IC 443 - IC 443

"Jellyfish Nebula" omdirigerer hit. Det skal ikke forveksles med manetgalaksen .
Supernova-rest IC 443
IC443.jpeg
En del av det nordøstlige skallet av IC 443, også kjent som manetetåken
Arrangementstype Supernova-rest Rediger dette på Wikidata
SN II (?)
Konstellasjon Tvillingene
Høyre oppstigning 06 t 17 m 13 s
Avvisning + 22 ° 31 ′ 05 ′ ′
Epoke J2000
Galaktiske koordinater G189.1 + 3.0
Avstand 5000 lysår, eller 1,5 kpc
Rest Blandet morfologi
Vert Melkeveien
Bemerkelsesverdige funksjoner Interaksjon med molekylære skyer
Andre betegnelser 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
Commons side Relaterte medier på Wikimedia Commons
[ rediger på Wikidata ]

IC-443 (også kjent som manet Tåken og Sharpless 248 ( Sh2-248 )) er en galaktisk supernovaresten (SNR) i konstellasjonen Gemini . På himmelens plan ligger den i nærheten av stjernen Eta Geminorum . Dens avstand er omtrent 5000 lysår fra jorden.

IC 443 kan være restene av en supernova som skjedde for 3000 - 30 000 år siden. Den samme supernova-hendelsen skapte sannsynligvis nøytronstjernen CXOU J061705.3 + 222127 , den sammenbrutte resten av stjernekjernen. IC 443 er en av de best studerte tilfellene av supernovarester som samhandler med molekylære skyer.

Globale eiendommer

KLART bilde av IC 443

IC 443 er en utvidet kilde med en vinkeldiameter på 50 bue (til sammenligning er fullmånen 30 bue i bredden). Med en estimert avstand på 5000 ly (1500 parsek ) fra jorden, tilsvarer det en fysisk størrelse på omtrent 70 lysår (20 parsek).

SNR optisk og radiomorfologi er skalllignende (f.eks. En prototypisk skalllignende SNR er SN 1006 ), bestående av to sammenkoblede underskjell med forskjellige sentre og radier. Et tredje, større underskall - opprinnelig tilskrevet IC 443 - er nå anerkjent som en annen og eldre (100.000 år) SNR, kalt G189.6 + 3.3.
Spesielt er IC 443 røntgenmorfologi sentralt og et veldig mykt røntgen skall er knapt synlig. I motsetning til plerionrester, for eksempel krabbe-tåken , er det indre røntgenutslippet ikke dominert av den sentrale pulsarvindtåken . Den har faktisk en termisk opprinnelse. IC 443 viser veldig like funksjoner som klassen av blandede morfologiske SNRer. Både optisk og røntgenutslipp absorberes sterkt av en gigantisk molekylær sky i forgrunnen, som krysser hele restlegemet fra nordvest til sørøst.

Restenes alder er fortsatt usikker. Det er enighet om at stamfarens supernova skjedde for mellom 3000 og 30 000 år siden. Nye Chandra- og XMM-Newton- observasjoner identifiserte en pleriontåke , nær den gjenværende sørlige kanten. Punktkilden nær toppen av tåken er en nøytronstjerne , relikvie av en SN-eksplosjon. Plasseringen i en stjernedannende region og tilstedeværelsen av en nøytronstjerne favoriserer en Type II supernova , den ultimate skjebnen til en massiv stjerne, som stamfadereksplosjonen.

SNR-miljøet

IC 443 bredt feltbilde. Stjernene η (høyre) og μ (venstre) Geminorum, det diffuse utslippet fra S249 (nord) og G189.6 + 3.3 delvis skall (midt) er synlige.

SNR IC 443 er lokalisert i galaktisk antisenterretning (l = 189,1 °), nær galaktisk plan (b = + 3,0 °). Mange gjenstander ligger i samme himmelregion: HII-regionen S249, flere unge stjerner (medlemmer av GEM OB1-foreningen) og en eldre SNR (G189.6 + 3.3).

Resten utvikler seg i et rikt og komplekst miljø, som sterkt påvirker morfologien. Flere bølgelengdeobservasjoner viser tilstedeværelsen av skarpe tetthetsgradienter og forskjellige skygeometrier i omgivelsene til IC 443. Det er kjent at massive stjerner er kortvarige (omtrent 30 millioner år), og slutter livet når de fremdeles er innebygd i stamfarskyen. De mer massive stjernene ( O-typen ) rydder sannsynligvis det omgivende stjernemiljøet ved kraftige stjernevind eller fotoioniserende stråling . Tidlige stjerner av B-typen , med en typisk masse mellom 8 og 12 solmasser, er ikke i stand til dette, og de samhandler sannsynligvis med urmolekylærskyen når de eksploderer. Dermed er det ikke overraskende at SNR IC 443, som antas å være ettervirkningen av en fantastisk eksplosjon, utviklet seg i et så komplekst miljø. For eksempel ligger en merkbar brøkdel av supernovarester nær tette molekylære skyer (~ 50 av 265 i den grønne katalogen), og de fleste av dem (~ 60%) viser tydelige tegn på interaksjon med den tilstøtende skyen.

Røntgen og de optiske bildene er preget av en mørk fil, som krysser IC 443 fra nordvest til sørøst. Utslipp fra hvilende molekylær gass har blitt observert i samme retning, og det er sannsynligvis på grunn av en gigantisk molekylær sky, som ligger mellom resten og observatøren. Dette er den viktigste kilden til utryddelse av SNR-utslipp med lav energi.

I sørøst samhandler eksplosjonsbølgen med en veldig tett (~ 10.000 cm -3 ) og klumpete molekylsky, slik at den utstrålende sjokkede gassen har en ringlignende form. Den støtbølge er sterkt bremset av skyen og beveger seg med en estimert hastighet av omtrent 30 til 40 km s -1 . OH (1720 MHz) -maserutslipp , som er en robust sporbarhet av interaksjon mellom SNR og tette molekylære skyer, har blitt oppdaget i denne regionen. En kilde for gammastråle-utstråling er romlig sammenfallende med IC 443 og maser utslippsområdet, men er ikke godt forstått hvorvidt det er fysisk forbundet med rest- eller ikke.

I nordøst, hvor de lyseste optiske filamentene er lokalisert, samhandler SNR med et helt annet miljø. Det fremre sjokket har møtt en vegg av nøytralt hydrogen (HI), og forplantes til et mindre tett medium (~ 10-1.000 cm −3 ) med mye høyere hastighet (80–100 km s −1 ) enn i sørryggen .

I den vestlige regionen bryter sjokkbølgen ut i et mer homogent og sjeldent medium.

Se også

Referanser

Eksterne linker