3C 58
3C 58, cridat també SNR G130.7+03.1, 2I 518 i CTB 8,[1] és un restant de supernova en la constelació de Casiopea que inclou un púlsar i la nebulosa sincrotrón circumdant.
Morfologia
3C 58 és una radiofuente que va ser identificada com a restant de supernova primer en banda de radi en 1971 i despuix en l'espectre visible per observacions Hα en 1978. Pel seu espectre de radi pla i el seu centre ple i lluent està catalogada com una nebulosa de vent de púlsar (PWN) o plerión.[2] Les imàgens en banda de radi revelen una morfologia en lluentor central i un tamany compacte de 6 × 9 minuts d'arc, consistent en la morfologia observada en infrarroig i en rajos X. Aixina mateix, per tot el cos de la nebulosa s'aprecia una estructura filamentosa.
L'observació de 3C 58 en rajos X revela un espectre no tèrmic que varia en el radi d'este objecte. El clafoll de l'emissió tèrmica de rajos X és menor que l'extensió màxima del plerión, lo que du a pensar que dita emissió provablement està associada en material expulsat per la supernova i despuix agranat pel plerión, en lloc d'en l'ona de choc originària de la supernova.[3]
Remanente estelar
Estudis realisats en l'observatori de rajos X Chandra mostren que el púlsar central —denominat PSR J0205+6449—[4] és una estrela de neutrons en ràpida rotació, rodejada per un lluent bou emissor de rajos X. Un «jet» de rajos X sorgix en abdós direccions des del centre del bou, estenent-se a lo llarc de varis anys llum. Este púlsar exhibix pulsacions molt ràpides cada 65 milisegons en llongituts d'ona de radi. La seua superfície té una temperatura un poc inferior a 1 000 000 K.[5] S'estima que el seu camp magnètic superficial és de 3,6 × 1012 G i és el tercer púlsar més energètic conegut en la nostra galàxia. Aixina mateix, va ser un dels primers púlsares detectats en rajos gamma pel telescopi Fermi.[2]
En llum visible ha segut identificat com una tènue estrela de magnitut 24 en banda R.[6]
Es pensa que la progenitora de 3C 58 va ser una estrela massiva de tipo O tardà durant la seua estància en la seqüència principal. El seu fort vent estelar esculpió una gran bombeta encara visible en H I. L'edat dinàmica de dita bombeta, d'aproximadament 3,2 millons d'anys, implica que la massa de la progenitora era de 20 - 30 masses solars quan es va formar, assumint que la bombeta va ser creada per una única estrela.[7]
Vore també
Referències
- ↑ SNR G130.7+03.1 - SuperNova Remnant (SIMBAD)
- ↑ 2,0 2,1 Li, Jian; Torres, Diego F. et al.(2018).«Observing and Modeling the Gamma-Ray Emission from Pulsar/Pulsar Wind Nebula Complex PSR J0205+6449/3C 58».The Astrophisical Journal.858(2): 7 pp..Consultat el 23 de setembre de 2021.
- ↑ Torres, Diego F.; Cillis, Analía N.; Martín Rodriguez, Jonatan(2013).«An Energy-conserving, Particle-dominated, Clave-dependent Model of 3C 58 and Its Observability at High Energies».The Astrophisical Journal Letters.763(1): 5 pp..Consultat el 23 de setembre de 2021.
- ↑ PSR J0205+64 -- Pulsar (SIMBAD)
- ↑ «Pulsar Gives Insight on Ultra Donen-se Matter and Magnetic Fields. Chandra X-Ray Observatory» (14 de decembre de 2004). Consultat el 23 de setembre de 2021.
- ↑ Bietenholz, M.F.; Kondratiev, V.; Ransom, S.; Slane, P.; Bartel, N.; Buchner, S.(2013).«The proper motion of PSR J0205+6449 in 3C 58».Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.431(3): 2590-2598.Consultat el 23 de setembre de 2021.
- ↑ Kothes, R.(2013).«Distance and age of the pulsar wind nebula 3C 58».Astronomy and Astrophysics.560: 10 pp..Consultat el 23 de setembre de 2021.
- Este artícul conté una traducció derivada de «3C 58» de Wikipedia en castellà publicada baix la Llicència de documentació lliure de GNU i la Llicència Creative Commons Reconeiximent-CompartirIgual 4.0 Internacional.