RCW 103

RCW 103 A kép leírása, az alábbiakban szintén kommentálva Az RCW 103 röntgenképe. A központi kék objektum az 1E161348-5055 . Megfigyelési adatok ( Epoch J2000.0 )
Jobb felemelkedés 16 óra  17 m  30 s
Deklináció −51 ° 02 ′ 0 ″
Galaktikus koordináták ℓ = 332,42 b = −00,36
csillagkép Szabály

Hely a csillagképben: Vonalzó

(Lásd a csillagkép helyzetét: Vonalzó) Norma IAU.svg
Fogadó galaxis Tejút
Felfedezés 1960
A remanencia típusa Héj
Szögméret ( szögperc ) 10.
Fluxus sűrűség 1 GHz-en ( Jy ) 28.
Spektrális index 0.5
Távolság ( kpc ) kb. 3,1  kpc (∼10 100  al )
Távolságbecslési módszer HI abszorpció
Rádió megjelenése Kagyló, délen fényesebb
X szempont Északnyugaton fényesebb, központi forrással
Optikai megjelenés A héjat rádióban jól reprodukáló szálak, délnyugaton fényesebbek
Egyéb megnevezések SNR G332.4–0.4, Kesteven 33 (vagy Kes 33)
Megjegyzések Van központi energiaforrása, amelynek pontos jellege nem ismert (2008-ban)

Az Rcw103 (vagy Kes 33 , vagy SNR G332.4-0.4 ) egy szupernóva-maradvány, amely a galaktikus síkban , a Szabály csillagképében helyezkedik el . Ismeretes, hogy fiatal maradék, aki nagyon szokatlan röntgensugarat hordoz .

Felfedezés

Ez az objektum először katalogizált gyártása során az RCW katalógus az 1960-ben azonosították szupernóva maradványa a MJL Kesteven a 1968 , és természetesen építeni a Kesteven katalógus követően. A 1980 , a mesterséges műhold HEAO-2 (Einstein) észlelt röntgensugár-kibocsátás is , ma leginkább annak tudható be, hogy a rejtélyes központi objektum (lásd alább).

Fizikai jellemzők

A rádióhullámok , a lemenő nap utolsó sugarai formájában van egy gömbhéj, fényesebb a déli részén. Átmérője körülbelül 10 ívperc . A kibocsátási meglehetősen magas, nagyságrendileg 28 Janskys egy frekvencia 1 GHz . Az optikában néhány szálat figyelünk meg, amelyek elég jól megfelelnek a rádió által látott héj lehatárolásának. Az izzószálak a délkeleti régióban fényesebbek. A röntgensugárzás területén az utánvilágítás északnyugati irányban világosabb és központi forrása van. A HI abszorpcióval végzett mérések lehetővé teszik a remanenciától való távolság 3,1 kpc-ra becsülését . Kombinálva ezt a 10 íves szögátmérővel , az objektum fizikai mérete 10 parszek nagyságrendű, ami viszonylag fiatal utánvilágítássá teszi: feltételezve, hogy a szupernóva által kidobott anyag, amely szül, tipikus sebességgel szült a 10 000  km-  s -1 , annak kora körül lenne 500 éves, ami miatt az egyik legfiatalabb maradványai ismertek. Valójában a perjel peremének elemzése lassabb terjeszkedési sebességre és magasabb életkorra utal, 1200 és 3200 év közötti nagyságrendben. Tekintettel a távolság és a feltételezett kora remanens, lehetségesnek tűnik, hogy a robbanás a szupernóva, amely szült volt látható a Föld által csillagászok az idő, de nem bizonyság megemlíteni azt n „létezik (lásd Történelmi Supernova ), így a tárgy életkorát a becslések szerint több mint 2000 éves.

Ebben a perjelben felfedeztek egy lehetséges pulzárt , 1E161348-5055 . Van még egy viszonylag fiatal pulzár, a PSR J1607-5055 is , nagyon közel az utánvilágításhoz, de azon kívül. Ennek a pulzárnak a jellemző kora , körülbelül 8000 év, valamint azon kívüli helyzete nagyon valószínűtlenné teszi az utóbbival való társulását, akárcsak a távolság becslése, több mint 6 kpc-nél.

Központi tárgy

A 1980 , a mesterséges műhold Einstein fedezte fel az irányt a központ a lemenő nap utolsó sugarai egy röntgen forrást, majd az úgynevezett 2E 3623 (lásd rendeltetése röntgen forrás ). Ezután nem észlelhető ennek a forrásnak a pulzációja vagy változékonysága, de a remanens közepéhez közeli helyzete arra enged következtetni, hogy a szupernóva során létrehozott neutroncsillag az, amely megszülte a maradékot, ez. Ez nem figyelhető meg egy pulzár , de csak a termikus emisszió a felülete. A 1997 , A ASCA műholdas finomított a megfigyelések ennek a tárgy, így ez egy fényesség 10 27 W az X-ray tartományban, és a hőmérséklete a 0,6 keV , vagy körülbelül 7 millió fok. Ez a hipotézis alátámasztja azt az elképzelést, hogy ez a sugárzás egy neutroncsillag termikus emissziójából származhat, bár az ezekből az adatokból levezetett emissziós terület viszonylag kicsi: egy ilyen kibocsátású gömb alakú objektumnak körülbelül 700 méter sugarat kell mérnie, ami több mint 15 -szor kisebb, mint a neutroncsillag minimális sugara. Ezt követően ezt a hipotézist véglegesen kizárták: ennek a forrásnak néhány éven át tartó fejlődését követve négy év leforgása alatt nagyon világos (10-szeres) fénycsökkenés figyelhető meg. Figyelembe vesszük azt a hipotézist, miszerint az objektum kompakt objektum, amely szabálytalan akkréciós fázisokat tapasztal. 2000-től számos, a rövid távú forrás-variabilitással kapcsolatos eredményt publikáltak. A 2000 használatával archivált adatokat a ASCA műholdas és a Chandra űrtávcső , a variabilitás körülbelül 6 óra ebből a forrásból volt kimutatható. Ez a variabilitás alkalmazásával vizsgáltuk a XMM-Newton űrtávcső a 2002 , de nem volt megfigyelhető. Végül 2006-ban ugyanazon műszerrel több mint 24 órán át tartó új megfigyelések egyértelműen 6,67 órás impulzusokat hoztak fénybe. Az adatok nem elég pontosak annak megállapításához, hogy a jel periodicitása jelentősen megváltozott-e az elmúlt években, azonban a jel modulációs frakciója, valamint alakja egy időszak alatt jelentős eltéréseket tapasztal, ehhez hasonló helyzetet tapasztalunk egy abnormális X Pulsar .

