RCW 103

RCW 103 Bu görüntünün açıklaması, aşağıda da yorumlanmıştır RCW 103'ün X-ışını görüntüsü. Merkezi mavi nesne 1E161348-5055'tir . Gözlem verileri ( Epoch J2000.0 )
Sağ yükseliş 16 saat  17 m  , 30 s
Sapma −51 ° 02 ′ 0 ″
Galaktik koordinatlar ℓ = 332,42 b = −00,36
takımyıldız Kural

Takımyıldızdaki konum: Cetvel

(Takımyıldızdaki duruma bakın: Cetvel) Norma IAU.svg
Ev sahibi galaksi Samanyolu
Keşif 1960
Kalıntı türü Kabuk
Açısal boyut ( açı dakikası ) 10
1 GHz'de akı yoğunluğu ( Jy ) 28
Spektral indeks 0.5
Mesafe ( kpc ) yaklaşık 3.1  kpc (∼10 100  al )
Mesafe tahmin yöntemi HI emilimi
Radyo görünümü Kabuk, güneyde daha parlak
X yönü Merkezi kaynakla kuzeybatıda daha parlak
Optik görünüm Kabuğu radyoda iyi çoğaltan, güneybatıda daha parlak olan filamentler
Diğer gösterimler SNR G332.4−0.4, Kesteven 33 (veya Kes 33)
Notlar Kesin yapısı tam olarak bilinmeyen merkezi bir enerji kaynağına sahiptir (2008'de)

Rcw 103 (ya da Kes 33 veya SNR G332.4-0.4 ) a, üstnova kalıntısı bulunan galaktik düzlem içinde, takımyıldızı arasında Kural . Çok atipik bir X-ışını kaynağı barındıran genç bir kalıntı olduğu biliniyor .

Keşif

Bu nesne ilk olarak 1960 yılında RCW kataloğunun üretimi sırasında kataloglandı . 1968'de MJL Kesteven tarafından bir süpernova kalıntısı olarak tanımlandı ve daha sonra doğal olarak Kesteven kataloğuna dahil edildi . In 1980 , suni uydu HEAO-2 (Einstein) bir tespit var X-ışını emisyonu , bugün ağırlıklı olarak (aşağıya bakınız) gizemli merkez nesneye bağladı.

Fiziksel özellikler

Gelen radyo dalgaları , tepki süresi daha parlak güney kesiminde, küresel kabuğun biçimindedir. Çapı yaklaşık 10 ark dakikadır . 1 GHz frekansta 28 Jansky düzeyinde emisyonu oldukça yüksektir . Gelen optik , radyoda tarafından görülen kabuk sınırlandırılması için oldukça iyi gelmektedir birkaç filamentleri, gözlemlemek. İplikler güneydoğu bölgesinde daha parlaktır. X-ışını alanında , son parlama kuzeybatı yönünde daha parlaktır ve merkezi bir kaynağa sahiptir. HI absorpsiyonu kullanılarak yapılan ölçümler , son parlamaya olan mesafenin 3,1 kpc olarak tahmin edilmesine izin verir . Bunu 10 dakikalık yay şeklindeki açısal çapıyla birleştirdiğimizde , nesnenin fiziksel boyutu 10 parsek düzeyindedir ve bu da onu nispeten genç bir parıltı haline getirmektedir: Süpernova tarafından dışarı atılan ve onu tipik hızda doğuran malzemenin doğum yaptığını varsayarsak. arasında 10 000 km s -1 Bilindiği genç kalıntılarından biri kılan, onun yaşı, yaklaşık 500 yıl olacaktır. Aslında, eğik çizgi analizi, 1200 ila 3200 yıl arasında daha yavaş bir genişleme oranı ve daha yüksek bir yaş önermektedir. Mesafe ve remanent sözde yaş görünümünde, o doğurdu süpernova patlaması görünür olması mümkün görünmektedir Dünya'nın tarafından gökbilimciler zaman, ama hiçbir tanıklık (bkz var' n o söz Tarihsel Supernova ), bu nedenle nesnenin yaşının 2.000 yıldan daha eski olduğu tahmin edilmektedir.   

