Hα 발광 프로파일을 서로 다른 여기화 메커니즘에 기반한 예측과 비교함으로써, 이 모델은 펄서 풍속 성질과 국소 ISM 조건을 제약하는 프레임워크를 제공함.