RCW 103

RCW 103 Descripción de esta imagen, también comentada a continuación Imagen de rayos X de RCW 103. El objeto azul central es 1E161348-5055 . Datos de observación ( Epoch J2000.0 )
Ascensión recta 16 h  17 min  30 s
Declinación −51 ° 02 ′ 0 ″
Coordenadas galácticas ℓ = 332,42 b = −00,36
Constelación Regla

Ubicación en la constelación: Regla

(Ver situación en la constelación: Regla) Norma IAU.svg
Galaxia anfitriona Vía Láctea
Descubrimiento 1960
Tipo de remanencia Cáscara
Tamaño angular ( minuto de ángulo ) 10
Densidad de flujo a 1 GHz ( Jy ) 28
Índice espectral 0,5
Distancia ( kpc ) aproximadamente 3,1  kpc (∼10 100  al )
Método de estimación de distancia Alta absorción
Apariencia de radio Shell, más brillante en el sur
Aspecto X Más brillante en el noroeste, con fuente central
Apariencia óptica Filamentos que reproducen bien la cáscara en radio, más brillantes en el suroeste
Otras designaciones SNR G332.4−0.4, Kesteven 33 (o Kes 33)
Notas Tiene una fuente de energía central, cuya naturaleza exacta no se conoce bien (en 2008)

Rcw103 (o Kes 33 , o SNR G332.4-0.4 ) es un remanente de supernova ubicado en el plano galáctico , en la constelación de la Regla . Se sabe que es un remanente joven que alberga una fuente de rayos X muy atípica.

Descubrimiento

Este objeto fue catalogado por primera vez durante la producción del catálogo RCW en 1960. Fue identificado como un remanente de supernova por MJL Kesteven en 1968 y se incorporó naturalmente al catálogo de Kesteven a partir de entonces. En 1980 , el satélite artificial HEAO-2 (Einstein) detectó allí una emisión de rayos X , hoy atribuida principalmente a su misterioso objeto central (ver más abajo).

Características físicas

En las ondas de radio , el resplandor se presenta en forma de concha esférica, más brillante en su parte sur. Su diámetro es de unos 10 minutos de arco . Su emisión es bastante alta, del orden de 28 Janskys a una frecuencia de 1 GHz . En óptica , observamos unos filamentos, que se corresponden bastante bien con la delimitación del caparazón visto por radio. Los filamentos son más brillantes en la región sureste. En el dominio de los rayos X , el resplandor es más brillante en la dirección noroeste y tiene una fuente central. Las mediciones realizadas utilizando la absorción HI permiten estimar la distancia desde la remanencia en 3,1 kpc . Combinando esto con su diámetro angular de 10 minutos de arco, el tamaño físico del objeto es del orden de 10 pársecs, lo que lo convierte en un resplandor relativamente joven: asumiendo que el material expulsado por la supernova que le dio a luz a la velocidad típica de 10 000  km  s −1 , su antigüedad rondaría los 500 años, lo que lo convierte en uno de los remanentes más jóvenes que se conocen. De hecho, el análisis del borde de la barra sugiere una tasa de expansión más lenta y una edad más alta, del orden de 1200 a 3200 años. En vista de la distancia y la supuesta edad del remanente, parece posible que la explosión de la supernova que le dio origen fuera visible desde la Tierra por los astrónomos de la época, pero no existe ningún testimonio que lo mencione (ver Supernova histórica ), por lo que se estima que la edad del objeto es de más de 2000 años.

Se descubrió un posible púlsar en esta barra, 1E161348-5055 . También hay un púlsar relativamente joven, PSR J1607-5055 , muy cerca del resplandor crepuscular pero fuera de él. La edad característica de este púlsar, del orden de los 8000 años, así como su posición fuera de él, hacen muy improbable su asociación con este último, al igual que la estimación de su distancia, a más de 6 kpc.

Objeto central

En 1980 , el satélite artificial Einstein descubrió en la dirección del centro del resplandor crepuscular una fuente de rayos X, entonces llamada 2E 3623 (ver Designación de fuentes de rayos X ). Entonces no se detecta pulsación o variabilidad de esta fuente, pero su posición cerca del centro del remanente sugiere que fue la estrella de neutrones creada durante la supernova la que dio a luz al remanente, éste. Esto no se observa en forma de un púlsar , pero solo por la emisión térmica de su superficie. En 1997 , el satélite ASCA refinó las observaciones de este objeto, dándole una luminosidad de 10 27 W en el rango de rayos X y una temperatura de 0,6 keV , o unos 7 millones de grados. Esta hipótesis apoya la idea de que esta radiación podría resultar de la emisión térmica de una estrella de neutrones, aunque el área de emisión deducida de estas cifras es relativamente pequeña: un objeto esférico con tal emisión debería medir unos 700 metros de radio, que es más de 15 veces menor que el radio mínimo de una estrella de neutrones. Posteriormente, esta hipótesis queda definitivamente excluida: al seguir la evolución de esta fuente a lo largo de unos años, se observa una disminución muy marcada (por un factor de 10) de su luminosidad en el espacio de cuatro años. Se considera la hipótesis de que el objeto es un objeto compacto que experimenta fases de acreción irregulares. A partir de 2000, se publicaron varios resultados relacionados con la variabilidad de la fuente a corto plazo. En 2000 , utilizando datos archivados del satélite ASCA y el telescopio espacial Chandra , se demostró una variabilidad de aproximadamente 6 horas desde esta fuente. Esta variabilidad se investigó utilizando el telescopio espacial XMM-Newton en 2002 , pero no se observó. Finalmente, en 2006 , nuevas observaciones durante más de 24 horas con el mismo instrumento arrojaron inequívocamente pulsos de luz con un período de 6,67 horas. Los datos no son lo suficientemente precisos para determinar si la periodicidad de la señal ha cambiado significativamente en los últimos años, sin embargo la fracción de modulación de la señal, así como su forma durante un período, experimenta variaciones significativas, situación similar a esta. observar en un púlsar X anormal .

Naturaleza del objeto central

Que la modulación se deba a un período de rotación de un objeto central parece incompatible con el conocimiento actual de la formación y evolución de las estrellas de neutrones (esto en particular requeriría un campo magnético inicial absolutamente gigantesco para esta estrella), y que se debe a el hecho de que se trate de un sistema binario en órbita cercana choca con su baja luminosidad: 10 27  W en lugar de 10 31  W de lo ordinario. Solo un binario X muy antiguo (mil millones de años) podría tener una luminosidad tan baja, pero esto es totalmente incompatible con la edad del resplandor. Por lo tanto, la naturaleza de este objeto central sigue siendo incierta hoy (2007). Es probable que la interacción de este objeto con la materia de la supernova que estaría cayendo sobre él juegue un papel crucial en su evolución.

enlaces externos

Notas y referencias

  1. (en) AW Rodgers , CT Campbell & JB Whiteoak , Un catálogo de regiones de emisión de H-α en el sur de la Vía Láctea , Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society , 121 , 103-110 (1960) Ver en línea .
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  8. En tal caso, esta habría sido la primera detección explícita de emisión térmica desde la superficie de una estrella de neutrones, pero la naturaleza incierta del objeto y su proceso de emisión hace que esta afirmación sea hipotética.
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