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水母星云

水母星云（Jellyfish Nebula），即 IC 443、Sh2-248（Sharpless 248），是一个位于银河系中的超新星残骸，在天球上位于双子座，在双子座η附近，距离地球约5000光年。

Supernova Remnant IC 443
水母星云东北侧外壳部分区域影像。影像版权：Jean-Charles Cuillandre (CFHT)and Giovanni Anselmi (Coelum astronomia), Hawaiian Starlight, CFHT.
观测资料 （历元 J2000）
超新星种类II型超新星？
超新星残骸种类混合形态
所在星系银河系
所在星座双子座
赤经06h 17m 13s
赤纬+22° 31′ 05′′
银道座标G189.1+3.0
发现日期
距离5000光年或1500秒差距
物理特征
原来恒星?
原来恒星种类?
色指数（B-V）?
重要资料和周围分子云交互作用

水母星云可能是因为3000到30000年前的超新星而形成，该次超新星产生了中子星 CXOU J061705.3+222127。水母星云是超新星残骸和周围分子云交互作用的最佳研究例子。

概要

水母星云的角直径是50角分（相较之下，满月角直径是30角分），和地球的距离预测是5000光年或1500秒差距，因此它的实际宽度大约是70光年或20秒差距。

水母星云的可见光和无线电波影像都显示它的形状是壳层状（壳层状超新星残骸原型是 SN 1006），并且包含两个不同中心和半径的子壳层互相连接组成。第三个较大的子壳层原本被认为和水母星云相关，现在被认定属于另一个10万年形成的更古老超新星残骸 G189.6+3.3[1]。

值得一提的是，水母星云在X射线影像下的形态是中心有一个高峰，并且隐约可见软X射线的壳层[2]。和 和蟹状星云这类脉冲风星云不同的是，星云内部的X射线主要辐射源并不是星云中心，而是有热辐射来源[3]。水母星云在外观上非常类似混合形态的超新星残骸[4]。可见光和X射线辐射都被位于前景自西北方贯穿至东南方的巨大的分子云大量吸收。

水母星云的年龄至今仍未确定，部分科学家认为它的前身星成为超新星的时间是3千到3万年前[3][5]。最近来自钱德拉X射线天文台[6]和XMM-牛顿卫星[7]的观测确认了一个靠近水母星云南缘脉冲风星云的存在。接近星云X射线高峰的辐射点源是超新星爆炸后留下的中子星，因此该次超新星较可能是大质量恒星死亡时的II型超新星。

超新星残骸环境

 
水母星云广视野影像，右方恒星是双子座η，左方恒星则是双子座μ。弥散辐射来源是北方的 S249，并可见 G189.6+3.3 的部分壳层（影像中心）。影像版权：Giovanni Benintende.

水母星云位于反银心方向（银经 l=189.1°），相当接近银道面（银纬 b=+3.0°）。许多天体位于和水母星云相同的天球区域：电离氢区 S249，数颗年轻恒星（双子座OB1星协成员星），以及另一个更古老的超新星残骸 G189.6+3.3。

水母星云这个超新星残骸是在一个含有大量物质且复杂的环境中演变，而这样的环境也强烈影响它的外观。多波段观测结果显示了水母星云周围有极大的密度梯度，以及不同几何形状的云气。推测原本的大质量恒星年龄大约只有3000万年，因此在生命结束时仍在它形成时的云气内。质量更大的恒星，例如O型主序星可能会因为它强大的恒星风将周围环境的物质清除或产生光离子化辐射。早期型B型主序星质量大约在8到12倍太阳质量之间，其恒星风不足以造成跟O型恒星一样的状况，因此在发生超新星爆炸时可能会和周围已存在云气交互作用。因此水母星云会有如此复杂的环境也就不足为奇了。例如超新星残骸中位于浓密分子云附近的可观测部分（2006年Green列出265个中的50个[8]）中有大部分（约60%）和周围的云气有明显的交互作用迹象。

X射线和可见光观测都可看到在水母星云西北自东南向有一条暗色线。静态气体分子的光谱发射线在相同走向上被侦测到[9]，这可能是来自观测者和残骸之间巨大的分子云，这可能是吸收低能量超新星残骸发射线的主要来源。

