Geminga - Geminga
| Gözlem verileri Epoch J2000.0 Equinox J2000.0 |
|
|---|---|
| takımyıldız | ikizler burcu |
| Sağ yükseliş | 06 sa 33 m 54.15 s |
| sapma | +17° 46′ 12.9″ |
| Görünen büyüklük (V) | 25.5 |
| özellikleri | |
| evrimsel aşama | pulsar |
| astrometri | |
| Mesafe | 815 ly (250 adet ) |
| Ayrıntılar | |
| Yaş | 342.000 yıl |
| Diğer tanımlamalar | |
SN 437, PSR B0633+17, PSR J0633+1746 | |
| Veritabanı referansları | |
| SİMBAD | veri |
Geminga / ɡ ə m ɪ ŋ ɡ ə / a olan nötron yıldızı yaklaşık 250 parsek (yaklaşık 800 ışık yılı mesafede) Güneş de takımyıldızı İkizler . Keşfi Giovanni Bignami tarafından atfedilen adı, hem Gemin i ga mma-ışını kaynağının bir kısaltmasıdır , hem de Milanese'de "orada değil" anlamına gelen g h è minga ( [ˈ ˈmĩːɡa] olarak telaffuz edilir) kelimelerinin bir transkripsiyonudur. lehçesinde ait Lombard .
pulsar
Geminga'nın doğası, NASA'nın İkinci Küçük Astronomi Uydusu (SAS-2) tarafından keşfinden sonra 20 yıl boyunca pek bilinmiyordu . Son olarak, Mart 1991'de ROSAT uydusu , yumuşak x-ışını emisyonunda 0.237 saniyelik bir periyodiklik tespit etti . Bu nedenle, Geminga'nın bir tür nötron yıldızı olduğu varsayılır : yaklaşık 300.000 yıl önce bir süpernova olarak patlayan devasa bir yıldızın çürüyen çekirdeği .
Bir zamanlar, yakınlardaki bu patlamanın, Güneş Sistemi'nin hemen yakınındaki yıldızlararası ortamın düşük yoğunluğundan sorumlu olduğu düşünülüyordu . Bu düşük yoğunluklu alan, Yerel Kabarcık olarak bilinir . Bunun olası kanıtı, Arecibo Gözlemevi'nin yerel mikrometre boyutundaki yıldızlararası meteor parçacıklarının kendi yönünden kaynaklandığına dair bulgularını içerir . Ancak daha yakın zamanlarda, Pleiades hareketli grubunun B1 alt grubundaki çoklu süpernovaların daha büyük olasılıkla sorumlu olduğu ve artık bir süper kabuk haline geldiği öne sürülmüştür .
NASA'nın Fermi Gama Işını Uzay Teleskobu'ndan alınan verileri kullanan 2019'da yapılan bir araştırma, Geminga çevresinde büyük bir gama ışını halesi keşfetti. Hızlandırılmış elektronlar ve pozitronlar yakındaki yıldız ışığıyla çarpışır . Çarpışma, ışığı çok daha yüksek enerjilere yükseltir. Tek başına Geminga, AMS-02 deneyinde görülen yüksek enerjili pozitronların %20'sinden sorumlu olabilir . Yüksek İrtifa Suları Cherenkov Gama Işını Gözlemevi'nden alınan verileri kullanan önceki çalışmalar , daha yüksek enerjilerde Geminga çevresinde yalnızca küçük bir gama ışını halesi buldu.
