IC 443 (también conocida como Nebulosa de las Medusas y Sharpless 248 ( Sh2-248 )) es un remanente de supernova galáctica (SNR) en la constelación de Géminis . En el plano del cielo, se encuentra cerca de la estrella Eta Geminorum . Su distancia es de aproximadamente 5.000 años luz de la Tierra.
Tipo de evento | Remanente de supernova |
---|---|
SN II (?) | |
Constelación | Geminis |
Ascensión recta | 06 h 17 min 13 s |
Declinación | + 22 ° 31 ′ 05 ′ ′ |
Época | J2000 |
Coordenadas galácticas | G189.1 + 3.0 |
Distancia | 5000 años luz, o 1,5 kpc |
Retazo o restos | Morfología mixta |
Anfitrión | vía Láctea |
Características notables | Interacción con nubes moleculares |
Otras designaciones | IC 443, PGC 2817561, SNR G189.0 + 03.0, SNR G189.1 + 03.0, SNR G189.1-03.0, 1ES 0613 + 22.7, 1ES 0614 + 22.7, 2C 537, 3C 157, 4C 22.15, LBN 844, LBN 189.13 + 02.97, SH 2-248, LEDA 2817561, 3FHL J0617.2 + 2234e, 2EG J0618 + 2234, 2U 0601 + 21, 3A 0614 + 224, 3CR 157, 3EG J0617 + 2238, 3U 0620 + 23, 4U 0617+ 23, ASB 26, CTB 20, INTREF 295, PKS 0615 + 226, VRO 22.06.01, WKB 0614 + 22.7, [DGW65] 34, 2FGL J0617.2 + 2234e, 3FGL J0617.2 + 2234e, 2FHL J0617.2 + 2234e |
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IC 443 pueden ser los restos de una supernova que ocurrió hace 3.000 - 30.000 años. El mismo evento de supernova probablemente creó la estrella de neutrones CXOU J061705.3 + 222127 , el remanente colapsado del núcleo estelar. IC 443 es uno de los casos mejor estudiados de remanentes de supernovas que interactúan con las nubes moleculares circundantes.
Propiedades globales
IC 443 es una fuente extendida, que tiene un diámetro angular de 50 minutos de arco (en comparación, la luna llena tiene 30 minutos de arco de ancho). A la distancia estimada de 5.000 ly (1.500 parsec ) de la Tierra, corresponde a un tamaño físico de aproximadamente 70 años luz (20 parsec).
La morfología óptica y de radio SNR es similar a una concha (por ejemplo, una SNR prototípica similar a una concha es la SN 1006 ), que consta de dos subcapas conectadas con diferentes centros y radios. Una tercera subcapa más grande, inicialmente atribuida a IC 443, ahora se reconoce como una SNR diferente y más antigua (100.000 años), llamada G189.6 + 3.3. [1]
En particular, la morfología de los rayos X de IC 443 tiene un pico central y apenas se ve una capa de rayos X muy blanda. [2] A diferencia de los restos de pleriones, por ejemplo, la Nebulosa del Cangrejo , la emisión de rayos X interna no está dominada por la nebulosa del viento del púlsar central . De hecho, tiene un origen térmico. [3] IC 443 muestra características muy similares a la clase de morfología mixta [4] SNR. Tanto la emisión óptica como la de rayos X son absorbidas en gran medida por una nube molecular gigante en primer plano, que cruza todo el cuerpo remanente de noroeste a sureste.
La edad del remanente aún es incierta. Existe cierto acuerdo de que la supernova progenitora ocurrió hace entre 3.000 [3] y 30.000 [5] años. Observaciones recientes de Chandra [6] y XMM-Newton [7] identificaron una nebulosa plerion , cerca del borde sur remanente. La fuente puntual cerca del vértice de la nebulosa es una estrella de neutrones , reliquia de una explosión SN. La ubicación en una región de formación de estrellas y la presencia de una estrella de neutrones favorecen una supernova de Tipo II , el destino final de una estrella masiva, como la explosión progenitora.
El entorno SNR
El SNR IC 443 está ubicado en la dirección anticéntrica galáctica (l = 189.1 °), cerca del plano galáctico (b = + 3.0 °). Muchos objetos se encuentran en la misma región del cielo: la región HII S249, varias estrellas jóvenes (miembros de la asociación GEM OB1) y una SNR más antigua (G189.6 + 3.3).
El remanente está evolucionando en un entorno rico y complejo, lo que incide fuertemente en su morfología. Las observaciones de múltiples longitudes de onda muestran la presencia de gradientes de densidad nítidos y diferentes geometrías de nubes en los alrededores de IC 443. Se sabe que las estrellas masivas tienen una vida corta (aproximadamente 30 millones de años) y terminan su vida cuando aún están incrustadas dentro de la nube progenitora. Las estrellas más masivas ( tipo O ) probablemente limpian el entorno circunestelar mediante poderosos vientos estelares o radiación fotoionizante . Las primeras estrellas de tipo B , con una masa típica entre 8 y 12 masas solares, no son capaces de hacer esto, y probablemente interactúen con la nube molecular primordial cuando explotan. Por lo tanto, no es sorprendente que el SNR IC 443, que se cree que es la secuela de una explosión estelar, evolucionó en un entorno tan complejo. Por ejemplo, una fracción apreciable de los remanentes de supernova se encuentra cerca de densas nubes moleculares (~ 50 de 265 en el catálogo de Green [8] ), y la mayoría de ellos (~ 60%) muestran signos claros de interacción con la nube adyacente.
