ESA’nın XMM-Newton gözlemevinin çektiği bu görüntü, süpernova kalıntısı RCW103'ün kalbini gösteriyor. Yeni bir nötron yıldızı normalde oldukça hızlı döner, ancak daha sonra güçlü manyetik alanı onu yavaşlatır. Ancak astronomların gözlemlediği gibi, manyetik bir alan bunu 2000 yıl içinde yapamadı.
ESA’nın XMM-Newton uydusundan elde edilen veriler sayesinde, 25 yıl önce keşfedilen bir nesneye daha yakından bakan bir bilim adamı ekibi, galaksimizde bilinen başka hiçbir şeye benzemediğini keşfetti.
Nesne, yaklaşık 2000 yıl önce patlayan bir yıldızın gaz kalıntıları olan süpernova kalıntısı RCW103'ün kalbindedir. Nominal değere bakıldığında, RCW103 ve merkezi kaynağı, bir süpernova patlamasından sonra geride kalanlara bir ders kitabı örneği gibi görünecektir: çıkarılan bir malzeme balonu ve bir nötron yıldızı.
Bununla birlikte, 24,5 saatlik derin ve sürekli bir gözlem, çok daha karmaşık ve ilginç bir şey ortaya çıkardı. İtalya'nın Milano kentinde bulunan Istituto Nazionale di Astrofisica'nın (INAF) Istituto di Astrofisica Spaziale e Fisica Cosmica'dan (IASF) gelen ekip, merkezi kaynaktan emisyonun her 6.7 saatte bir tekrarlanan bir döngü ile değiştiğini buldu. Bu şaşırtıcı derecede uzun bir dönem, genç bir nötron yıldızı için beklenenden on binlerce kat daha uzun. Ayrıca, nesnenin spektral ve zamansal özellikleri, 2001'de bu kaynağın daha önceki bir XMM-Newton gözleminden farklıdır.
“Gördüğümüz davranış, özellikle genç yaşına göre, 2000 yıldan az, şaşırtıcı” diyor baş yazarı IASF-INAF'dan Andrea De Luca. “Milyonlarca yıllık bir kaynağı anımsatıyor. Yıllardır nesnenin farklı olduğu hissine kapıldık, ancak şimdiye kadar ne kadar farklı olduğunu asla bilemedik. ”
Nesne 1E161348-5055 olarak adlandırılır ve bilim adamları 1E'yi (burada E, kaynağı keşfeden Einstein Gözlemevi anlamına gelir) takma adıyla adlandırırlar. Norma takımyıldızında yaklaşık 10.000 ışıkyılı uzaklıkta bulunan RCW 103'ün merkezine neredeyse mükemmel bir şekilde yerleştirilmiştir. 1E'nin RCW 103'ün merkezindeki mükemmele yakın hizalanması, gökbilimcileri aynı felaket olayında doğduklarından emin bırakır.
Güneşimizden en az sekiz kat daha büyük bir yıldız yakmak için yakıt tükettiğinde, süpernova adı verilen bir olayda patlar. Yıldız çekirdeği, nötron yıldızı denilen yoğun bir külçe veya yeterli kütle varsa, bir kara delik oluşturarak ortaya çıkar. Bir nötron yıldızı, yaklaşık 20 kilometre boyunca bir küreye sıkışmış yaklaşık bir güneş kütlesi içerir.
Bilim adamları, özellikleri hakkında, ne kadar hızlı döndüğü veya bir arkadaşı olup olmadığı gibi daha fazla bilgi edinmek için 1E'nin periyodikliğini araştırdılar.
Milano Grubunun ortak yazarı ve lideri INAF'den Patrizia Caraveo, “X-ışını emisyonundaki seküler değişkenlikle birlikte bu kadar uzun bir sürenin net olarak tespit edilmesi çok garip bir kaynak sağlıyor” dedi. “2000 yıllık kompakt bir nesnenin bu özellikleri bize iki olası senaryo bırakıyor: esasen topaklanma veya manyetik alanla çalışan bir kaynak.”
1E izole edilmiş bir manyetar, yüksek derecede mıknatıslanmış nötron yıldızlarının egzotik bir alt sınıfı olabilir. Burada, manyetik alan çizgileri dönen yıldız için fren görevi görür ve enerjiyi serbest bırakır. Yaklaşık bir düzine magnetar bilinmektedir. Ancak manyetarlar genellikle dakikada birkaç kez dönerler. Eğer 1E, her 6,67 saatte bir dönüyorsa, periyot algılamanın gösterdiği gibi, sadece 2000 yıl içinde nötron yıldızını yavaşlatmak için gerekli olan manyetik alan makul olmayacak kadar büyük olacaktır.
Standart bir manyetar manyetik alan hile yapabilir, ancak patlayan yıldızın artık malzemesinden oluşan bir enkaz diski de nötron yıldızı dönüşünü yavaşlatmaya yardımcı oluyorsa. Bu senaryo daha önce hiç gözlemlenmemiştir ve yeni bir tip nötron yıldızı evrimine işaret edecektir.
Alternatif olarak, uzun 6.67 saatlik süre bir ikili sistemin yörünge dönemi olabilir. Böyle bir resim, düşük kütleli normal bir yıldızın 2000 yıl önce süpernova patlaması tarafından üretilen kompakt nesneye bağlı kalmayı gerektirdi. Gözlemler, Güneşimizin kütlesinin yarısının, hatta daha küçük bir arkadaşına izin verir.
Ancak 1E, bebekliğinde düşük kütleli bir X-ışını ikili sisteminin, eşi olmayan standart X-ışını ikili sistemlerinden milyon kat daha genç benzeri görülmemiş bir örnek olacaktır. Genç yaş, 1E'nin tek özelliği değildir. Kaynağın döngüsel paterni, olağandışı nötron yıldızı besleme işlemini gerektiren düzinelerce düşük kütleli X-ışını ikili sisteminde gözlemlenenden çok daha belirgindir.
Çift bir birikim süreci davranışını açıklayabilir: Kompakt nesne cüce yıldızın rüzgarının bir kısmını yakalar (rüzgar birikimi), ancak bir biriktirme diskine (disk) yerleşen arkadaşının dış katmanlarından da gaz çekebilir. toplanma). Böyle olağandışı bir mekanizma, başlangıçtaki, beklenen veya yörüngesel dışmerkezliğin etkilerinin hakim olduğu düşük kütleli bir X-ışını ikiliğinin yaşamının erken bir aşamasında iş başında olabilir.
“RCW 103 bir muammadır,” dedi CESR, Toulouse ve ortak yazar Giovanni Bignami. “Uzun röntgen döngülerine neyin sebep olduğu konusunda kesin bir cevabımız yok. Bunu çözdüğümüzde, süpernovalar, nötron yıldızları ve evrimleri hakkında çok daha fazla şey öğreneceğiz. ”
Yıldız kuzey gökyüzünde patlasaydı, Kleopatra onu görebilirdi ve mutsuz sonunun bir alameti olarak düşünebilirdi, dedi Caraveo. Bunun yerine patlama güney gökyüzünün derinliklerinde gerçekleşti ve kimse bunu kaydetmedi. Bununla birlikte, kaynak, yıldız evrimi hakkında bilgi edinmek isteyen X-ışını astronomları için iyi bir alamettir.
Orijinal Kaynak: ESA Haber Bülteni