Keşif ve tanımlama
Geminga, diğer dalga boylarında bilinen herhangi bir nesneyle ilişkilendirilemeyen bir kaynak olan tanımlanamayan bir gama ışını kaynağının ilk örneğiydi . İlk olarak, SAS-2 uydusu (Fichtel ve diğerleri 1975) ve ardından COS-B uydusu tarafından, beklenen dağınık Galaktik emisyon arka planı üzerinde önemli bir gama ışını fazlalığı olarak tespit edildi . SAS-2 grubu, gama ışını sinyalinde yaklaşık 59 s periyot ile bir pulsasyon bildirdi, ancak tespit edilen sınırlı sayıda gama ışını (dört aylık bir periyotta 121), pulsasyonun istatistiksel olarak zorlayıcı olmadığı sonucuna varmalarına neden oldu. Cihazın sınırlı açısal çözünürlüğü (100MeV'de yaklaşık 2.5°) ve tespit edilen az sayıda gama ışını nedeniyle, kaynağın tam konumu belirsizdi, yalnızca nispeten büyük bir "hata bölgesi" içinde olmak zorundaydı. Tespit sırasında, bu bölgede dört zayıf radyo kaynağı biliniyordu, iki süpernova kalıntısı onu sınırlıyordu ve Samanyolu'nun bilinen bir uydu gökadası yakınlarda yatıyordu. Bilinen bu kaynakların hiçbiri gama ışını kaynağına ilişkin ikna edici ilişkiler değildi ve SAS-2 ekibi, keşfedilmemiş bir radyo-pulsarın en olası ata olduğunu öne sürdü.
Önemli miktarda gözlem süresi yatırımına rağmen, COS-B dönemi boyunca kaynak tanımlanmadan kaldı; ancak verileri, iddia edilen 59 s nabzını ekarte etti. Bu süre zarfında kaynak hakkında birçok iddia ortaya atıldı, ancak doğası, Einstein x-ışını uydusu 1E 0630+178 tarafından bir aday kaynağın tanımlanmasına kadar bir sır olarak kaldı . X-ışını kaynağının özellikleri benzersizdi: optik parlaklığa büyük x-ışını, hassas VLA cihazı tarafından algılanan radyo emisyonu yok , Einstein görüntüleyicide nokta benzeri emisyon ve yaklaşık 100 pc'lik bir tahmini mesafe, içine yerleştiriyor. Gökada. Gama ışını ve röntgen kaynakları arasında bir ilişki, ROSAT x ışını görüntüleyici, EGRET cihazı tarafından gama ışınlarında ve geriye dönük olarak COS-B ve SAS- 'ta da görülen 237 ms'lik bir pulsasyon tespit edene kadar kesin olarak yapılmadı. 2 veri. Böylece Geminga, radyo sessiz bir pulsarın ilk örneği olarak göründü ve gama ışını emisyonunu diğer dalga boylarında bilinen nesnelerle ilişkilendirmenin zorluğunun bir örneği olarak hizmet etti: gama ışını kaynağının periyodiklik veya değişkenlik gibi bazı özellikleri , kimliklerinin bağlantısını yapabilmek için diğer dalga boylarında aday muadillerinde tanımlanmalıdır.
Son olarak, bu ilke, daha önce incelenmemiş 100 MHz ve altındaki frekanslarda 237 ms periyodikliğe uyan radyo emisyonları bulunduğunda doğruydu.
Uygun hareket
Uygun hareket Geminga bölgesinin 178.2 olan mas bir karşılık gelir saniyede 205 kilometrelik hızı tahmin / yıl. Bu, bir yıldız için çok hızlıdır, Barnard'ın Yıldızı ile karşılaştırılabilir .
Zamanlama ölçümleri
Geminga küçük uygulandı aksaklık 6.2 x 10 sıklığında fraksiyonel değişiklikle, 1996 sonlarına doğru -10 . Aksaklık öncesi efemeris üzerine 1998 yılında yapılan bir araştırma, zamanlamaların 5.1 yıllık bir yörüngede düşük kütleli bir gezegenin varlığı nedeniyle refleks hareketten etkilendiğini ileri sürdü; ancak bunun daha sonra gerçek bir yörünge etkisinden ziyade Geminga'dan gelen darbe sürelerini etkileyen bir gürültü yapaylığı olduğu gösterildi .
Ayrıca bakınız
Referanslar
- Fichtel, CE; et al. (Mayıs 1975). "İkinci küçük astronomi uydusundan yüksek enerjili gama ışını sonuçları". Astrofizik Dergisi . 198 : 163-182. Bibcode : 1975ApJ...198..163F . doi : 10.1086/153590 . hdl : 2060/19740027105 .