Los rayos X y las imágenes ópticas se caracterizan por un carril oscuro, que cruza el IC 443 de noroeste a sureste. Se ha observado emisión de gas molecular inactivo en la misma dirección, [9] y probablemente se deba a una nube molecular gigante, ubicada entre el remanente y el observador. Esta es la principal fuente de extinción de la emisión SNR de baja energía.
En el sureste, la onda expansiva está interactuando con una nube molecular muy densa (~ 10,000 cm −3 ) y grumosa, de modo que el gas impactado que emite tiene una forma de anillo. La onda expansiva ha sido fuertemente desacelerada por la nube y se mueve con una velocidad estimada de aproximadamente 30 a 40 km s −1 . [10] Se ha detectado en esta región una emisión de máser de OH (1720 MHz) , que es un trazador robusto de la interacción entre las SNR y las nubes moleculares densas. [11] Una fuente de radiación de rayos gamma [12] coincide espacialmente con IC 443 y la región de emisión de máser , aunque no se comprende bien si está asociada físicamente con el remanente o no.
En el noreste, donde se encuentran los filamentos ópticos más brillantes, la SNR interactúa con un entorno muy diferente. El choque frontal ha encontrado una pared de hidrógeno neutro (HI) y se está propagando hacia un medio menos denso (~ 10-1.000 cm −3 ) con una velocidad mucho mayor (80-100 km s −1 ) [10] que en la cresta sur.
En la región occidental, la onda de choque estalla en un medio más homogéneo y enrarecido. [2]
Referencias
- ^ Asaoka, I. y Aschenbach, B. (1994). "Un estudio de rayos X de IC 443 y el descubrimiento de un nuevo remanente de supernova por ROSAT". Astronomía y Astrofísica . 284 : 573. Bibcode : 1994A & A ... 284..573A .
- ^ a b Troja, E .; et al. (2006). "Observaciones de XMM-Newton de la SNR IC 443. I. Emisión de rayos X suaves del medio interestelar impactado". Revista astrofísica . 649 (1): 258–267. arXiv : astro-ph / 0606313 . Código bibliográfico : 2006ApJ ... 649..258T . doi : 10.1086 / 506378 . S2CID 1513688 .
- ^ a b Petre, R .; et al. (1988). "Un estudio completo de la estructura de rayos X y el espectro de IC 443". Revista astrofísica . 335 : 215. Bibcode : 1988ApJ ... 335..215P . doi : 10.1086 / 166922 .
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- ^ Chevalier, R. (1999). "Restos de supernova en nubes moleculares". Revista astrofísica . 511 (2): 798–811. arXiv : astro-ph / 9805315 . Código Bibliográfico : 1999ApJ ... 511..798C . doi : 10.1086 / 306710 . S2CID 118818377 .
- ^ Olbert, CM; et al. (2001). "Una nebulosa de arco eléctrico alrededor de una fuente de rayos X compacta en el remanente de supernova IC 443". Cartas de revistas astrofísicas . 554 (2): L205 – L208. arXiv : astro-ph / 0103268 . Código Bibliográfico : 2001ApJ ... 554L.205O . doi : 10.1086 / 321708 . S2CID 15754779 .
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- ^ Cornett, RH; et al. (1977). "Observaciones de emisión de CO de una densa nube asociada con el remanente de supernova IC 443". Astronomía y Astrofísica . 54 (3): 889. Bibcode : 1977A & A .... 54..889C .
- ^ a b Rho, J .; et al. (2001). "Imágenes de infrarrojo cercano y espectroscopia de OI de IC 443 usando Two Micron All Sky Survey y el observatorio espacial infrarrojo" . Revista astrofísica . 547 (2): 885–898. Código bibliográfico : 2001ApJ ... 547..885R . doi : 10.1086 / 318398 .
- ^ Hewitt, JW; et al. (2006). "Observaciones del telescopio de Green Bank de IC 443: la naturaleza de los máseres OH (1720 MHz) y la absorción de OH". Revista astrofísica . 652 (2): 1288–1296. arXiv : astro-ph / 0602210 . Código Bibliográfico : 2006ApJ ... 652.1288H . doi : 10.1086 / 508331 . S2CID 17170741 .
- ^ Albert, J .; et al. (2007). "Descubrimiento de radiación gamma de muy alta energía de IC 443 con el telescopio MAGIC" (PDF) . Cartas de revistas astrofísicas . 664 (2): L87 – L90. arXiv : 0705.3119 . Código Bibliográfico : 2007ApJ ... 664L..87A . doi : 10.1086 / 520957 . hdl : 2445/150805 .
enlaces externos
- El caso de la estrella de neutrones con un centro de rayos X caprichoso Wake Chandra (ScienceDaily) 1 de junio de 2006
- Imagen de astronomía del día
- IC 443: Remanente de supernova y estrella de neutrones 2006 2 de junio
- La esquiva nebulosa de las medusas 2010 15 de mayo
- La esquiva nebulosa de las medusas 2013 9 de enero