IC 443

IC 443
'젤리피쉬 성운'은 여기서 방향을 바꾼다.해파리 은하와 혼동하지 않기 위해서입니다.
초신성 잔해 IC 443
IC443.jpeg
해파리 성운으로 불리는 IC 443의 북동쪽 껍질의 일부
이벤트 유형초신성 잔해 Edit this on Wikidata
SN II(?)
별자리제미니
우측 상승06h 17m 13s
탈위임+22° 31′ 05′′
신기루J2000
은하 좌표G189.1+3.0
거리5000광년 또는 1.5kpc
레넌트혼합 형태학
호스트밀키웨이
주목할 만한 특징분자 구름과의 상호작용
기타 지정IC 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(해파리 성운과 샤리플리스 248(Sh2-248)이라고도 함)은 제미니 별자리에 있는 은하 초신성 잔해(SNR)이다.하늘의 평면에는 별 에타 게미노룸 근처에 위치해 있다.그것의 거리는 지구에서 대략 5,000광년 떨어져 있다.

IC 443은 3,000년에서 30,000년 전에 발생한 초신성의 잔해일 수 있다.동일한 초신성 사건이 항성 코어의 붕괴 잔해인 중성자 항성 CXOU J061705.3+222127을 생성했을 가능성이 있다.IC 443은 주변의 분자구름과 상호작용하는 초신성 잔해 중 가장 잘 연구된 사례 중 하나이다.

글로벌 속성

WISE 이미지 IC 443

IC 443은 확장된 선원으로, 각 직경이 50아크민(비교적으로 보름달은 가로 30아크민)이다.지구에서 5,000리(1,500파섹)로 추정되는 거리에서는 약 70광년(20파섹)의 물리적 크기에 해당한다.

SNR 광학 및 무선 형태학은 쉘과 유사하다(예: 프로토타입 쉘 유사 SNR은 SN 1006이며, 서로 다른 중심과 반지름을 가진 두 개의 연결된 서브 쉘로 구성된다.세 번째, 더 큰 하위 쉘(초기에는 IC 443으로 귀속됨)은 이제 G189.6+3.3이라고 하는 다르고 오래된(10만년) SNR로 인식되고 있다.[1]
특히 IC 443 X선 형태학은 중앙에 정점을 찍고 매우 부드러운 X선 껍데기가 거의 보이지 않는다.[2]게 성운과 같은 플레리온 잔해와는 달리 내부 X선 방출은 중앙 펄서 바람 성운에 의해 지배되지 않는다.그것은 정말 열원이다.[3]IC 443은 혼합 형태학[4] SNR의 종류와 매우 유사한 특징을 보여준다.광학 방출과 X선 방출 모두 전경에 있는 거대한 분자 구름에 의해 많이 흡수되어 북서쪽에서 남동쪽으로 잔존하는 몸 전체를 가로지른다.

남은 사람의 나이는 아직 확실하지 않다.시조 초신성이 3,000년에서[3] 30,000년[5] 사이에 발생했다는 약간의 동의가 있다.최근의 Chandra와[6] XMM-Newton[7] 관측 결과, 남아 있는 남쪽 테두리 근처에 있는 플레리온 성운이 발견되었다.성운의 정점에 가까운 점원은 SN 폭발의 유물인 중성자 별이다.항성이 형성되는 지역의 위치와 중성자 별의 존재는 거대한 별의 궁극적인 운명인 제2형 초신성을 유전자 폭발로 선호한다.

SNR 환경

IC 443 넓은 필드 이미지.항성 ((오른쪽)과 μ(왼쪽) 제미니오룸, S249(북쪽)로부터의 확산 방출, G189.6+3.3 부분 껍질(중앙)이 보인다.

SNR IC 443은 은하계 항icenter 방향(l=189.1°)에 위치하며 은하계 평면(b=+3.0°)에 가깝다.많은 물체가 같은 하늘 영역에 놓여 있다: HII 지역 S249, 몇 개의 젊은 별(GEM OB1 협회 회원), 그리고 더 오래된 SNR(G189.6+3.3).

그 잔재는 풍부하고 복잡한 환경에서 진화하고 있는데, 이것은 그것의 형태학에 강한 영향을 미친다.다중 파장 관측은 IC 443 주위의 날카로운 밀도 구배와 서로 다른 구름 형상의 존재를 보여준다.거대한 별들은 단명(거의 3천만 년)으로 알려져 있으며, 그들이 여전히 조상 구름 속에 내재되어 있을 때 그들의 삶을 마감한다.더 거대한 별들(O형)은 강력한 항성 바람이나 광투사 방사선에 의해 항성 환경을 맑게 할 것이다.초기 B형 항성은 태양 질량이 8~12개 사이인 것이 특징이며, 폭발할 때 원시 분자 구름과 상호작용할 가능성이 높다.따라서 별 폭발의 여파라고 생각되는 SNR IC 443이 이처럼 복잡한 환경에서 진화했다는 것은 놀라운 일이 아니다.예를 들어, 초신성 잔해 중 주목할 만한 부분은 밀도 높은 분자 구름에 근접해 있으며(녹색[8] 카탈로그 265개 중 약 50개), 그 대부분이(약 60%) 인접 구름과 상호 작용하는 분명한 징후를 보인다.

