RCW 103

RCW 103 Descrição desta imagem, também comentada abaixo Imagem de raios-X de RCW 103. O objeto azul central é 1E161348-5055 . Dados de observação ( Epoch J2000.0 )
Ascensão certa 16 h  17 m  30 s
Declinação −51 ° 02 ′ 0 ″
Coordenadas galácticas ℓ = 332,42 b = −00,36
constelação Regra

Localização na constelação: Régua

(Veja a situação na constelação: Régua) Norma IAU.svg
Galáxia hospedeira via Láctea
Descoberta 1960
Tipo de brilho residual Casca
Tamanho angular ( minuto do ângulo ) 10
Densidade de fluxo a 1 GHz ( Jy ) 28
Índice espectral 0,5
Distância ( kpc ) cerca de 3,1  kpc (∼10 100  al )
Método de estimativa de distância Absorção HI
Aparência de rádio Shell, mais brilhante no sul
Aspecto X Mais brilhante no noroeste, com fonte central
Aparência ótica Filamentos que reproduzem bem a casca no rádio, mais brilhantes no sudoeste
Outras designações SNR G332.4−0.4, Kesteven 33 (ou Kes 33)
Notas Possui uma fonte central de energia, cuja natureza exata não é bem conhecida (em 2008)

Rcw103 (ou Kes 33 , ou SNR G332.4-0.4 ) é um remanescente de supernova localizado no plano galáctico , na constelação da Regra . Ele é conhecido por ser um jovem remanescente que abriga uma fonte muito atípica de raios-X .

Descoberta

Este objeto foi catalogado pela primeira vez durante a produção do catálogo RCW em 1960. Ele foi identificado como um remanescente de supernova por MJL Kesteven em 1968 e foi naturalmente incorporado ao catálogo Kesteven depois disso. Em 1980 , o satélite artificial HEAO-2 (Einstein) detectou ali uma emissão de raios-X , hoje atribuída principalmente ao seu misterioso objeto central (veja abaixo).

Características físicas

Nas ondas de rádio , o brilho residual tem a forma de uma concha esférica, mais brilhante em sua parte sul. Seu diâmetro é de cerca de 10 minutos de arco . A sua emissão é bastante elevada, da ordem de 28 Janskys a uma frequência de 1 GHz . Na ótica , observamos alguns filamentos, que correspondem muito bem à delimitação da concha vista pelo rádio. Os filamentos são mais brilhantes na região sudeste. No domínio do raio X , o brilho residual é mais brilhante na direção noroeste e tem uma fonte central. As medições feitas usando a absorção HI permitem que a distância da remanência seja estimada em 3,1 kpc . Combinando isso com seu diâmetro angular de 10 minutos de arco, o tamanho físico do objeto é da ordem de 10 parsecs, tornando-o um brilho residual relativamente jovem: supondo que o material ejetado pela supernova que o dá deu à luz na velocidade típica de 10 000  km  s −1 , sua idade seria em torno de 500 anos, o que o torna um dos mais jovens remanescentes conhecidos. Na verdade, a análise da borda da barra sugere uma taxa de expansão mais lenta e uma idade mais elevada, da ordem de 1.200 a 3.200 anos. Em vista da distância e da suposta idade da barra, parece possível que a explosão da supernova que deu origem a ela fosse visível da Terra pelos astrônomos da época, mas nenhum testemunho mencionando isso n 'existe (ver Supernova Histórica ), então a idade do objeto é estimada em mais de 2.000 anos.

Um possível pulsar foi descoberto nesta barra, 1E161348-5055 . Há também um pulsar relativamente jovem, PSR J1607-5055 , muito próximo ao brilho residual, mas fora dele. A idade característica deste pulsar, da ordem dos 8.000 anos, bem como a sua posição fora dele tornam muito improvável a sua associação com este, tal como a estimativa da sua distância, a mais de 6 kpc.

Objeto central

Em 1980 , o satélite artificial Einstein descobriu na direção do centro do pós-luminescência uma fonte de raios-X, então chamada de 2E 3623 (ver Designação das fontes de raios-X ). Nenhuma pulsação ou variabilidade desta fonte é então detectada, mas sua posição perto do centro do remanescente sugere que é a estrela de nêutrons criada durante a supernova que deu à luz ao remanente, este. Isso não é observado na forma de um pulsar , mas apenas pela emissão térmica de sua superfície. Em 1997 , o satélite ASCA refinou as observações deste objeto, dando-lhe uma luminosidade de 10 27 W na faixa dos raios X e uma temperatura de 0,6 keV , ou cerca de 7 milhões de graus. Essa hipótese apóia a ideia de que essa radiação poderia resultar da emissão térmica de uma estrela de nêutrons, embora a área de emissão deduzida desses números seja relativamente pequena: um objeto esférico com tal emissão deveria medir cerca de 700 metros de raio, que é mais de 15 vezes menos que o raio mínimo de uma estrela de nêutrons. Posteriormente, esta hipótese é definitivamente excluída: acompanhando a evolução desta fonte ao longo de alguns anos, observa-se uma diminuição muito nítida (por um fator de 10) na sua luminosidade no espaço de quatro anos. A hipótese de que o objeto é um objeto compacto experimentando fases de acreção irregular é considerada. A partir de 2000, vários resultados relacionados à variabilidade da fonte de curto prazo foram publicados. Em 2000 , a partir dos dados arquivados do satélite ASCA e do telescópio espacial Chandra , foi demonstrada uma variabilidade de cerca de 6 horas a partir desta fonte. Esta variabilidade foi investigada usando o telescópio espacial XMM-Newton em 2002 , mas não foi observada. Finalmente, em 2006 , novas observações ao longo de mais de 24 horas com o mesmo instrumento, de forma inequívoca, trouxeram à luz pulsos com um período de 6,67 horas. Os dados não são precisos o suficiente para determinar se a periodicidade do sinal mudou significativamente nos últimos anos, no entanto, a fração de modulação do sinal, bem como sua forma ao longo de um período, experimenta variações significativas, uma situação semelhante a esta. observar em um pulsar X anormal .

Natureza do objeto central

Que a modulação seja devida a um período de rotação de um objeto central parece incompatível com o conhecimento atual da formação e evolução das estrelas de nêutrons (isso exigiria em particular um campo magnético inicial absolutamente gigantesco para esta estrela), e que é devido a o fato de estarmos lidando com um sistema binário em órbita próxima esbarra em sua baixa luminosidade: 10 27  W em vez de 10 31  W do comum. Apenas um binário X muito antigo (um bilhão de anos) poderia ter uma luminosidade tão baixa, mas isso é totalmente incompatível com a idade do brilho residual. A natureza deste objeto central, portanto, permanece incerta hoje (2007). É provável que a interação desse objeto com a matéria da supernova que estaria caindo sobre ele desempenhe um papel crucial em sua evolução.

links externos

Notas e referências

  1. (em) AW Rodgers , CT Campbell & JB Whiteoak , Um catálogo de regiões de emissão de H-α no sul da Via Láctea , Avisos mensais da Royal Astronomical Society , 121 , 103-110 (1960) Ver online .
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  8. Nesse caso, esta teria sido a primeira detecção explícita de emissão térmica da superfície de uma estrela de nêutrons, mas a natureza incerta do objeto e seu processo de emissão tornam esta afirmação hipotética.
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