Número de serie 1181
Supernova en la constelación de Casiopea

Supernova SN 1181
Pa 30 es el remanente de supernova de SN 1181. Aquí se ve la nebulosa como filamentos largos y delgados que irradian desde la estrella central.
F 
Fechaentre el 4 y el 6 de agosto de 1181
ConstelaciónCasiopea
Ascensión recta00 h 53 min 11,2 s
Declinación+67° 30′ 02.4″
ÉpocaJ2000
ResiduoPa 30
Anfitriónvía Láctea
Características destacablesVisible de noche durante 185 días
Magnitud aparente máxima0?
Precedido porNúmero de serie 1054
Seguido porNúmero de serie 1572
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Observada por primera vez entre el 4 y el 6 de agosto de 1181, los astrónomos chinos y japoneses registraron la supernova ahora conocida como SN 1181 en ocho textos separados. Una de las cinco únicas supernovas en la Vía Láctea identificadas con seguridad en registros pretelescópicos , [ 1] apareció en la constelación de Casiopea y fue visible e inmóvil contra las estrellas fijas durante 185 días. FR Stephenson reconoció por primera vez que la " estrella invitada " de 1181 d. C. debe ser una supernova , porque un transitorio tan brillante que dura 185 días y no se mueve en el cielo solo puede ser una supernova galáctica. [2]

Pa 30

Comparación entre una imagen observada (panel izquierdo; imagen de rayos X (XMM) y contornos IR (WISE)) y una imagen esquemática de IRAS 00500+671 [3]

Pa 30 fue descubierta en 2013 por el astrónomo aficionado estadounidense Dana Patchick mientras buscaba nebulosas planetarias en los datos infrarrojos de WISE . [4] Fue la nebulosa número 30 descubierta por sus búsquedas, y como resultado se la designó Pa 30. Pa 30 apareció como una nebulosa casi redonda de aproximadamente 171x156 segundos de arco de tamaño, con una estrella central extremadamente azul. Pa 30 se refiere tanto a la nebulosa (originalmente catalogada como IRAS 00500+6713 ) como a la estrella central (designada como WD J005311 ). La envoltura es brillante en el infrarrojo , pero muy débil en el óptico , al principio visible solo por la luz en la banda [O III].

En 2019, la espectroscopia óptica de la estrella central reveló una estrella muy caliente con un intenso viento estelar que se expande a una velocidad muy alta de 16.000 km/s y una composición principalmente de carbono , oxígeno y neón (sin hidrógeno ni helio ). [5] Tal velocidad solo podría surgir de una supernova o un evento de magnitud similar, más específicamente de una fusión de dos enanas blancas . Los estudios de espectroscopia de rayos X de la capa también revelaron una nebulosa muy caliente que contiene cenizas que queman carbono que solo se pueden producir en una supernova. [6] Sin embargo, la estrella remanente de Pa 30 es una enana blanca, no uno de los remanentes de supernova convencionales ( estrellas de neutrones o agujeros negros ). Se ha sugerido que Pa 30 es el remanente de una clase rara de supernovas conocida como " supernova subluminosa de tipo Iax " y que una fusión de una enana blanca CO y una enana blanca ONe produjo la capa remanente junto con su remanente de enana blanca supermasiva. Observaciones más recientes en la banda [SII] también revelaron estructuras filamentosas finas dentro de la capa que no se habían visto anteriormente. [7] [8]

Un estudio de 2021 midió la velocidad de expansión de ~1100 km/s de la nebulosa a partir de la espectroscopia óptica del doblete [S II]. Junto con el tamaño angular de Pa 30 y la distancia GAIA de 2,3 kpc, se podría estimar que la edad de la nebulosa es de aproximadamente 1000 años. Esto convirtió a Pa 30 en el nuevo candidato principal para el remanente del evento SN 1181. [9] Además, la velocidad de expansión de la nebulosa y el brillo absoluto inferido del evento 1181 son consistentes con una supernova de tipo Iax, lo que convierte a Pa 30 en el único remanente SN Iax en nuestra galaxia y el único que se puede estudiar en detalle.