Bu eğik çizgi 1E161348-5055'te olası bir pulsar keşfedildi . Ayrıca nispeten genç bir pulsar var, PSR J1607-5055 , son parlamaya çok yakın ama onun dışında. Karakteristik yaş 8000 yıllık düzenin bu atarca ait, hem de bunun dışındaki pozisyonu sadece 6'dan fazla kpc onun mesafenin tahmin gibi, ikincisi ile ilişkisi pek olası olun..

Merkezi nesne

Gelen 1980 , yapay uydu Einstein daha sonra adı verilen bir X-ışını kaynağının son parlaklık merkezi yönünde, keşfedilen 3623 2E (bakınız X-ışını kaynaklarının Designation ). Daha sonra bu kaynağın nabzı veya değişkenliği tespit edilmez, ancak artıkın merkezine yakın konumu , süpernova sırasında oluşan nötron yıldızı olduğunu düşündürür, kalıntıyı doğurur, bu, şeklinde gözlenmez. bir pulsar , ancak yalnızca yüzeyinin termal emisyonuyla. Gelen 1997 , ASCA uydu 10 bir parlaklık veren, bu nesnenin gözlemler rafine 27 W X-ışını aralığında ve bir sıcaklıkta 0.6 keV veya milyon ila yaklaşık 7 derece. Bu hipotez, bu radyasyonun bir nötron yıldızının termal emisyonundan kaynaklanabileceği fikrini desteklemektedir, ancak bu rakamlardan çıkarılan emisyon alanı nispeten küçüktür: böyle bir emisyona sahip küresel bir nesne yaklaşık 700 metre yarıçapı ölçmelidir ki bu 15'ten fazladır. bir nötron yıldızının minimum yarıçapından kat daha az. Daha sonra, bu hipotez kesin olarak hariç tutulmuştur: Bu kaynağın birkaç yıl içindeki evrimini takip ederek, dört yıllık bir süre içinde parlaklığında çok net bir düşüş (10 kat) gözlemlenir. Nesnenin düzensiz toplama aşamaları yaşayan kompakt bir nesne olduğu hipotezi ele alınır. 2000 yılından itibaren, kısa vadeli kaynak değişkenliği ile ilgili birkaç sonuç yayınlandı. Gelen 2000 , ASCA uydu ve arşivlenen verileri kullanarak Chandra alan teleskop , bu kaynaktan yaklaşık 6 saatlik bir değişkenlik gösterilmiştir. Bu değişkenlik kullanılarak araştırılmıştır XMM-Newton uzay teleskopu içinde 2002 , ama gözlenmedi. Son olarak, 2006'da , aynı cihazla 24 saatten fazla süren yeni gözlemler , 6,67 saatlik bir süre ile açık bir şekilde ışık darbelerine getirildi . Veriler, sinyalin periyodikliğinin son birkaç yılda önemli ölçüde değişip değişmediğini belirlemek için yeterince kesin değil, ancak sinyalin modülasyon fraksiyonu ve bir dönem içindeki şekli önemli farklılıklar yaşıyor, buna benzer bir durum gözlemliyoruz. bir in anormal X titreşen .

Merkezi nesnenin doğası

Modülasyonun, merkezi bir nesnenin dönme periyodundan kaynaklandığı , nötron yıldızlarının oluşumu ve evrimi hakkındaki mevcut bilgilerle uyumsuz görünmektedir (bu, özellikle bu yıldız için kesinlikle devasa bir ilk manyetik alan gerektirir ) ve bunun nedeni yakın yörüngede bir ikili sistemle uğraştığımız gerçeği , düşük parlaklığına karşı çıkıyor:  sıradan  10 31 W yerine 10 27 W. Yalnızca çok eski bir X ikili dosyası (bir milyar yaşında) bu kadar düşük parlaklığa sahip olabilir, ancak bu, sonraki parlamanın yaşıyla tamamen uyumsuzdur. Bu merkezi nesnenin doğası bu nedenle bugün belirsizliğini korumaktadır (2007). Bu nesnenin süpernovadan gelen madde ile etkileşiminin, onun evriminde önemli bir rol oynaması muhtemeldir.

