RCW103 (Kesteven 33, SNR G332.4-0.4) – pozostałość po supernowej znajdująca się w kierunku konstelacji Węgielnicy, z osobliwym centralnym obiektem (1E[2]), prawdopodobnie nietypową gwiazdą neutronową, wykonującą pełny obrót raz na aż około 6,7 godzin[3].

RCW103
Ilustracja
RCW103 (teleskop kosmiczny Chandra)
Data odkrycia 1959[1]
Dane obserwacyjne (J2000)
Gwiazdozbiór Węgielnica
Typ pozostałość po supernowej
Rektascensja 16h 17m 30s
Deklinacja –51° 02′ 00″
Odległość 10 000 ly (3000 pc)
Rozmiary kątowe 50' × 40'
Charakterystyka fizyczna
Szacowany wiek 2 tys. lat
Alternatywne oznaczenia
Kes 33, SNR G332.4-0.4, PKS 1613-50

Podstawowe informacjeEdytuj

Obiekt został po raz pierwszy odnotowany pod numerem 103 w katalogu obszarów emisji Hα opublikowanym w 1960 przez A. W. Rodgersa, C. T. Campbella i J. B. Whiteoaka[1], stąd oznaczenie RCW103 – od pierwszych liter ich nazwisk.

Silną emisję promieni X z centrum RCW 103 odkryto w roku 1980. RCW103 jest też jednym z najsilniejszych źródeł promieniowania podczerwonego. Wiek obiektu to zaledwie 2 tysiące lat. RCW103 zawiera plazmę rozgrzaną do temperatury 2 milionów kelwinów[4].

Według najnowszych badań, SNR RCW103 znajduje się w odległości około 10 tys. lat świetlnych od Ziemi (ok. 3 kpc)[5].

OsobliwośćEdytuj

Zagadką RCW 103 jest to, że jeśli obiektem centralnym miałaby być zwykła gwiazda neutronowa – co jest najprostszym wyjaśnieniem – mając zaledwie 2000 lat, nie mogłaby ona być spowolniona do jednego obrotu na aż 6,7 godzin. Tak młode gwiazdy neutronowe rotują dziesiątki tysięcy razy szybciej.

Jedno z sugerowanych rozwiązań mówi, że 1E nie jest zwykłą gwiazdą neutronową, lecz potężnym magnetarem, który swym polem magnetycznym hamowałby rotację[3]. Jednak wszystkie jak dotąd odkryte magnetary obracają się co najmniej kilka razy na minutę, co czyni to rozwiązanie nieprawdopodobnym.

Innym wyjaśnieniem jest podwójny charakter 1E – gwiazda neutronowa oraz biały karzeł (musiałby mieć masę mniejszą niż połowa masy Słońca). Wtedy okres 6,7 godzin dotyczyłby czasu obiegu dookoła siebie składników układu podwójnego. Dodatkowo, gęsta gwiazda neutronowa musiałaby wychwytywać część wiatru gwiezdnego z karła, ale również mieć możliwość ściągania gazu z jego dysku akrecyjnego. Taki mechanizm nosi nazwę podwójnej akrecji[3]. Rozwiązanie to, mające zdaniem naukowców spore szanse powodzenia, rzuciłoby nowe światło na proces ewolucji gwiazd i powstawania gwiazd neutronowych.

Zobacz teżEdytuj

PrzypisyEdytuj

  1. a b A. W. Rodgers, C. T. Campbell i J. B. Whiteoak. A catalogue of Hα-emission regions in the southern Milky Way. „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society”. 121, s. 106, 1960 (ang.). 
  2. Oznaczenie przyjęte przez naukowców dla wygody, katalogowa nazwa to 1E161348-5055.
  3. a b c A. De Luca, P. A. Caraveo, S. Mereghetti, A. Tiengo, G. F. Bignami. A Long-Period, Violently Variable X-ray Source in a Young Supernova Remnant. „Science”. 313 (5788), s. 814-817, 2006-08-11. DOI: 10.1126/science.1129185 (ang.). 
  4. RCW 103 (ang.). W: ROSAT [on-line]. NASA Goddard Space Flight Center, 2000-02-25. [dostęp 2013-12-18].
  5. NASA podaje odległość ponad dwa razy większą, 21,2 tys. lat świetlnych (6,5 kpc).

Linki zewnętrzneEdytuj