Прејди на содржината

Кестевен 75

Од Википедија — слободната енциклопедија
Kesteven 75
Кестевен 75, фотографиран од Обсерваторија на Х-зраци Чандра телескоп
Други ознакиCul 1843-030, HSNH 85, 2E 4129, SNR G029.7-00.2, SNR G029.7-00.3, 4C -03.70, AJG 86, ASB 44, Cul 1843-03, GAL 029.7-00.2, GAL 029.7-00.3, GPS 1843-031, Kes 75, NEK 29.7-00.2, NRAO 580, RFS 490, GPSR 029.690-0.242, 2E 1843.8-0301, GRS G029.70 -00.30, [ADD2012] SNR 11, [PBD2003] G029.7-00.2, [ADP79] 029.701-0.246, F3R 1025, PMN J1846-0259, TXS 1843-030
Вид појаваОстаток од супернова Уреди на Википодатоците
Ректасцензија18h 46m 26s
Декиланција-02°59′
ЕпохаJ2000
Галактички координатиG029.7-00.2
Оддалеченост5800 ± 500 pc

Кестевен 75, скратено како Kes 75 и исто така наречен SNR G029.7-00.3, G29.7-0.3 и 4C -03.70,[1] е остаток од супернова лоциран во соѕвездието Акила .

Морфологија

[уреди | уреди извор]

Кестевен 75 е остаток од супернова од композитната морфологија. Во радио опсегот, покажува обвивка или делумна обвивка од околу 90 лачни секунди во радиус, со централна маглина од околу 25 × 35 лачни секунди. Целосното отсуство на емисијата во источниот дел укажувала на силен градиент на густина на меѓуѕвездената средина каде што Кестевен 75 се шири. Забележано е дека централната компонента има рамен радио спектар со значителна поларизација, што е карактеристично за маглината на пулсар или плерионска ветер. Брзината на проширување на овој плерион е приближно 1000 km/s.[2]

Рендгенските набљудувања со опсерваториите ASCA и Chandra, исто така, ја покажуваат композитната природа на Kesteven 75, неговата морфологија е многу слична со онаа на радиофреквенциите. Емисијата од школката на Кестевен 75 е главно концентрирана во два региони, на југоисток и југозапад.[3] Исто така, идентификувана е структура „млаз“-торус, вообичаена кај младите плериони.[4] Според одредени набљудувања на Чандра, спектрите на обвивката може да се објаснат со термички модел од две температури, веројатно поврзан од една страна со погодениот материјал, а од друга со материјалот од исфрлање кој претрпел втор удар поради обратниот шок.[5]

Инфрацрвената емисија од обвивката е просторно во корелација со емисијата на Х-зраци, што сугерира дека честичките прашина се загреваат со судир на гас претходно загреан од рендгенските зраци. Оваа прашина достигнува температура од 140 К поради судир со топла и релативно густа плазма.[3]

Кестевен 75 е исто така откриен во регионот на гама зраците помеѓу 20 и 200 keV со ИНТЕГРАЛНАта вселенска опсерваторија (МЕЃУНАРОДНАТА Лабораторија за астрофизика за гама-зраци (ИНТЕГРАЛ) е вселенски телескоп за набљудување на гама зраци на енергии до 8 MeV) и помеѓу 0,3 и 5 TeV со телескопскиот систем HESS.[2]

Предок

[уреди | уреди извор]

Врз основа на големата брзина на исфрлањето и малата густина што се подразбира од првично проценетото растојание (многу поголемо од моментално прифатеното), се претпоставува дека Кестевен 75 доаѓа од експлозија на супернова од типот Ib/c.[6] Сепак, последователните студии предложија дека Кестевен 75 е веројатно резултат на почест тип IIP супернова, каде што плерионот се шири во асиметричен меур од никел.[2] Се смета дека матичната ѕвезда има маса меѓу 8 и 12 соларни маси.[7]

Ѕвезден остаток

[уреди | уреди извор]

Во Кестевен 75 се наоѓа рендгенскиот пулсар PSR J1846−025, откриен во 2000 година,[8] кој обезбедува енергија на плерионот. Тоа е високоенергичен ѕвезден остаток (E = 8,3 × 1036 erg/s) чиј период на ротација е 325 ms. Во 2006 година, било откриено дека овој пулсар е во „активна“ или „блескава“ состојба, што доведе до промени во неговиот спектар, како и во морфологијата на поврзаниот плерион; Четиринаесет години подоцна, активноста беше повторно откриена во PSR J1846-025. Сепак, енергетските и спектралните својства на овој пулсар цврсто го разликуваат од магнетар. Неговото заклучено магнетно поле (Bs = 4,9 × 1013 G) е најголемо меѓу овој тип на објекти и веројатно е одговорно за откриените интервали на активност, што укажува на премин во магнетарна состојба.[9]

Растојание

[уреди | уреди извор]

