Summary
3C 391, también llamado SNR G031.9+00.0, G31.9+0.0, Kes 77 y AJG 87,[1] es un resto de supernova situado en la constelación de Aquila. Fue detectado como radiofuente en el Tercer catálogo de radiofuentes de Cambridge (3C).[2][3]
| 3C 391 | ||
|---|---|---|
| Datos de observación (Época J2000.0) | ||
| Tipo de supernova | CC | |
| Tipo de remanente | Morfología mixta | |
| Galaxia anfitriona | Vía Láctea | |
| Constelación | Aquila | |
| Ascensión recta | 18 h 49 m 23 s | |
| Declinación | -00°56′ | |
| Coordenadas galácticas | G031.9+00.0 | |
| Distancia | 7100 ± 400 pc | |
| Características físicas | ||
| Progenitor | 15 M☉ | |
| Remanente estelar | ? | |
Morfología
editar3C 391 es un resto de supernova de morfología mixta. En banda de radio, 3C 391 ha sido estudiado con el Very Large Array (VLA), apareciendo como un caparazón parcial con un radio de 5 minutos de arco en el cual la intensidad de la emisión aumenta en el borde noroeste y se difumina hacia el borde sureste. Por su parte, en la región de rayos X 3C 391 ha sido examinado por los observatorios Einstein, ROSAT, Chandra y ASCA. En las imágenes de este resto de supernova se observan dos picos de rayos X: el más brillante hacia el interior del caparazón de radio difuminado, en la zona sureste, y el más débil en el interior del brillante caparazón de radio al noroeste.[4]
3C 391 también ha sido detectado en rayos gamma en el rango de energía de GeV, al igual que otros objetos similares como IC443, W28, W51C, W44 y W49B. La emisión de GeV es puntual en su naturaleza y se piensa que tiene origen hadrónico.[4]
Observaciones de la línea CO(1–0) ponen de manifiesto que 3C 391 está integrado en el borde de una nube molecular, apoyando la idea de que el progenitor explosionó dentro de dicha nube y que la actual onda expansiva ha traspasado el límite de la nube.[5] Asimismo, se han detectado dos máseres de OH a 1720 MHz que igualmente evidencian la interacción de este resto de supernova con una nube molecular.[6]
Se ha sugerido que 3C 391 es el resultado de una explosión de colapso de núcleo (CC) asimétrica. Se cree que la estrella progenitora pudo tener 15 masas solares.[7]
Edad y distancia
editar3C 391 tiene una edad estimada de 4000 años.[8][9] Por otra parte, la distancia a la que se encuentra este resto de supernova, 7100 ± 400 pársecs, ha sido determinada con bastante exactitud mediante un método analítico que utiliza espectros de absorción de H I y mapas de canales de CO.[10] 3C 391 tiene un radio de aproximadamente 7 pársecs.[9]
Véase también
editarReferencias
editar- ↑ 3C 391.0 -- Radio-source (SIMBAD)
- ↑ Edge, D.O.; Shakeshaft, J.R.; McAdam, W.B.; Baldwin, J.E.; Archer, S. (1959). «A survey of radio sources at a frequency of 159 Mc/s». Memoirs of the Royal Astronomical Society 68: 37. Bibcode:1959MmRAS..68...37E.
- ↑ Bennett, A.S. (1962). «The preparation of the revised 3C catalogue of radio sources». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 125: 75. Bibcode:1962MNRAS.125...75B. doi:10.1093/mnras/125.1.75.
- ↑ a b Ergin, T. et al. (2014). «Recombining Plasma in the Gamma-Ray-emitting Mixed-morphology Supernova Remnant 3C 391». The Astrophysical Journal 790 (1): 10 pp. 65. Consultado el 14 de octubre de 2021.
- ↑ Wilner, D.J.; Reynolds, S.P.; Moffett, D.A. (1998). «CO Observations toward the Supernova Remnant 3C 391». The Astronomical Journal 115 (1): 247-251. Consultado el 14 de octubre de 2021.
- ↑ Frail, D.A. et al. (1996). «A Survey for OH (1720 MHz) Maser Emission Toward Supernova Remnants». The Astronomical Journal 111: 1651. Consultado el 14 de octubre de 2021.
- ↑ Sato, Tamotsu; Koyama, Katsuji; Takahashi, Tadayuki; Odaka, Hirokazu; Nakashima, Shinya (2014). «Discovery of recombining plasma in the supernova remnant 3C 391». Publications of the Astronomical Society of Japan 66 (6): 9 pp. 124. Consultado el 14 de octubre de 2021.
- ↑ Chawner, H. et al. (2019). «A catalogue of Galactic supernova remnants in the far-infrared: revealing ejecta dust in pulsar wind nebulae». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 483 (1): 70-118. Consultado el 27 de septiembre de 2021.
- ↑ a b Zeng, Houdun; Xin, Yuliang; Liu, Siming (2019). «Evolution of High-energy Particle Distribution in Supernova Remnants». The Astrophysical Journal 874 (1): 12 pp. 50. Consultado el 27 de septiembre de 2021.
- ↑ Ranasinghe, S.; Leahy, D.A. (2017). «Distances to Supernova Remnants G31.9+0.0 and G54.4-0.3 Associated with Molecular Clouds». The Astrophysical Journal 843 (2): 8 pp. 119. Consultado el 14 de octubre de 2021.
Datos: Q85604195
