RCW 103について詳しく解説

導入

RCW 103 (またはKes 33 、またはSNR G332.4-0.4 ) は、星座規則の銀河面に位置する超新星残骸です。それは、非常に非典型的な X 線源を含む若い残骸であることが知られています。

発見

この天体は、1960 年のRCW カタログ作成中に初めてカタログに登録されました。1968 年にMJL ケステベンによって超新星残骸として特定され、その後自然にケステベン カタログに組み込まれました。 1980 年、人工衛星HEAO-2 (アインシュタイン) がそこで X 線の放射を検出しましたが、今日では主にその謎の中心天体によるものと考えられています (下記を参照)。

中心オブジェクト

1980 年、人工衛星アインシュタインは、残骸の中心の方向に X 線源を発見し、当時は第 2E 3623と呼ばれていました (X 線源の指定を参照)。このとき、この源の脈動や変動は検出されませんが、残骸の中心に近いその位置は、残骸を生み出した超新星の間に生成された中性子星であることを示唆しており、これはパルサーの形で観察されていません。ただし、その表面の熱放射によってのみ発生します。 1997 年、ASCA 衛星はこの天体の観測を改良し、X 線領域での明るさ10 ²⁷ W、温度0.6 keV、つまり約 700 万度を与えました。この仮説は、この放射が中性子星の熱放射に起因する可能性があるという考えを裏付けています。ただし、これらの数値から推定される放射面は比較的小さいため、そのような放射を持つ球形の物体は半径約700 メートル、つまり、それよりも大きいはずです。中性子星の最小半径の 15 倍未満です。その後、この仮説は決定的に除外されます。数年間にわたってこの光源の進化を追跡すると、4 年間でその明るさの非常に明らかな減少 (10 分の 1) が観察されます。この天体は不規則な降着段階を経験しているコンパクト天体であるという仮説が検討されています。 2000 年以降、発生源の短期変動に関するいくつかの結果が発表されました。 2000 年に、ASCA 衛星とチャンドラ宇宙望遠鏡からのアーカイブデータから、この情報源からの約 6時間の変動が明らかになりました。この変動性は 2002 年にXMM-Newton宇宙望遠鏡を使用して探索されましたが、観測されませんでした。最後に、2006 年に、同じ機器を使用した 24 時間以上にわたる新たな観測により、周期 6.67 時間の脈動が明確に強調されました。データは、信号の周期性が近年大幅に変化したかどうかを判断できるほど正確ではありませんが、信号の変調の割合と期間にわたる信号の形状には大きな変動があり、これと同様の状況が発生しています。異常なX線パルサーで観察します。

中心オブジェクトの性質

この変調が中心天体の回転周期によるものであるということは、中性子星の形成と進化に関する現在の知識と矛盾しているように思われます (特に、この星には絶対に巨大な初期磁場が必要です)。私たちが狭い軌道にある連星系を扱っているという事実は、その低い光度、通常の 10 ³¹ W ではなく 10 ²⁷ W と衝突します。このような低い光度を持つことができるのは非常に古いX 線連星(10億年前) だけですが、これは残骸の年齢とまったく矛盾します。したがって、この中心的な天体の性質は今日（2007 年）も不明のままです。この天体と、その上に落下する超新星からの物質との相互作用が、その進化において重要な役割を果たしている可能性があります。