Dış bağlantılar

Notlar ve referanslar

  1. (in) AW Rodgers , CT Campbell & JB Whiteoak , güney Samanyolu'nda H-α ihracı bölgelerinin bir katalog , Royal Astronomical Society Aylık Uyarılar , 121 , 103-110 (1960) çevrimiçi bakın .
  2. (in) JL Kesteven , Supernova kalıntılarının radyo kaynakları var , Australian Journal of Physics , 21 , 739-754 (1968) Çevrimiçi görün
  3. (in) I. Tuohy & G. Garmire , Süpernova kalıntısının merkezindeki kompakt bir X-ışını kaynağının keşfi RCW 103 , Astrophysical Journal Letters , 239 , L107-L110 (1980) Çevrimiçi görün .
  4. (en) JJ Nugent ve diğerleri. , HEAO A-2 yumuşak X-ışını kaynak kataloğu , Astrophysical Journal Supplement Series , 51 , 1-28 (1983) Çevrimiçi görün .
  5. (tr) JL Caswell ve diğerleri. , Galaktik düzlemde 42 sürekli kaynak için kinematik mesafeler veren Nötr hidrojen absorpsiyon ölçümleri , Astronomy and Astrophysics , 45 , 239-258 (1975) Çevrimiçi görün .
  6. (en) JJ Nugent ve diğerleri. , Süpernova kalıntılarından X ışını emisyonu MSH 14 - 63 ve RCW 103 , The Astrophysical Journal , 284 , 612-630 (1984) Çevrimiçi görün .
  7. (tr) VM Kaspi ve diğerleri. , Süpernova Kalıntısı RCW 103 yakınlarındaki 69 Milisaniye Radyo Pulsarı , Astrophysical Journal Letters , 503 , L81-L84 (1998), astro-ph / 9806328 Çevrimiçi görün .
  8. Böyle bir durumda, bu, bir nötron yıldızının yüzeyinden termal emisyonun ilk açık tespiti olabilirdi, ancak nesnenin belirsiz doğası ve emisyon süreci, bu iddiayı varsayımsal hale getiriyor.
  9. (en) EV Gotthelf , R. Petre & U. Hwang , The Nature of the Radio-quiet Compact X-Ray Source in SNR RCW 103 , Astrophysical Journal Letters , 487 , L175-L179 (1997) Online bakınız .
  10. (en) EV Gotthelf , R. Petre & U. Hwang , Süpernova Kalanındaki Kompakt Kaynaktan X-Işını Değişkenliği RCW 103 , Astrophysical Journal Letters , 514 , L107-L110 (1999), astro-ph / 9901371 View line .
  11. (en) PG Garmire ve diğerleri. , 1E 161 348-5055, Dairesel IAU n o  7350-2 (2000) Çevrimiçi görün .
  12. (in) W. Becker & B. Aschenbach , Nötron Yıldızları ve pulsarların X-ışını gözlemleri: XMM-Newton dan İlk Sonuçlar , In Nötron Yıldızları pulsarların ve Süpernova Kalıntıları üzerinde 270.WE-Heraeus Semineri Tutanakları , W. Becker, H. Lesch & J. Truemper (ed), MPE-Report 278 (2002), astro-ph / 0208466 Çevrimiçi bakınız .
  13. (in) A. De Luca ve ark. , Genç Bir Süpernova Kalıntısında Uzun Süreli, Şiddetle Değişken X-ışını Kaynağı , Science , 313 , 814-817 (2006), astro-ph / 0607173 Çevrimiçi görün .
  14. (in) Xiang-Dong Li , The Nature of the Compact X-Ray Source in Supernova Remnant RCW 103 , The Astrophysical Journal , 666 , L81-L84 (2007), arXiv: 0708.0060 (astro-ph) Çevrimiçi görün .