RCW 103

RCW 103 Beschreibung dieses Bildes, auch unten kommentiert Röntgenbild von RCW 103. Das zentrale blaue Objekt ist 1E161348-5055 . Beobachtungsdaten ( Epoche J2000.0 )
Richtiger Aufstieg 16 h  17 m  30 s
Deklination −51 ° 02 ′ 0 ″
Galaktische Koordinaten ℓ = 332,42 b = –00,36
Konstellation Regel

Ort im Sternbild: Lineal

(Siehe Situation im Sternbild: Lineal) Norma IAU.svg
Wirtsgalaxie Milchstraße
Entdeckung 1960
Art der Remanenz Schale
Winkelgröße ( Winkelminute ) 10
Flussdichte bei 1 GHz ( Jy ) 28
Spektralindex 0,5
Entfernung ( kpc ) etwa 3,1  kpc (~ 10 100  al )
Entfernungsschätzungsmethode HI-Absorption
Radio Auftritt Shell, im Süden heller
X- Aspekt Im Nordwesten heller, mit zentraler Quelle
Optisches Erscheinungsbild Filamente, die die Schale im Radio gut reproduzieren, im Südwesten heller
Andere Bezeichnungen SNR G332.4−0.4, Kesteven 33 (oder Kes 33)
Anmerkungen Hat eine zentrale Energiequelle, deren genaue Natur nicht bekannt ist (2008)

Rcw103 (oder Kes 33 oder SNR G332.4-0.4 ) ist ein Supernova-Überrest, der sich in der galaktischen Ebene im Sternbild der Regel befindet . Es ist bekannt, dass er ein junges Nachglühen ist, das eine sehr atypische Röntgenquelle beherbergt .

Entdeckung

Diese Aufgabe wurde zum ersten Mal bei der Herstellung von katalogisiert den RCW - Katalog 1960. Es wird als Supernovaüberrest von identifiziert wurde MJL Kesteven in 1968 und wurde natürlich in aufgenommen den Kesteven Katalog danach. In 1980 wird der künstlichen Satelliten HEAO-2 nachgewiesen (Einstein) eine Röntgenemission gibt heute hauptsächlich auf sein geheimnisvollen zentrales Objekt zugeschrieben (siehe unten).

Physikalische Eigenschaften

Bei Radiowellen hat das Nachleuchten die Form einer Kugelschale, die im südlichen Teil heller ist. Sein Durchmesser beträgt ca. 10 Bogenminuten . Seine Emission ist ziemlich hoch und liegt in der Größenordnung von 28 Janskys bei einer Frequenz von 1 GHz . In der Optik beobachten wir einige Filamente, die recht gut der Abgrenzung der Hülle entsprechen, die vom Radio gesehen wird. Im Südosten sind die Filamente heller. Im Röntgenbereich ist das Nachleuchten in nordwestlicher Richtung heller und hat eine zentrale Quelle. Die mit der HI-Absorption durchgeführten Messungen ermöglichen eine Schätzung des Abstands vom Nachglühen auf 3,1 kpc . In Kombination mit seinem Winkeldurchmesser von 10 Bogenminuten liegt die physikalische Größe des Objekts in der Größenordnung von 10 Parsec, was es zu einem relativ jungen Nachglühen macht: unter der Annahme, dass das von der Supernova ausgestoßene Material mit der typischen Geschwindigkeit geboren wurde von 10.000  km  s −1 würde sein Alter in der Größenordnung von 500 Jahren liegen, was es zu einem der jüngsten bekannten Überreste macht. Tatsächlich deutet die Analyse der Schrägstrichkante auf eine langsamere Expansionsrate und ein höheres Alter in der Größenordnung von 1200 bis 3200 Jahren hin. In Anbetracht der Entfernung und des angenommenen Alters des Schrägstrichs scheint es möglich, dass die Explosion der Supernova, die sie hervorgebracht hat, von den Astronomen der damaligen Zeit von der Erde aus sichtbar war, aber es gibt kein Zeugnis, das dies erwähnt (siehe Historische Supernova) ), so dass das Alter des Objekts auf mehr als 2.000 Jahre geschätzt wird.

