IC 443

IC 443
フル画像
イベントの種類超新星残骸
タイプII（？）
星座ジェミニ
赤経06時17分13秒
赤緯+22° 31′ 05″
エポックJ2000
銀河座標G189.1+3.0
距離5,000 光年
注目すべき機能45′ ; 混合形態; 分子雲との相互作用
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IC 443 （クラゲ星雲、シャープレス248（Sh2-248）とも呼ばれる）は、ふたご座にある銀河系内の超新星残骸（SNR）です。天球面上では、ふたご座イータ星の近くに位置しています。地球からの 距離は約5,000光年です。

IC 443は、3万年から3万5千年前に発生した超新星爆発の残骸である可能性があります。この超新星爆発によって、恒星核の崩壊残骸である中性子星CXOU J061705.3+222127が生成されたと考えられます。IC 443は、周囲の分子雲と相互作用する超新星爆発残骸の最もよく研​​究された例の一つです。

グローバルプロパティ

IC 443のWISE画像

IC 443は、50分角の角直径を持つ拡張型天体です（ちなみに、満月の角直径は30分角です）。地球から推定5,000光年（1,500パーセク）の距離にあるIC 443は、物理的には約70光年（20パーセク）の大きさに相当します。

SNR の光学および電波形態は殻状 (たとえば、典型的な殻状 SNR はSN 1006 ) で、中心と半径が異なる 2 つの連結したサブシェルで構成されています。3 つ目のより大きなサブシェルは、当初 IC 443 に帰属されましたが、現在では異なるより古い (10 万年前) SNR として認識されており、G189.6+3.3 と呼ばれています。[ 1 ] 特に、IC 443 の X 線形態は中心がピークになっており、非常に柔らかい X 線シェルがかろうじて見える程度です。[ 2 ]かに星雲 などのプレリオン残骸とは異なり、内部の X 線放射は中心のパルサー風星雲によって支配されていません。実際には熱起源です。[ 3 ] IC 443 は、混合形態のクラスと非常によく似た特徴を示しています[ 4 ] SNR。可視光線とX線放射は両方とも、残骸全体を北西から南東に横切る前景の巨大分子雲によって大きく吸収されます。

残骸の年齢は未だ不明である。前駆超新星爆発は3,000年前[ 3 ]から30,000年前[ 5 ]の間に発生したという見解には一定の見解がある。最近のチャンドラ[ 6 ]とXMMニュートン[ 7 ]による観測では、残骸の南縁近くにプレリオン星雲が確認された。星雲の頂点付近の点源は中性子星であり、超新星爆発の残骸である。星形成領域に位置し、中性子星が存在することから、前駆超新星爆発は大質量星の最終的な運命であるII型超新星爆発である可能性が高い。

SNR環境

IC 443の広視野画像。ふたご座η星（右）とμ星（左）、S249（北）からの拡散放射、そしてG189.6+3.3の部分殻（中央）が見える。

SNR IC 443は銀河の反中心方向（l=189.1°）に位置し、銀河面（b=+3.0°）に近い。同じ空域には、HII領域S249、いくつかの若い星（GEM OB1アソシエーションのメンバー）、そしてより古いSNR（G189.6+3.3）など、多くの天体が存在している。

残骸は豊かで複雑な環境の中で進化しており、それがその形態に強く影響している。多波長観測により、IC 443の周囲には急激な密度勾配と様々な雲の形状があることがわかった。大質量星は寿命が短く（およそ3000万年）、まだ原始雲に埋め込まれたまま一生を終えることが知られている。より質量の大きい星（O型）は、強力な恒星風や光電離放射線によって恒星周囲の環境を一掃すると考えられる。典型的な質量が太陽の8～12倍である初期のB型星にはこれができず、爆発時に原始分子雲と相互作用する可能性が高い。そのため、恒星の爆発の余波だと考えられるSNR IC 443がこのような複雑な環境で進化したことは驚くには当たらない。例えば、超新星残骸のかなりの割合は高密度分子雲の近くに存在し（グリーンカタログの265個のうち約50個[ 8 ]）、そのほとんど（約60％）は隣接する分子雲との相互作用の明確な兆候を示しています。

X線と可視光線の画像は、IC 443を北西から南東に横切る暗い帯によって特徴付けられます。静止分子ガスからの放射も同じ方向に観測されており[ 9 ] 、これは残骸と観測者の間に位置する巨大分子雲によるものと考えられます。これが低エネルギーSNR放射の主な消光源です。

