SN 1181

SN 1181
Pa 30 är supernovaresterna av SN 1181. Här syns nebulosan som långa tunna filament som strålar ut från den centrala stjärnan.
Observationsdata
TypSupernova TYP Iax
StjärnbildCassiopeia
Rektascension00t 53m 11,2s
Deklination+67° 30′ 02,4″
Skenbar magnitud0 (?)
Upptäckt
Upptäcktsår4 till 6 augusti 1181
Se även: Nebulosor, Lista över nebulosor

SN 1181 var en supernova som kineserna och japanerna observerade i stjärnbilden Cassiopeja mellan 4 och 6 augusti 1181. Den är en av endast fem supernovor i Vintergatan som med säkerhet identifierats i preteleskopiska uppteckningar, och den dök upp i Cassiopeia och var synlig och orörlig mot fixstjärnorna i 185 dygn. F.R. Stephenson insåg först att "gäststjärnan" från 1181 måste vara en supernova, eftersom en sådan ljus transient som varar i 185 dygn och inte rör sig på himlen bara kan vara en galaktisk supernova.

PA 30

En jämförelse mellan en observerad bild (vänster panel; röntgenbild (XMM) och IR-konturer (WISE)) och en schematisk bild av IRAS 00500+671

Pa 30 upptäcktes 2013 av den amerikanske amatörastronomen Dana Patchick när han sökte efter planetariska nebulosor i WISE infraröda data. Den var den 30:e nebulosan som upptäcktes genom hans sökningar, och som ett resultat betecknas den Pa 30. Pa 30 framträdde som en nästan rund nebulosa, ungefär 171 x 156 bågsekunder stor, med en extremt blå centralstjärna. Pa 30 hänvisar till både nebulosan (ursprungligen katalogiserad som IRAS 00500+6713) och centralstjärnan (betecknad som WD J005311). Skalet är ljusstarkt i infraröd och röntgenstrålning, men mycket svagt i det optiska bandet, till en början endast synligt av ljus i [O III]-bandet.

År 2019 visade optisk spektroskopi av den centrala stjärnan (betecknad som WS35) en mycket het stjärna med en intensiv stjärnvind som expanderade med en mycket hög hastighet på 16 000 km/s och en sammansättning huvudsakligen av kol och syre (utan väte eller helium). Centralstjärnan definierades som en supermassiv magnetisk vit dvärg som ett resultat av sammanslagningen av två vita dvärgar med lägre massa, medan nebulosan tillskrevs episoden med långsamt materiautflöde under sammanslagningen.

Uppföljande röntgenspektroskopi var nyckeln till att reda ut Pa 30:s natur som en supernovarest. Röntgenobservationer med XMM-Newton-teleskopet visade att nebulosan är mycket het och innehåller kolaska, neon, magnesium, svavel och kisel. Det upptäcktes också att det centrala objektet är röntgenstrålande och att det har en annan kemisk sammansättning än nebulosan det är nedsänkt i. För första gången föreslogs det att Pa 30 är en rest av en supernova och att supernovan inträffade för cirka 1 000 år sedan. Nebulosan och den centrala stjärnan i Pa 30 förklarades som resterna av en sällsynt klass av supernovor kända som " subluminös typ Iax-supernova " som inträffade när en vit dvärg av kolmonoxid slogs samman med en vit dvit dvärg av syre/neon och ledde till en ovanlig centralstjärna i mitten av en supernovarest. Nyare observationer i [SII]-bandet visade också fina filamentstrukturer i skalet som inte tidigare hade observerats.

Bilder av Pa 30 (alternativt IRAS 00500+6713) i mellaninfrarött och röntgenvåglängdsområde. Vänster panel: IR Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE)-bild. Höger panel: Röntgen XMM-Newton-bild. Koordinaterna är i enheterna RA (J2000) och Dec (J2000) på horisontell respektive vertikal skala.

En studie från 2021 mätte expansionshastigheten på ca 1 100 km/s för nebulosan från optisk spektroskopi av [S II]-dubletten. Tillsammans med vinkelstorleken på Pa 30 och GAIA-avståndet på 2,3 kparsec bekräftade det att nebulosans ålder är ungefär 1 000 år. Detta gjorde Pa 30 till den nya främsta kandidaten för resterna av SN 1181-händelsen. Dessutom är nebulosans expansionshastighet och den antagna absoluta ljusstyrkan från 1181-händelsen förenliga med en supernova av typ Iax, vilket gör Pa 30 till den enda SN Iax-resten i Vintergatan och den enda som kan studeras i detalj.

