Geminga - Geminga
| Dados de observação Epoch J2000.0 Equinox J2000.0 |
|
|---|---|
| constelação | Gêmeos |
| Ascensão certa | 06 h 33 m 54,15 s |
| Declinação | + 17 ° 46 ′ 12,9 ″ |
| Magnitude aparente (V) | 25,5 |
| Características | |
| Estágio evolucionário | Pulsar |
| Astrometria | |
| Distância | 815 ly (250 pc ) |
| Detalhes | |
| Era | 342.000 anos |
| Outras designações | |
SN 437, PSR B0633 + 17, PSR J0633 + 1746 | |
| Referências de banco de dados | |
| SIMBAD | dados |
Geminga / do ɡ do ə m ɪ ŋ do ɡ do ə / é uma estrela de neutrões aproximadamente 250 parsecs (cerca de 800 anos-luz ) a partir do Sol na constelação Gêmeos . Seu nome, atribuído por seu descobridor Giovanni Bignami , é tanto uma contração da fonte do raio Gemin i ga mma , quanto uma transcrição das palavras g h è minga ( pronuncia-se [ɡɛ ˈmĩːɡa] ), que significa "não está lá" em milanês dialeto da Lombardia .
Pulsar
A natureza de Geminga era bastante desconhecida por 20 anos após sua descoberta pelo Segundo Pequeno Satélite de Astronomia da NASA (SAS-2). Finalmente, em março de 1991, o satélite ROSAT detectou uma periodicidade de 0,237 segundos na emissão de raios-X suaves . Assim, supõe-se que Geminga seja uma espécie de estrela de nêutrons : o núcleo em decomposição de uma estrela massiva que explodiu como uma supernova há cerca de 300.000 anos.
Antigamente, pensava-se que essa explosão próxima era responsável pela baixa densidade do meio interestelar nas vizinhanças imediatas do Sistema Solar . Esta área de baixa densidade é conhecida como Bolha Local . Provas possíveis para isso incluem descobertas do Observatório de Arecibo de que partículas de meteoros interestelares locais de tamanho micrométrico parecem originar-se de sua direção. Mais recentemente, entretanto, foi sugerido que múltiplas supernovas no subgrupo B1 do grupo móvel das Plêiades foram mais provavelmente responsáveis, tornando-se uma superconcha remanescente .
Um estudo de 2019, usando dados do Telescópio Espacial Fermi Gamma-ray da NASA, descobriu um grande halo de raios gama ao redor de Geminga. Elétrons e pósitrons acelerados colidem com a luz das estrelas próximas . A colisão aumenta a luz para energias muito mais altas. Geminga sozinha pode ser responsável por até 20% dos pósitrons de alta energia vistos pelo experimento AMS-02 . Estudos anteriores usando dados do High-Altitude Water Cherenkov Gamma-ray Observatory encontraram apenas um pequeno halo de raios gama ao redor de Geminga em altas energias.
Descoberta e identificação
Geminga foi o primeiro exemplo de uma fonte de raios gama não identificada , uma fonte que não podia ser associada a nenhum objeto conhecido em outros comprimentos de onda. Foi detectado pela primeira vez como um excesso significativo de raios gama sobre o fundo esperado de emissão galáctica difusa, pelo satélite SAS-2 (Fichtel et al. 1975) e posteriormente pelo satélite COS-B . O grupo SAS-2 relatou uma pulsação no sinal de raios gama, com período de aproximadamente 59 s, embora o número limitado de raios gama detectados (121 em um período de quatro meses) os levou a concluir que a pulsação não era estatisticamente convincente. Devido à resolução angular limitada do instrumento (aproximadamente 2,5 ° a 100MeV) e ao pequeno número de raios gama detectados, a localização exata da fonte era incerta, restrita apenas a estar dentro de uma "região de erro" relativamente grande. No momento da detecção, quatro fontes fracas de rádio eram conhecidas nesta região, dois remanescentes de supernovas faziam fronteira com ela e uma galáxia satélite conhecida da Via Láctea estava próxima. Nenhuma dessas fontes conhecidas foram associações convincentes com a fonte de raios gama, e a equipe do SAS-2 sugeriu que um pulsar de rádio não descoberto era o progenitor mais provável.
Apesar do investimento de uma quantidade significativa de tempo de observação, a fonte permaneceu não identificada durante a era COS-B; seus dados, no entanto, descartaram a alegada pulsação de 59 s. Muitas afirmações foram feitas sobre a fonte durante este tempo, mas sua natureza permaneceu um mistério até a identificação de uma fonte candidata pelo satélite de raios-X Einstein , 1E 0630 + 178. As características da fonte de raios-x eram únicas: grande raio-x para luminosidade óptica, nenhuma emissão de rádio detectada pelo instrumento VLA sensível , emissão pontual no gerador de imagens Einstein e uma distância estimada de aproximadamente 100 pc, colocando-a dentro do Galáxia. Uma associação entre as fontes de raios gama e raios X não foi feita de forma conclusiva até que o imageador de raios X ROSAT detectou uma pulsação de 237 ms, que também foi observada em raios gama pelo instrumento EGRET e retrospectivamente no COS-B e SAS- 2 dados. Geminga, portanto, parecia ser o primeiro exemplo de um pulsar silencioso e serviu como ilustração da dificuldade de associar a emissão de raios gama a objetos conhecidos em outros comprimentos de onda: algumas características da fonte de raios gama, como periodicidade ou variabilidade , devem ser identificados em contrapartes candidatas em outros comprimentos de onda para fazer a conexão de sua identidade.
Finalmente, este princípio manteve-se verdadeiro quando as emissões de rádio de periodicidade correspondente de 237 ms foram encontradas em frequências anteriormente não pesquisadas de 100 MHz e abaixo.
Movimento adequado
O movimento adequado de Geminga é de 178,2 mas / ano, o que corresponde a uma velocidade projetada de 205 quilômetros por segundo. Isso é muito rápido para uma estrela, comparável à Estrela de Barnard .
Medidas de tempo
Geminga sofreu uma pequena falha no final de 1996, com uma mudança fracionária na frequência de 6,2 × 10 -10 . Um estudo de 1998 das efemérides pré-glitch sugeriu que os tempos estavam sendo afetados pelo movimento reflexo devido à presença de um planeta de baixa massa em uma órbita de 5,1 anos; no entanto, mais tarde foi demonstrado que isso era um artefato de ruído que afeta os tempos de pulso de Geminga, em vez de um efeito orbital genuíno.
Veja também
Referências
- Fichtel, CE; et al. (Maio de 1975). "Resultados de raios gama de alta energia do segundo pequeno satélite de astronomia". Astrophysical Journal . 198 : 163–182. Bibcode : 1975ApJ ... 198..163F . doi : 10.1086 / 153590 . hdl : 2060/19740027105 .