南東部では、爆発波が非常に高密度（約10,000 cm −3）で塊状の分子雲と相互作用しており、放出される衝撃波はリング状の形状をしています。爆発波は雲によって大きく減速され、およそ30～40 km s −1の速度で移動していると推定されています。[ 10 ] OH（1720 MHz）メーザー放射は、超新星残骸と高密度分子雲との相互作用の強力なトレーサーであり、この地域で検出されています。[ 11 ] ガンマ線放射源[ 12 ]はIC 443およびメーザー放射領域と空間的に一致していますが、それが残骸と物理的に関連しているかどうかはよくわかっていません。

最も明るい光学フィラメントが位置する北東部では、SNRは非常に異なる環境と相互作用しています。前方衝撃波は中性水素（HI）の壁に遭遇し、南側の尾根よりもはるかに高い速度（80～100 km s −1）[ 10 ]で、密度の低い媒質（約10～1,000 cm −3 ）へと伝播しています。

西部地域では、衝撃波はより均質で希薄な媒体に放出されます。[ 2 ]

参照

参考文献

  1. ^ Asaoka, I. & Aschenbach, B. (1994). 「IC 443のX線研究とROSATによる新たな超新星残骸の発見」.天文学と天体物理学. 284 : 573. Bibcode : 1994A&A...284..573A .
  2. ^ a b Troja, E.; et al. (2006). 「SNR IC 443のXMM-Newton観測．I. 衝撃を受けた星間物質からの軟X線放射」. 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). 「IC 443のX線構造とスペクトルに関する包括的研究」. Astrophysical Journal . 335 : 215. Bibcode : 1988ApJ...335..215P . doi : 10.1086/166922 .
  4. ^ Rho, J. & Petre, R. (1998). 「混合形態の超新星残骸」 .アストロフィジカル・ジャーナル・レターズ. 503 (2): L167. Bibcode : 1998ApJ...503L.167R . doi : 10.1086/311538 .
  5. ^ Chevalier, R. (1999). 「分子雲内の超新星残骸」.アストロフィジカルジャーナル. 511 (2): 798– 811. arXiv : astro-ph/9805315 . Bibcode : 1999ApJ...511..798C . doi : 10.1086/306710 . S2CID 118818377 . 
  6. ^ Olbert, CM; et al. (2001). 「超新星残骸 IC 443 におけるコンパクトX線源の周囲の弓状衝撃波星雲」.アストロフィジカル・ジャーナル・レターズ. 554 (2): L205– L208. arXiv : astro-ph/0103268 . Bibcode : 2001ApJ...554L.205O . doi : 10.1086/321708 . S2CID 15754779 . 
  7. ^ Bocchino, F. & Bykov, AM (2001). 「IC 443のプレリオン星雲：XMM-Newtonによる観測」.天文学と天体物理学. 376 (1): 248. arXiv : astro-ph/0106417 . Bibcode : 2001A&A...376..248B . doi : 10.1051/0004-6361:20010882 . S2CID 12757354 . 
  8. ^ Green, D. A (2006)、「銀河系超新星残骸カタログ（2006年4月版）」、キャベンディッシュ研究所天体物理学グループ、ケンブリッジ、イギリス
  9. ^ Cornett, RH; et al. (1977). 「超新星残骸IC 443に関連する高密度雲からのCO放出の観測」.天文学と天体物理学. 54 (3): 889.書誌コード: 1977A&A....54..889C .
  10. ^ a b Rho, J.; et al. (2001). 「2ミクロン全天サーベイと赤外線宇宙観測衛星を用いたIC 443の近赤外線画像化とOI分光法」 .アストロフィジカルジャーナル. 547 (2): 885– 898. Bibcode : 2001ApJ...547..885R . doi : 10.1086/318398 .
  11. ^ Hewitt, JW; et al. (2006). 「グリーンバンク望遠鏡によるIC 443の観測：OH（1720 MHz）メーザーとOH吸収の性質」.アストロフィジカルジャーナル. 652 (2): 1288– 1296. arXiv : astro-ph/0602210 . Bibcode : 2006ApJ...652.1288H . doi : 10.1086/508331 . S2CID 17170741 . 
  12. ^ Albert, J.; et al. (2007). 「MAGIC望遠鏡によるIC 443からの超高エネルギーガンマ線の発見」(PDF) . Astrophysical Journal Letters . 664 (2): L87– L90. arXiv : 0705.3119 . Bibcode : 2007ApJ...664L..87A . doi : 10.1086/520957 . hdl : 2445/150805 . S2CID 126296311.オリジナル(PDF)から2017年8月10日にアーカイブ。 2018年11月4日閲覧。 
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