Las observaciones con el espectrógrafo Keck Cosmic Web Imager se publicaron en 2024. El estudio mostró que la expansión de Pa 30 restringió la fecha de explosión al año1152+77
−75, consistente con SN 1181. Las observaciones también revelaron que la explosión probablemente fue asimétrica porque los filamentos desplazados al rojo son más brillantes que los filamentos desplazados al azul en Pa 30. Las observaciones también confirmaron la presencia de una cavidad en la que terminan los filamentos. La capa filamentosa tiene un radio interior de 0,6 parsec y un radio exterior de 1,0 parsec. Estos filamentos tienen velocidades que son consistentes con su naturaleza balística . [10]

Con una temperatura cercana a los 200.000 K, [5] WD J005311 es una de las estrellas más calientes conocidas. [11] Las propiedades extremas de la estrella central están siendo impulsadas por la desintegración radiactiva residual de 56 Ni , donde la vida media habitual de 6,0 días desde la captura de electrones aumenta a muchos siglos debido a que el níquel está completamente ionizado. [12]

3C 58

Antes de 2013, el único remanente de supernova convencional plausible en la antigua área histórica para la supernova era el remanente de supernova 3C 58. Este remanente tiene un púlsar de radio y rayos X que gira aproximadamente 15 veces por segundo. Por lo tanto, históricamente, SN 1181 había estado asociada con 3C 58 y su púlsar, aunque muchos investigadores notaron que esta asociación es problemática. Por ejemplo, si la supernova y el púlsar están asociados, entonces la estrella todavía está girando aproximadamente tan rápido como cuando se formó por primera vez. [13] Esto contrasta con el púlsar del Cangrejo , conocido por ser el remanente de la supernova SN 1054 en el año 1054, que ha perdido dos tercios de su energía rotacional en esencialmente el mismo lapso de tiempo. [14]

La edad del remanente de 3C 58 se ha estimado mediante muchas medidas. [15] [16] La más directa, el movimiento propio de la capa en expansión de 3C 58 se ha medido tres veces, lo que dio como resultado una edad estimada independiente de la distancia de alrededor de 3500 años. Las medidas de la tasa de disminución del flujo de radio tienen una variabilidad e incertidumbre sustanciales, por lo que no son útiles para estimar la edad del remanente. Las estimaciones de edad que involucran la energía del remanente y la masa arrastrada no son útiles debido a grandes incertidumbres con la distancia, así como con la energía y densidades presuntas. El púlsar está desplazado del centro de 3C 58, lo que implica una edad de ~3700 años, aunque es posible que sea sustancialmente más joven si su velocidad transversal resulta ser alta. La edad de giro descendente del púlsar es de 5380 años. La edad de enfriamiento de la estrella de neutrones es de >5000 años. Con estas estimaciones de edad, 3C 58 es un remanente demasiado antiguo para asociarlo con SN 1181.

La posible posición en el cielo de la supernova 1181 ha sido revisada para incluir información adicional sobre la proximidad de la "estrella invitada" a las constelaciones chinas adyacentes, lo que da como resultado una región de error mucho más pequeña. [17] Esta región mejorada no contiene 3C 58, porque la estrella invitada no tiene proximidad a dos constelaciones como se informó. Por lo tanto, SN 1181 no está asociada con 3C 58. En cambio, esta nueva región pequeña contiene Pa 30, que se sabe independientemente que es un remanente de supernova de ~800 años de antigüedad.

  • Restricciones de antiguas observaciones chinas y japonesas de SN 1181 (área cian) y la posición de 3C 58 y Pa 30 según Schaefer 2023[17]
    Restricciones de antiguas observaciones chinas y japonesas de SN 1181 (área cian) y la posición de 3C 58 y Pa 30 según Schaefer 2023 [17]
  • Pa 30 como se muestra con WISE
    Pa 30 como se muestra con WISE