Observationer med Keck Cosmic Web Imager-spektrograf publicerades 2024. Studien visade att expansionen av Pa 30 begränsade explosionsdatumet till år 1152 +77−75, vilket överensstämmer med SN 1181. Observationerna visade också att explosionen sannolikt var asymmetrisk eftersom rödförskjutna filament är ljusare än blåförskjutna filament i Pa 30. Observationerna bekräftade också närvaron av en kavitet där filamenten slutar. Det filamentliknande skalet har en inre radie på 0,6 parsec och en yttre radie på 1,0 parsec. Dessa filament har hastigheter som överensstämmer med att de är ballistiska.

Med en temperatur nära 200 000 K är WD J005311 bland de hetaste stjärnorna man känner till. De extrema egenskaperna hos centralstjärnan drivs av det kvarvarande radioaktiva sönderfallet av 56Ni, där den vanliga halveringstiden på 6,0 dygn från elektroninfångning ökar till många århundraden på grund av att nicklet är fullständigt joniserat.

3C 58

Före 2013 var den enda troliga konventionella supernovaresten i det gamla historiska området för supernovan supernovaresten 3C 58. Denna rest har en radio- och röntgenpulsar som roterar cirka 15 gånger per sekund. Så historiskt sett har SN 1181 förbundits med 3C 58 och dess pulsar, även om många forskare noterade att denna förbindelse är problematisk. Om till exempel supernovan och pulsaren är förbundna, roterar stjärnan fortfarande ungefär lika snabbt som den gjorde när den först bildades. Detta står i kontrast till Krabbpulsaren, känd för att vara resten av SN 1054-supernovan år 1054, som har förlorat två tredjedelar av dess rotationsenergi under i stort sett samma tidsperiod.

Åldern på 3C 58-resten har uppskattats med hjälp av många mått. Mest direkt har egenrörelsen hos det expanderande skalet på 3C 58 mätts tre gånger, vilket resulterat i en avståndsoberoende uppskattad ålder på ca 3 500 år. Måtten på radioflödets minskningshastighet har betydande variabilitet och osäkerhet, så de är inte användbara för att uppskatta restens ålder. Åldersuppskattningar som involverar restens energi och den uppsvepta massan är varken användbara eller osäkra på grund av stora osäkerheter kring avståndet samt den förmodade energin och densiteterna. Pulsaren är förskjuten från centrum av 3C 58, vilket innebär en ålder på ca 3 700 år, även om det är möjligt att den är betydligt yngre om dess tvärgående hastighet råkar vara hög. Pulsarens spin-down-ålder är 5 380 år. Neutronstjärnans avkylningsålder är >5 000 år. Med dessa åldersuppskattningar är 3C 58 en alldeles för gammal rest för att förknippas med SN 1181.

Den möjliga positionen på himlen för supernovan 1181 har reviderats för att inkludera ytterligare information om "gäststjärnans" närhet till intilliggande kinesiskt angivna konstellationer, vilket resulterar i en betydligt mindre felregion. Denna förbättrade region innehåller inte 3C 58, eftersom "gäststjärnan" inte har närhet till två konstellationer som rapporterats. Så SN 1181 är inte förbunden med 3C 58. Snarare innehåller denna nya lilla region Pa 30, som oberoende av varandra är känd för att vara en ca 800 år gammal supernovarest.

Galleri

Se även

Referenser

Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, SN 1181, 31 juli 2025.