In diesem Schrägstrich 1E161348-5055 wurde ein möglicher Pulsar entdeckt . Es gibt auch einen relativ jungen Pulsar, PSR J1607-5055 , sehr nahe am Nachglühen, aber außerhalb davon. Das charakteristische Alter dieses Pulsars in der Größenordnung von 8000 Jahren sowie seine Position außerhalb des Pulsars machen seine Assoziation mit diesem Pulsar ebenso wie die Schätzung seiner Entfernung bei mehr als 6 kpc sehr unwahrscheinlich.

Zentrales Objekt

In 1980 wurde die künstlichen Satelliten Einstein entdeckten in Richtung des Zentrums des Nachleuchtens einer Röntgenquelle, dann genannt 2E 3623 (siehe Bezeichnung von Röntgenquellen ). Es wird dann keine Pulsation oder Variabilität dieser Quelle festgestellt, aber ihre Position nahe dem Zentrum der Remanente legt nahe, dass es der Neutronenstern ist, der während der Supernova erzeugt wurde, die die Remanente hervorgebracht hat, diese. Dies wird nicht in Form von beobachtet ein Pulsar , aber nur durch die Wärmeabgabe seiner Oberfläche. In 1997 werden die ASCA Satelliten verfeinerten die Beobachtungen des Objekts, eine Leuchtkraft von 10 geben 27 W in dem Röntgenbereich, und eine Temperatur von 0,6 keV oder etwa 7 Millionen Grad. Diese Hypothese stützt die Idee, dass diese Strahlung aus der thermischen Emission eines Neutronensterns resultieren könnte, obwohl die aus diesen Zahlen abgeleitete Emissionsfläche relativ klein ist: Ein kugelförmiges Objekt mit einer solchen Emission sollte einen Radius von etwa 700 Metern messen, was mehr als 15 ist mal kleiner als der minimale Radius eines Neutronensterns. In der Folge wird diese Hypothese endgültig ausgeschlossen: Wenn man die Entwicklung dieser Quelle über einige Jahre verfolgt, wird innerhalb von vier Jahren eine sehr deutliche Abnahme (um den Faktor 10) ihrer Leuchtkraft beobachtet. Die Hypothese, dass das Objekt ein kompaktes Objekt mit unregelmäßigen Akkretionsphasen ist, wird berücksichtigt. Ab dem Jahr 2000 wurden mehrere Ergebnisse zur kurzfristigen Quellenvariabilität veröffentlicht. Im Jahr 2000 wurde unter Verwendung archivierter Daten des ASCA-Satelliten und des Chandra- Weltraumteleskops eine Variabilität von etwa 6 Stunden von dieser Quelle nachgewiesen. Diese Variabilität wurde mit dem untersucht XMM-Newton - Weltraumteleskop in 2002 , wurde aber nicht beobachtet. Schließlich brachten im Jahr 2006 neue Beobachtungen über mehr als 24 Stunden mit demselben Instrument eindeutig Impulse mit einem Zeitraum von 6,67 Stunden ans Licht. Die Daten sind nicht präzise genug, um festzustellen, ob sich die Periodizität des Signals in den letzten Jahren erheblich geändert hat. Der Modulationsanteil des Signals sowie seine Form über einen Zeitraum weisen jedoch erhebliche Schwankungen auf, eine ähnliche Situation wie die von uns beobachtete in einem abnormalen X-Pulsar .

Natur des zentralen Objekts

Dass die Modulation auf eine Rotationsperiode eines zentralen Objekts zurückzuführen ist, scheint mit dem aktuellen Wissen über die Bildung und Entwicklung von Neutronensternen unvereinbar zu sein (dies würde insbesondere ein absolut gigantisches anfängliches Magnetfeld für diesen Stern erfordern ), und dass dies auf zurückzuführen ist Die Tatsache, dass es sich um ein binäres System in enger Umlaufbahn handelt, stößt auf seine geringe Leuchtkraft: 10 27  W statt 10 31  W normal. Nur eine sehr alte X-Binärdatei (eine Milliarde Jahre alt) könnte eine so geringe Leuchtkraft haben, aber dies ist völlig unvereinbar mit dem Alter des Nachglühens. Die Natur dieses zentralen Objekts ist daher bis heute (2007) ungewiss. Es ist wahrscheinlich, dass die Wechselwirkung dieses Objekts mit Materie aus der Supernova, die darauf fallen würde, eine entscheidende Rolle in seiner Entwicklung spielt.

Externe Links

Anmerkungen und Referenzen

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