X선과 광학 영상은 북서쪽에서 남동쪽으로 IC 443을 가로지르는 어두운 차선이 특징이다.대기 분자 기체로부터의 방출은 같은 방향으로 관찰되었으며,[9] 그것은 나머지 분자와 관찰자 사이에 위치한 거대한 분자 구름 때문일 가능성이 있다.이것이 저에너지 SNR 배출의 주요 소멸원이다.

남동쪽에서는 폭발파가 매우 밀도 높은 (약 1만 cm−3)와 뭉툭한 분자 구름과 상호작용을 하고 있어, 방출되는 충격 가스는 고리 모양의 모양을 하고 있다.송풍파는 구름에 의해 강하게 감속되어 약 30–40−1 km의 추정 속도로 이동하고 있다.[10] SNR과 밀도 분자 구름 사이의 상호작용을 강력하게 추적하는 OH(1720 MHz) 마저 방출이 이 지역에서 감지되었다.[11]감마선 방사선의[12] 선원은 IC 443 및 마저 방출 영역과 공간적으로 일치하지만, 그것이 나머지 부분과 물리적으로 연관되어 있는지 잘 이해되지 않는다.

가장 밝은 광학 필라멘트가 위치한 북동부에서 SNR은 매우 다른 환경과 상호작용하고 있다.전방 충격은 중성 수소(HI)의 벽에 부딪혔으며, 남쪽 능선보다 훨씬 높은 속도(80~100kms−1)[10]를 가진 덜 조밀한 매체(약 10~1000cm−3)로 전파되고 있다.

서부 지역에서는 충격파가 더욱 균질하고 희귀한 매개체로 발생한다.[2]

참고 항목

참조

  1. ^ Asaoka, I. & Aschenbach, B. (1994). "An X-ray study of IC 443 and the discovery of a new supernova remnant by ROSAT". Astronomy & Astrophysics. 284: 573. Bibcode:1994A&A...284..573A.
  2. ^ a b Troja, E.; et al. (2006). "XMM-Newton Observations of the SNR IC 443. I. Soft X-Ray Emission from Shocked Interstellar Medium". Astrophysical Journal. 649 (1): 258–267. arXiv:astro-ph/0606313. Bibcode:2006ApJ...649..258T. doi:10.1086/506378. S2CID 1513688.
  3. ^ a b Petre, R.; et al. (1988). "A comprehensive study of the X-ray structure and spectrum of IC 443". Astrophysical Journal. 335: 215. Bibcode:1988ApJ...335..215P. doi:10.1086/166922.
  4. ^ Rho, J. & Petre, R. (1998). "Mixed-Morphology Supernova Remnants". Astrophysical Journal Letters. 503 (2): L167. Bibcode:1998ApJ...503L.167R. doi:10.1086/311538.
  5. ^ Chevalier, R. (1999). "Supernova Remnants in Molecular Clouds". Astrophysical Journal. 511 (2): 798–811. arXiv:astro-ph/9805315. Bibcode:1999ApJ...511..798C. doi:10.1086/306710. S2CID 118818377.
  6. ^ Olbert, C. M.; et al. (2001). "A Bow Shock Nebula around a Compact X-Ray Source in the Supernova Remnant IC 443". Astrophysical Journal Letters. 554 (2): L205–L208. arXiv:astro-ph/0103268. Bibcode:2001ApJ...554L.205O. doi:10.1086/321708. S2CID 15754779.
  7. ^ Bocchino, F. & Bykov, A. M. (2001). "The plerion nebula in IC 443: The XMM-Newton view". Astronomy & Astrophysics. 376 (1): 248. arXiv:astro-ph/0106417. Bibcode:2001A&A...376..248B. doi:10.1051/0004-6361:20010882. S2CID 12757354.
  8. ^ 그린, D. A (2006), "갤럭틱 초신성 잔해물 목록(2006년 4월 버전), 영국 케임브리지 캐번디시 연구소의 천체물리학 그룹
  9. ^ Cornett, R. H.; et al. (1977). "Observations of CO emission from a dense cloud associated with the supernova remnant IC 443". Astronomy & Astrophysics. 54 (3): 889. Bibcode:1977A&A....54..889C.
  10. ^ a b Rho, J.; et al. (2001). "Near-Infrared Imaging and OI Spectroscopy of IC 443 using Two Micron All Sky Survey and Infrared Space Observatory". Astrophysical Journal. 547 (2): 885–898. Bibcode:2001ApJ...547..885R. doi:10.1086/318398.
  11. ^ Hewitt, J. W.; et al. (2006). "Green Bank Telescope Observations of IC 443: The Nature of OH (1720 MHz) Masers and OH Absorption". Astrophysical Journal. 652 (2): 1288–1296. arXiv:astro-ph/0602210. Bibcode:2006ApJ...652.1288H. doi:10.1086/508331. S2CID 17170741.
  12. ^ Albert, J.; et al. (2007). "Discovery of Very High Energy Gamma Radiation from IC 443 with the MAGIC Telescope" (PDF). Astrophysical Journal Letters. 664 (2): L87–L90. arXiv:0705.3119. Bibcode:2007ApJ...664L..87A. doi:10.1086/520957. hdl:2445/150805.

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