水母星云的东南侧是爆震波和极高密度（约10,000 cm−3）的块状分子云交互作用的区域。这使爆震波经过的发光气体在外观上是环状的。爆震波已经被分子云大幅度减速，现在的速度大约是30–40 km s−1[10]。OH 分子的迈射（频率1720 MHz）辐射是一个强有力的超新星残骸和高密度分子云交互作用的追踪目标，而该迈射已被侦测到[11]。有趣的是，一个伽马射线辐射源和水母星云的迈射发射区域在空间上是一致的[12]，虽然目前尚未详细了解是否与超新星残骸相关。

在东北侧则有可见光亮度最高的丝状结构，是超新星残骸和另一个非常不同的环境中物质交互作用的结果。这个区域震波直接和中性氢（HI）区相碰撞，该区域的密度较低（约10-1,000 cm−3），因此速度远较南侧边缘高（80–100 km s−1）[10] 。

在西侧因为物质密度更低，且较均值，因此震波直接突破该区域[2]。

参见

参考资料

  1. ^ Asaoka, I. & Aschenbach, B. An X-ray study of IC 443 and the discovery of a new supernova remnant by ROSAT. Astronomy & Astrophysics. 1994, 284: 573. Bibcode:1994A&A...284..573A. 
  2. ^ 2.0 2.1 Troja, E.; et al. XMM-Newton Observations of the SNR IC 443. I. Soft X-Ray Emission from Shocked Interstellar Medium. Astrophysical Journal. 2006, 649 (1): 258. Bibcode:2006ApJ...649..258T. arXiv:astro-ph/0606313  . doi:10.1086/506378. 
  3. ^ 3.0 3.1 Petre, R.; et al. A comprehensive study of the X-ray structure and spectrum of IC 443. Astrophysical Journal. 1988, 335: 215. Bibcode:1988ApJ...335..215P. doi:10.1086/166922. 
  4. ^ Rho, J. & Petre, R. Mixed-Morphology Supernova Remnants. Astrophysical Journal Letters. 1998, 503 (2): L167. Bibcode:1998ApJ...503L.167R. doi:10.1086/311538. 
  5. ^ Chevalier, R. Supernova Remnants in Molecular Clouds. Astrophysical Journal. 1999, 511 (2): 798. Bibcode:1999ApJ...511..798C. arXiv:astro-ph/9805315  . doi:10.1086/306710. 
  6. ^ Olbert, C. M.; et al. A Bow Shock Nebula around a Compact X-Ray Source in the Supernova Remnant IC 443. Astrophysical Journal Letters. 2001, 554 (2): L205. Bibcode:2001ApJ...554L.205O. arXiv:astro-ph/0103268  . doi:10.1086/321708. 
  7. ^ Bocchino, F. & Bykov, A. M. The plerion nebula in IC 443: The XMM-Newton view. Astronomy & Astrophysics. 2001, 376 (1): 248. Bibcode:2001A&A...376..248B. arXiv:astro-ph/0106417  . doi:10.1051/0004-6361:20010882. 
  8. ^ Green, D. A (2006), "A Catalogue of Galactic Supernova Remnants (2006 April version) （页面存档备份，存于互联网档案馆）", Astrophysics Group, Cavendish Laboratory, Cambridge, United Kingdom
  9. ^ Cornett, R. H.; et al. Observations of CO emission from a dense cloud associated with the supernova remnant IC 443. Astronomy & Astrophysics. 1977, 54: 889. Bibcode:1977A&A....54..889C. 
  10. ^ 10.0 10.1 Rho, J.; et al. Near-Infrared Imaging and OI Spectroscopy of IC 443 using Two Micron All Sky Survey and Infrared Space Observatory. Astrophysical Journal. 2001, 547 (2): 885. Bibcode:2001ApJ...547..885R. doi:10.1086/318398. 
  11. ^ Hewitt, J. W.; et al. Green Bank Telescope Observations of IC 443: The Nature of OH (1720 MHz) Masers and OH Absorption. Astrophysical Journal. 2006, 652 (2): 1288. Bibcode:2006ApJ...652.1288H. arXiv:astro-ph/0602210  . doi:10.1086/508331. 
  12. ^ Albert, J.; et al. Discovery of Very High Energy Gamma Radiation from IC 443 with the MAGIC Telescope. Astrophysical Journal Letters. 2007, 664 (2): L87. Bibcode:2007ApJ...664L..87A. arXiv:0705.3119  . doi:10.1086/520957. 

外部链接

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