Noter

  1. ↑ ”Supernova 1181” (på engelska). Spider's Homepage. http://spider.seds.org/spider/Misc/sn1181.html. Läst 13 september 2013.
  2. ↑ Stephenson, F. Richard; Green, David (2002). Historical Supernovae and their Remnants. Clarendon Press. ISBN 0-19-850766-6
  3. ↑ Stephenson, F. Richard (1971). ”A Suspected Supernova in A. D. 1181”. Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society 12: sid. 10–38.
  4. ↑ Ko, Takatoshi; Suzuki, Hiromasa; Kashiyama, Kazumi; Uchida, Hiroyuki; Tanaka, Takaaki; Tsuna, Daichi; Fujisawa, Kotaro; Bamba, Aya; et al. (1 juli 2024). ”A Dynamical Model for IRAS 00500+6713: The Remnant of a Type Iax Supernova SN 1181 Hosting a Double Degenerate Merger Product WD J005311”. The Astrophysical Journal 969 (2): sid. 116. doi:10.3847/1538-4357/ad4d99. https://arxiv.org/abs/2304.14669.
  5. ↑ Kronberger, M. (2014). ”New Planetary Nebulae and Candidates from Multicolour Multiwavelength Surveys”. Asymmetrical Planetary Nebulae VI conference. http://www.astroscu.unam.mx/apn6/PROCEEDINGS/B3-Kronberger.pdf
  6. 1 2 Gvaramadze, Vasilii V. (2019). ”A massive white-dwarf merger product before final collapse”. Nature 569 (7758): sid. 684–687. doi:10.1038/s41586-019-1216-1. PMID 31110332. https://arxiv.org/abs/1904.00012.
  7. 1 2 3 Oskinova, Lidia M. (2020). ”X-rays observations of a super-Chandrasekhar object reveal an ONe and a CO white dwarf merger product embedded in a putative SN Iax remnant”. Astronomy & Astrophysics 644: sid. L8. doi:10.1051/0004-6361/202039232. https://arxiv.org/abs/2008.10612.
  8. ↑ Hall, Shannon (26 januari 2023). ”Weird supernova remnant blows scientists' minds” (på engelska). Nature 614 (7947): sid. 206. doi:10.1038/d41586-023-00202-1. PMID 36702966.
  9. ↑ Fesen, Robert A.; Schaefer, Bradley E.; Patchick, Dana (11 januari 2023). ”Discovery of an Exceptional Optical Nebulosity in the Suspected Galactic SN Iax Remnant Pa 30 Linked to the Historical Guest Star of 1181 CE”. The Astrophysical Journal Letters 945 (1): sid. L4. doi:10.3847/2041-8213/acbb67. https://arxiv.org/abs/2301.04809.
  10. ↑ Ritter, Andreas (2021). ”The Remnant and Origin of the Historical Supernova 1181 AD”. The Astrophysical Journal Letters 918 (2): sid. L33. doi:10.3847/2041-8213/ac2253. https://arxiv.org/abs/2105.12384.
  11. ↑ Cunningham, Tim; Caiazzo, Ilaria; Prusinski, Nikolaus Z.; Fuller, James; Raymond, John C.; Kulkarni, S. R.; Neill, James D.; Duffell, Paul; et al. (14 oktober 2024). ”Expansion properties of the young supernova type Iax remnant Pa 30 revealed”. https://arxiv.org/abs/2410.10940.
  12. ↑ Ouellette, Jennifer (17 september 2017). ”Astronomers solve centuries-old mystery of supernova observed in 1181”. arstechnica.com. https://arstechnica.com/science/2021/09/study-hottest-star-in-the-milky-way-is-likely-remnant-of-ancient-supernova/. Läst 21 augusti 2024.
  13. ↑ Shen, Ken J.; Schwab, Josiah (2017). ”Wait for it: Post-supernova Winds Driven by Delayed Radioactive Decays”. The Astrophysical Journal 834 (2): sid. 180. doi:10.3847/1538-4357/834/2/180. https://arxiv.org/abs/1610.06573.
  14. ↑ Panagia, N.; Weiler, K. W. (1980). ”The absolute magnitude and the type classification of SN 1181 equals 3 C 58”. Astronomy and Astrophysics 82 (3): sid. 389–391. https://archive.org/details/astronomy-and-astrophysics_1980-02_82_3/page/389.
  15. ↑ Galas, C. M. F.; Tuohy, I. R.; Garmire, G. P. (1980). ”Soft X-ray observations of the supernova remnants HB 3 and 3C 58”. The Astrophysical Journal Letters 236: sid. L13–L16. doi:10.1086/183188.
  16. ↑ Fesen, Robert; Rudie, Gwen; Hurford, Alan; Soto, Aljeandro. Optical Imaging and Spectroscopy of the Galactic Supernova Remnant 3C 58 (G130.7+3.1). doi:10.1086/522781.
  17. ↑ Kothes, A. (2013). ”Distance and age of the pulsar wind nebula 3C 58”. Astronomy and Astrophysics 560: sid. A18. doi:10.1051/0004-6361/201219839. https://arxiv.org/abs/1307.8384.
  18. 1 2 Schaefer, Bradley E. (1 augusti 2023). ”The path from the Chinese and Japanese observations of supernova 1181 AD, to a Type Iax supernova, to the merger of CO and ONe white dwarfs”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 523 (3): sid. 3885–3904. doi:10.1093/mnras/stad717. ISSN 0035-8711. https://arxiv.org/abs/2301.04807.
  19. ↑ Hoffmann, Susanne M.; Vogt, Nikolaus; Protte, Philipp (Januari 2020). ”A new approach to generate a catalogue of potential historical novae” (på engelska). Astronomische Nachrichten 341 (1): sid. 79–98. doi:10.1002/asna.202013682. ISSN 0004-6337. https://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1002/asna.202013682.

Externa länkar