Véase también

Referencias

  1. ^ Stephenson, F. Richard; Green, David (2002). Supernovas históricas y sus restos . Clarendon Press. ISBN 0-19-850766-6.
  2. ^ Stephenson, F. Richard (1971). "Una supuesta supernova en el año 1181 d. C." Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society . 12 : 10–38. Bibcode :1971QJRAS..12...10S.
  3. ^ Ko, Takatoshi; Suzuki, Hiromasa; Kashiyama, Kazumi; Uchida, Hiroyuki; Tanaka, Takaaki; Tsuna, Daichi; Fujisawa, Kotaro; Bamba, Aya; Shigeyama, Toshikazu (1 de julio de 2024). "Un modelo dinámico para IRAS 00500 + 6713: el remanente de una supernova SN 1181 de tipo Iax que alberga un producto de fusión doble degenerado WD J005311". La revista astrofísica . 969 (2): 116. arXiv : 2304.14669 . Código Bib : 2024ApJ...969..116K. doi : 10.3847/1538-4357/ad4d99 .
  4. ^ Kronberger, M.; et al. (2014). Nuevas nebulosas planetarias y candidatos a partir de sondeos multicolores de longitudes de onda múltiples (PDF) . VI conferencia sobre nebulosas planetarias asimétricas.
  5. ^ ab Gvaramadze, Vasilii V.; et al. (2019). "Un producto masivo de fusión de enanas blancas antes del colapso final". Nature . 569 (7758): 684–687. arXiv : 1904.00012 . Código Bibliográfico :2019Natur.569..684G. doi :10.1038/s41586-019-1216-1. PMID  31110332. S2CID  90260784.
  6. ^ Oskinova, Lidia M.; et al. (2020). "Las observaciones de rayos X de un objeto super-Chandrasekhar revelan un producto de fusión de enanas blancas ONe y CO incrustado en un supuesto remanente SN Iax". Astronomía y Astrofísica . 644 : L8. arXiv : 2008.10612 . Código Bibliográfico :2020A&A...644L...8O. doi :10.1051/0004-6361/202039232. S2CID  221293111.
  7. ^ Hall, Shannon (26 de enero de 2023). «Un extraño remanente de supernova sorprende a los científicos». Nature . 614 (7947): 206. Bibcode :2023Natur.614..206H. doi : 10.1038/d41586-023-00202-1 . PMID  36702966.
  8. ^ Fesen, Robert A.; Schaefer, Bradley E.; Patchick, Dana (11 de enero de 2023). "Descubrimiento de una nebulosidad óptica excepcional en el supuesto remanente galáctico de SN Iax Pa 30 vinculado a la histórica estrella invitada de 1181 d. C." The Astrophysical Journal Letters . 945 (1): L4. arXiv : 2301.04809 . Código Bibliográfico :2023ApJ...945L...4F. doi : 10.3847/2041-8213/acbb67 .
  9. ^ Ritter, Andreas; et al. (2021). "El remanente y el origen de la supernova histórica de 1181 d. C." The Astrophysical Journal Letters . 918 (2): L33. arXiv : 2105.12384 . Código Bibliográfico :2021ApJ...918L..33R. doi : 10.3847/2041-8213/ac2253 .
  10. ^ Cunningham, Tim; Caiazzo, Ilaria; Prusinski, Nikolaus Z.; Fuller, James; Raymond, John C.; Kulkarni, SR; Neill, James D.; Duffell, Paul; Martin, Chris (14 de octubre de 2024). "Se revelan las propiedades de expansión del remanente Pa 30 de la joven supernova tipo Iax". arXiv : 2410.10940 [astro-ph].
  11. ^ Ouellette, Jennifer (17 de septiembre de 2017). "Los astrónomos resuelven el misterio de siglos de antigüedad de una supernova observada en 1181". arstechnica.com . Consultado el 21 de agosto de 2024 .
  12. ^ Shen, Ken J.; Schwab, Josiah (2017). "Espérenlo: vientos post-supernova impulsados ​​por desintegraciones radiactivas retardadas". The Astrophysical Journal . 834 (2): 180. arXiv : 1610.06573 . Bibcode :2017ApJ...834..180S. doi : 10.3847/1538-4357/834/2/180 .
  13. ^ Panagia, N.; Weiler, KW (1980). "La magnitud absoluta y la clasificación de tipo de SN 1181 es igual a 3 C 58". Astronomía y Astrofísica . 82 (3): 389–391. Código Bibliográfico :1980A&A....82..389P.
  14. ^ Galas, CMF; Tuohy, IR; Garmire, GP (1980). "Observaciones de rayos X suaves de los remanentes de supernova HB 3 y 3C 58". The Astrophysical Journal Letters . 236 : L13–L16. Código Bibliográfico :1980ApJ...236L..13G. doi :10.1086/183188.
  15. ^ Fesen, Robert; Rudie, Gwen; Hurford, Alan; Soto, Aljeandro (2008). "Imágenes ópticas y espectroscopia del remanente de supernova galáctica 3C 58 (G130.7+3.1)". The Astrophysical Journal Supplement Series . 174 (2): 379–395. Bibcode :2008ApJS..174..379F. doi : 10.1086/522781 . S2CID  120672848.
  16. ^ Kothes, A. (2013). "Distancia y edad de la nebulosa del viento del púlsar 3C 58". Astronomía y Astrofísica . 560 : A18. arXiv : 1307.8384 . Código Bibliográfico :2013A&A...560A..18K. doi :10.1051/0004-6361/201219839. S2CID  118595074.
  17. ^ ab Schaefer, Bradley E. (1 de agosto de 2023). "El camino desde las observaciones chinas y japonesas de la supernova 1181 d. C., a una supernova de tipo Iax, hasta la fusión de enanas blancas CO y ONe". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 523 (3): 3885–3904. arXiv : 2301.04807 . Bibcode :2023MNRAS.523.3885S. doi : 10.1093/mnras/stad717 . ISSN  0035-8711.
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