G65.2+5.7: differenze tra le versioni

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Versione delle 14:06, 15 nov 2020

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La [[pulsar]] che costituisce il resto del nucleo della stella non è stata ancora individuata con certezza. Nel [[1996]] è stata individuata in direzione di G65.2+5.7 la [[pulsar millisecondo]] PSR&nbsp;J1931+30; studi sulla sua [[Diffusione ottica|dispersione]] hanno però escluso un legame fisico fra la pulsar e il resto di supernova, dal momento che per la prima è stata derivata una distanza di circa 3000&nbsp;parsec, ossia quattro volte superiore a quella di G65.2+5.7.<ref name="Camilo1996">{{cita pubblicazione|autore=Camilo, F.; Nice, D. J.; Shrauner, J. A.; Taylor, J. H.|titolo=Princeton-Arecibo Declination-Strip Survey for Millisecond Pulsars. I.|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1996ApJ...469..819C|rivista=Astrophysical Journal|volume=469|pagine=819|anno=1996|mese=ottobre|doi=10.1086/177829|accesso=26 giugno 2010}}</ref>

Il filamento meridionale di G65.2+5.7 mostra una forte [[Polarizzazione della radiazione elettromagnetica|polarizzazione]], indice della presenza di un forte [[campo magnetico]]; basandosi sui dati ottenuti ai raggi&nbsp;X, questo resto di supernova è stato catalogato come un resto "termale composito". Per altro, con l'eccezione di poche aree, G65.2+5.7 sembra già essere entrata nella fase di raffreddamento.<ref name="Shelton2004"/><ref name="Xiao2009"/>

==Note==