Кестевен 75

Кестевен 75, скратено како Kes 75 и исто така наречен SNR G029.7-00.3, G29.7-0.3 и 4C -03.70, е остаток од супернова лоциран во соѕвездието Акила .
1 Морфологија
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.
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. Исто така, идентификувана е структура „млаз“-торус, вообичаена кај младите плериони. Според одредени набљудувања на Чандра, спектрите на обвивката може да се објаснат со топлински 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.
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.
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
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. 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. Се смета дека матичната ѕвезда има маса меѓу 8 и 12 сончеви маси.
3 Ѕвезден остаток
Во Кестевен 75 се наоѓа рендгенскиот пулсар PSR J1846−025, откриен во 2000 година, 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.
4 Растојание
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. 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.
5 Поврзано
* Список на остатоци од супернови