Иако историските проценки за растојанието до Кестевен 75 значително варираат помеѓу 5.000 и 21.000 парсеци, неодамнешните анализи базирани на набљудувањата на HI го ставаат овој остаток од супернова на 5.800 ± 500 парсеци од Земјата.[10] Од друга страна, Кестевен 75 е многу млад остаток од супернова, со возраст помала од 840 години. Студијата за проширувањето на плерионот во текот на 10 години ни овозможи да ја ограничиме возраста на овој остаток на 480 ± 50 години. Следствено, Кестевен 75 го содржи најмладиот плерион во нашата галаксија.[2]

Поврзано

[уреди | уреди извор]

Наводи

[уреди | уреди извор]
  1. ↑ „kes 75“. simbad.u-strasbg.fr. Посетено на 2024-04-24.
  2. ↑ 2,0 2,1 2,2 2,3 Reynolds, Stephen P.; Borkowski, Kazimierz J.; Gwynne, Peter H. (2018-04-01). „Expansion and Brightness Changes in the Pulsar-wind Nebula in the Composite Supernova Remnant Kes 75“. The Astrophysical Journal. 856 (2): 133. arXiv:1803.09128. Bibcode:2018ApJ...856..133R. doi:10.3847/1538-4357/aab3d3. ISSN 0004-637X.
  3. ↑ 3,0 3,1 Temim, Tea; Slane, Patrick; Arendt, Richard G.; Dwek, Eli (2012-01-01). „Infrared and X-Ray Spectroscopy of the Kes 75 Supernova Remnant Shell: Characterizing the Dust and Gas Properties“. The Astrophysical Journal. 745 (1): 46. arXiv:1111.2376. Bibcode:2012ApJ...745...46T. doi:10.1088/0004-637X/745/1/46. ISSN 0004-637X.
  4. ↑ Ng, C. -Y.; Slane, P. O.; Gaensler, B. M.; Hughes, J. P. (2008-10-01). „Deep Chandra Observation of the Pulsar Wind Nebula Powered by Pulsar PSR J1846-0258 in the Supernova Remnant Kes 75“. The Astrophysical Journal. 686 (1): 508–519. arXiv:0804.3384. Bibcode:2008ApJ...686..508N. doi:10.1086/591146. ISSN 0004-637X.
  5. ↑ Morton, Timothy D.; Slane, Patrick; Borkowski, Kazimierz J.; Reynolds, Stephen P.; Helfand, David J.; Gaensler, B. M.; Hughes, John P. (2007-09-01). „Observations of X-Rays and Thermal Dust Emission from the Supernova Remnant Kes 75“. The Astrophysical Journal. 667 (1): 219–225. arXiv:0706.1909. Bibcode:2007ApJ...667..219M. doi:10.1086/520496. ISSN 0004-637X.
  6. ↑ Chevalier, Roger A. (2005-02-01). „Young Core-Collapse Supernova Remnants and Their Supernovae“. The Astrophysical Journal. 619 (2): 839–855. arXiv:astro-ph/0409013. Bibcode:2005ApJ...619..839C. doi:10.1086/426584. ISSN 0004-637X.
  7. ↑ Temim, Tea; Slane, Patrick; Sukhbold, Tuguldur; Koo, Bon-Chul; Raymond, John C.; Gelfand, Joseph D. (2019-06-01). „Probing the Innermost Ejecta Layers in Supernova Remnant Kes 75: Implications for the Supernova Progenitor“. The Astrophysical Journal. 878 (1): L19. arXiv:1905.02849. Bibcode:2019ApJ...878L..19T. doi:10.3847/2041-8213/ab237c. ISSN 0004-637X.
  8. ↑ Gotthelf, E. V.; Vasisht, G.; Boylan-Kolchin, M.; Torii, K. (2000-10-01). „A 700 Year-old Pulsar in the Supernova Remnant Kesteven 75“. The Astrophysical Journal. 542 (1): L37–L40. arXiv:astro-ph/0008097. Bibcode:2000ApJ...542L..37G. doi:10.1086/312923. ISSN 0004-637X.
  9. ↑ Gotthelf, E. V.; Safi-Harb, S.; Straal, S. M.; Gelfand, J. D. (2021-02-01). „X-Ray Spectroscopy of the Highly Magnetized Pulsar PSR J1846-0258, Its Wind Nebula, and Hosting Supernova Remnant Kes 75“. The Astrophysical Journal. 908 (2): 212. arXiv:2009.06616. Bibcode:2021ApJ...908..212G. doi:10.3847/1538-4357/abd32b. ISSN 0004-637X.
  10. ↑ Chawner, H.; Marsh, K.; Matsuura, M.; Gomez, H. L.; Cigan, P.; De Looze, I.; Barlow, M. J.; Dunne, L.; Noriega-Crespo, A. (2019-02-01). „A catalogue of Galactic supernova remnants in the far-infrared: revealing ejecta dust in pulsar wind nebulae“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 483 (1): 70–118. arXiv:1811.00034. Bibcode:2019MNRAS.483...70C. doi:10.1093/mnras/sty2942. ISSN 0035-8711.

Надворешни врски

[уреди | уреди извор]
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Кестевен_75&oldid=5276059“