Obserwacje badają związek między pozostałością po supernowej a pobliskim obszarem wodoru II

Chińscy astronomowie przeprowadzili obserwacje na różnych długościach fal pozostałości po galaktycznej supernowej znanej jako HB9. Wyniki kampanii monitorującej były m.in. Opublikowany 9 sierpnia na serwerze preprintów ArksifRzuciło to więcej światła na właściwości pozostałości i jej możliwe fizyczne połączenie z pobliskim obszarem zjonizowanego wodoru atomowego (obszar H II).

Pozostałości supernowych (SNR) to szeroko rozpowszechnione, rozszerzające się struktury powstałe w wyniku eksplozji supernowej. Zawierają rozszerzającą się materię wyrzuconą z eksplozji i inną materię międzygwiazdową porwaną przez falę uderzeniową eksplodującej gwiazdy.

Badanie pozostałości supernowych jest ważne dla astronomów, ponieważ odgrywają one kluczową rolę w ewolucji galaktyk, rozpraszając ciężkie pierwiastki powstałe w wyniku eksplozji supernowej i dostarczając energii potrzebnej do ogrzania ośrodka międzygwiazdowego. Uważa się również, że stosunek sygnału do szumu jest odpowiedzialny za przyspieszanie galaktycznych promieni kosmicznych.

Obserwacje pokazują, że młode gwiazdy formują się w gigantyczne obłoki molekularne, jonizując otaczający gaz i tworząc obszary wodoru II. Następnie, gdy gwiazdy eksplodują, pozostawiają w tych obszarach obszary sygnału do szumu. Jednak fizyczne powiązanie między obszarami sygnału do szumu a ich otoczeniem nie zostało jeszcze wszechstronnie zbadane.

HB9 to duża galaktyka o stosunkowo małym stosunku sygnału do szumu (wiek około 6600 lat) położona w odległości około 2000 lat świetlnych, a w jej pobliżu wydaje się rzutowany mały obszar HII G159.2+3.3. HB9 wykazuje promieniową morfologię typu skorupowego, a jego wielkość kątową szacuje się na około 2° średnicy. Jeśli chodzi o G159.2+3.3, wydaje się ona jaśniejsza i bardziej spójna niż HB9 i znajduje się około 2 stopnie na północ od południowej krawędzi skorupy stosunku sygnału do szumu.

Teraz zespół astronomów pod kierownictwem Jiang-Tao Li z Obserwatorium Purple Mountain w Nanjing w Chinach użył 1,3-metrowego teleskopu McGraw-Hill w Obserwatorium Michigan-Dartmouth (MDM) na MIT w celu zbadania możliwego fizycznego połączenia między HB9 i G159.2+3.3.

Obserwacje wykazały, że HB9 jest jasny w promieniach gamma, jednak jego morfologia nie jest jednoznacznie powiązana z otaczającymi go obłokami molekularnymi. Jednakże zidentyfikowano wyraźną słabą korelację między tą resztą a jasnym peryplazmą podczerwieni G159.2+3.3 w promieniach gamma.

Uzyskane dane pokazują, że morfologia G159.2+3.3 na wielu długościach fali jest typowa dla regionów galaktycznego wodoru II. Sugeruje to, że linia Balmera i emisja radiowa we wnętrzu mają pochodzenie termiczne, podczas gdy jasna skorupa podczerwona składa się z pyłu podgrzewanego przez fotony ultrafioletowe młodych gwiazd.

Z badania wynika, że ​​prędkość promieniowa południowo-wschodniej skorupy HB9 waha się od -30 do +50 km/s. Zdaniem astronomów oznacza to, że gaz może się nagrzewać w wyniku szoku SNR.

Ponadto badacze obliczyli średnią gęstość elektronów południowo-wschodniej powłoki HB9, która okazała się wynosić 100 cm-.^-3. Warto zauważyć, że średnia wartość jest mniejsza, około 50 cm.^-3Wynik ten uzyskano dla jaśniejszego G159.2+3.3. Zdaniem autorów artykułu może to oznaczać, że odległość G159.2+3.3 jest w rzeczywistości większa od odległości HB9, a co za tym idzie, oba obiekty nie są ze sobą fizycznie połączone.

Naukowcy doszli do wniosku: „Nasze szacunki gęstości wskazują, że G159.2+3.3, chociaż wydaje się jaśniejsza i bardziej zwarta, prawdopodobnie znajduje się w znacznie większej odległości od HB9, a zatem nie ma fizycznego kontaktu między dwoma obiektami, chyba że skompresowany gaz w HB9 jest znacznie niższym środkiem wypełniającym.”

© 2024 Web of Science