A központi tárgy jellege

Az, hogy a moduláció egy központi objektum forgási periódusának tudható be, összeegyeztethetetlennek tűnik a neutroncsillagok kialakulásának és evolúciójának jelenlegi ismereteivel (ez különösen abszolút gigantikus kezdeti mágneses teret igényel ehhez a csillaghoz), és hogy az a tény, hogy szoros pályán lévő bináris rendszerrel van dolgunk, szemben áll annak alacsony fényerejével: 10 27  W a szokásos  10 31 W helyett . Csak egy nagyon régi X milliárdos bináris (egymilliárd éves) fényereje lehet ilyen alacsony, de ez teljesen összeegyeztethetetlen az utánvilágítás korával. Ennek a központi objektumnak a természete ezért ma (2007) továbbra is bizonytalan. Valószínűleg ennek az objektumnak a szupernóva anyagával való kölcsönhatása, amely rá esik, döntő szerepet játszik evolúciójában.

Külső linkek

Megjegyzések és hivatkozások

  1. (in) AW Rodgers , CT Campbell & JB Whiteoak , katalógus H-α kiadásának régiók, a déli Tejút , Havi Közlemények a Royal Astronomical Society , 121 , 103-110 (1960) Nézd meg az online .
  2. (in) JL Kesteven , a Supernova maradványainak vannak rádióforrásai , Australian Journal of Physics , 21 , 739-754 (1968) Lásd online
  3. (in) I. Tuohy & G. Garmire , Discovery kompakt X-ray forrás középpontjában a szupernóva-maradvány RCW 103 , Astrophysical Journal Letters , 239 , L107-L110 (1980) Nézd meg az online .
  4. (en) JJ Nugent et al. , HEAO A-2 puha röntgenforrás-katalógus , Astrophysical Journal Supplement Series , 51 , 1-28 (1983) Lásd online .
  5. (en) JL Caswell és mtsai. , Semleges hidrogénabszorpciós mérések, amelyek kinematikai távolságokat eredményeznek a galaktikus síkban lévő 42 kontinuumforrás számára , Astronomy and Astrophysics , 45 , 239-258 (1975). Lásd online .
  6. (en) JJ Nugent et al. , Röntgensugárzás szupernóva-maradványokból, MSH 14-63 és RCW 103 , The Astrophysical Journal , 284 , 612-630 (1984). Lásd online .
  7. (en) VM Kaspi et al. , A 69 milliszekundumos rádió Pulsar a Supernova Remnant RCW 103 közelében , Astrophysical Journal Letters , 503 , L81-L84 (1998), astro-ph / 9806328 Lásd online .
  8. Ilyen esetben ez lett volna az első kifejezett detektálás a hőkibocsátásról egy neutroncsillag felszínéről, de az objektum és az emissziós folyamata bizonytalan jellege hipotetikussá teszi ezt az állítást.
  9. (hu) EV Gotthelf , R. Petre & U. Hwang , A természet a Radio-csendes Compact X-Ray Forrás SNR RCW 103 , Astrophysical Journal Letters , 487 , L175-L 179. (1997) Nézd meg az online .
  10. (en) EV Gotthelf , R. Petre & U. Hwang , X-Ray Változékonyság a kompakt fényforrás a Supernova Maradvány RCW 103 , Asztrofizikai Journal Letters , 514 , L107-L110 (1999), asztro-ph / 9.901.371 megtekintése vonal .
  11. (en) PG Garmire et al. , 1E 161 348-5055, Circular IAU n o  7350-2 (2000) Lásd az online .
  12. (in) W. Becker és B. Aschenbach , Neutroncsillagok és Pulsarok röntgenfigyelései: Az XMM-Newton első eredményei , A 270.WE-Heraeus szeminárium a neutroncsillagokról, a Pulsarsról és a Supernova maradványokról , W. Becker, H. Lesch és J. Truemper (szerk.), MPE-jelentés 278 (2002), astro-ph / 0208466 Lásd online .
  13. (a) A. De Luca és munkatársai. , Hosszú időtartamú, erőszakosan változó röntgenforrás egy fiatal szupernóva-maradványban , Science , 313 , 814-817 (2006), astro-ph / 0607173 Lásd online .
  14. (in) Xiang-Dong Li , A természet a Compact X-Ray Forrás szupernóva maradvány RCW 103 , The Astrophysical Journal , 666 , L81-L84 (2007), arXiv: 0.708,0060 (asztro-ph) Lásd az online .