| IC 443 | |||
|---|---|---|---|
| pozůstatek supernovy | |||
| Část severovýchodní skořápky IC 443 | |||
| Historie výzkumu | |||
| otvírák | Wolf, Maxmilián Franz Josef Cornelius | ||
| Údaje z pozorování ( epocha J2000) |
|||
| rektascenzi | 06h 17m 13s | ||
| deklinace | +22° 31′ 5 | ||
| Vzdálenost | 5000 sv. let | ||
| Zdánlivá velikost ( V ) | jedenáct' | ||
| Viditelné rozměry | 50 sv. let | ||
| Souhvězdí | Dvojčata | ||
|
|||
| Informace ve Wikidatech ? | |||
| Mediální soubory na Wikimedia Commons | |||
IC 443 ( Sharpless 248 ) je zbytková mlhovina po supernově v souhvězdí Blíženců .
Na obloze se nachází poblíž hvězdy Eta Gemini . Nachází se ve vzdálenosti asi 5000 světelných let od Země . Objekt objevil německý astronom Max Wolf 25. září 1892 . [jeden]
IC 443 je pozůstatkem supernovy, která vybuchla před 5 000 až 30 000 lety. [2] [3] Stejná událost pravděpodobně vytvořila neutronovou hvězdu CXOU J061705.3+222127 [4] Mlhovina IC 443 má úhlovou velikost 50 obloukových minut (pro srovnání, Měsíc v úplňku má úhlovou velikost 30 obloukových minut), což odpovídá fyzické velikosti přibližně 70 světelných let (20 parseků ). [5]
Struktura mlhoviny je poměrně složitá, ale je jednou z nejvíce prozkoumaných. V optickém a rádiovém pásmu vypadá IC 443 jako dva pláště s různými středy a poloměry. Pravděpodobně supernova - předchůdce mlhoviny vypukla v oblasti s velkým množstvím hustých heterogenních mraků a rázová vlna vyčistí mezihvězdné prostředí . [6] Na jihovýchodě vlna výbuchu supernovy interaguje s velmi hustým (~ 10 000 cm −3 ) a hrudkujícím molekulárním oblakem , takže oblast kolize vyzařující světlo má prstencový tvar. Rázová vlna je silně zpomalena mrakem a pohybuje se odhadovanou rychlostí přibližně 30–40 km/s. [7]
V této oblasti byla také detekována emise OH maseru (1720 MHz) , což je spolehlivý indikátor interakce mezi rázovou vlnou a hustým molekulárním oblakem. [osm]
Na severovýchodě mlhoviny není pozorován prstenec, ale jasná optická vlákna, což znamená interakci rázové vlny s prostředím, které je svou hustotou vysoce heterogenní. Zde vlna naráží na hustou stěnu neutrálního vodíku (HI), ale prosakuje do méně hustého média (~10–1000 cm – 3 ) mnohem vyšší rychlostí (80–100 km/s) než z jižní strany. Kombinace prstence a vláken způsobuje, že mlhovina vypadá jako medúza .
V západní oblasti se rázová vlna rozpadá na homogennější a řidší médium. [7] .
V oblasti rentgenového záření je také pozorováno několik zajímavých struktur, ale pouze v oblasti měkkého a ultrafialového záření . V tomto rozsahu je ve středu pozorován vrchol, který odpovídá přítomnosti pulsaru a záření plerionu . Z pulsaru se tvoří šipka ve tvaru stopy, když se neutronová hvězda pohybuje horkým plynem. Směr této stopy se neshoduje se směrem k viditelnému středu zbytku. Tento rozpor naznačuje, že místo výbuchu bylo mimo střed, nebo že rychle se pohybující plyn mlhoviny měl silný vliv na stopu. [9] [10]
Rentgenové záření obalu mlhoviny je tepelného původu, což znamená, že se nevztahuje na plerion. [jedenáct]
Optické a rentgenové záření je silně pohlcováno obřím molekulárním mrakem v popředí a protíná celou mlhovinu od severozápadu k jihovýchodu. [12]
Dalším problémem při studiu morfologie je poloha mlhoviny a přítomnost velkého počtu objektů ve stejné oblasti oblohy: oblast HII S249, několik mladých hvězd (členové asociace GEM OB1) a zbytek supernovy G189 0,6 + 3,3. Dříve byla G189.6+3.3 dokonce považována za součást mlhoviny. [13]
| Objekty nového sdíleného katalogu | |
|---|---|
| |