CTB 80
CTB 80, también llamado SNR G068.8+02.6, SNR G069.0+02.7, 2E 4297 y W56,[1] es un resto de supernova situado en la constelación de Cygnus. Conocido como radiofuente desde 1958, en 1974 T. Velusamy y M. R. Kundu propusieron que CTB 80 era un resto de supernova por su estructura y su fuerte polarización.[2]
| CTB 80 | ||
|---|---|---|
| Datos de observación (Época J2000) | ||
| Tipo de supernova | CC | |
| Tipo de remanente | ? | |
| Galaxia anfitriona | Vía Láctea | |
| Constelación | Cygnus | |
| Ascensión recta | 19 h 52 m 55 s | |
| Declinación | 32°54′ | |
| Coordenadas galácticas | G068.8+02.8 | |
| Distancia | 2000 pársecs | |
| Remanente estelar | PSR B1951+32 | |
Morfología editar
En banda de radio, CTB 80 es un resto de supernova de morfología híbrida, consistente en una nebulosa central de espectro plano —conocida como la «meseta», de 8 × 4 minutos de arco de tamaño—, y tres brazos extendidos —cada uno de 30 minutos de arco de largo— que apuntan hacia el este, norte y suroeste. En el extremo oeste de la llamada meseta, hay una radiofuente compacta, llamada el «núcleo», que alberga el púlsar PSR B1951+32.[3]
Se ha observado en el infrarrojo un caparazón centrado a 30 minutos de arco al este del púlsar, cuya localización sugiere que CTB 80 ha engendrado tanto al caparazón como al púlsar. Igualmente, se ha encontrado un caparazón de H I que coincide con el de infrarrojo; se piensa que el púlsar ha alcanzado el caparazón del resto de supernova, lo que ha podido generar la peculiar radiomorfología de CTB 80 por su interacción con el campo magnético del caparazón.[4][5]
La característica principal de CTB 80 en rayos X es su pequeña extensión en el espacio. Los datos obtenidos con el observatorio ROSAT muestran que el flujo de rayos X suaves se limita al área alrededor del púlsar, mientras que la emisión de rayos X medios y duros se extiende al este y sureste del mismo. Unas estructuras difusas y filamentosas detectadas al sur, sureste y norte del púlsar también parecen estar asociadas con CTB 80.[6]
Remanente estelar editar
El remanente estelar de CTB 80, denominado PSR B1951+32, fue descubierto en 1988 y es un púlsar energético cuyo período de rotación es de 39,5 ms.[7] Su edad es unas 100 veces mayor que la del púlsar del Cangrejo y su campo magnético, 4,9 × 1011 G, es menor que en la mayoría de los púlsares impulsados por rotación.[8]
Edad y distancia editar
Aunque inicialmente se propuso que CTB 80 podía ser el resto de una posible supernova acaecida en el año 1408,[9] dicha asociación ha quedado hoy descartada,[7] pues este resto de supernova parece ser mucho más antiguo. Así, su edad basada en el movimiento propio de PSR B1951+32, es de aproximadamente 51 000 años,[10] semejante a su edad dinámica, estimada por la velocidad y el tamaño de la onda de choque, de 60 000 años.[11] Por otro lado, la distancia que nos separa de CTB 80 no es bien conocida, aunque en general se acepta que se encuentra a 2000 pársecs de la Tierra.[12][5]
Véase también editar
Referencias editar
- ↑ SNR G068.8+02.6 -- SuperNova Remnant (SIMBAD)
- ↑ Velusamy, T.; Kundu, M.R. (1974). «Observations of intensity and linear polarization in supernova remnants at 11 cm wavelength». Astronomy and Astrophysics 32: 375-390. Consultado el 1 de noviembre de 2021.
- ↑ Castelletti, G.; Dubner, G. (2005). «A multi-frequency study of the spectral index distribution in the SNR CTB 80». Astronomy and Astrophysics 440 (1): 171-177. Consultado el 1 de noviembre de 2021.
- ↑ Koo, B.-C. et al. (1990). «Detection of an Expanding H i Shell in the Old Supernova Remnant CTB 80». The Astrophysical Journal 364 (178). Consultado el 1 de noviembre de 2021.
- ↑ a b Araya, M.; Herrera, C. (2021). «A source of gamma rays coincident with the shell of the supernova remnant CTB 80». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 502 (1): 472-477. Consultado el 1 de noviembre de 2021.
- ↑ Mavromatakis, F.; Ventura, J.; Paleologou, E.V.; Papamastorakis, J. (2001). «The peculiar supernova remnant CTB 80». Astronomy and Astrophysics 371: 300-311. Consultado el 1 de noviembre de 2021.
- ↑ a b Kulkarni, S.R. et al. (1988). «A fast pulsar in radio nebula CTB80». Nature 331: 50-53. Consultado el 1 de noviembre de 2021.
- ↑ Albert, J. et al. (2007). «Constraints on the Steady and Pulsed Very High Energy Gamma-Ray Emission from Observations of PSR B1951+32/CTB 80 with the MAGIC Telescope». The Astrophysical Journal 669 (2): 1143-1149. Consultado el 1 de noviembre de 2021.
- ↑ Stephenson, F.R.; Yau, Kevin K.C. (1986). «The new star of AD 1408 - A spurious supernova ?». Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society 27: 559-568. Consultado el 1 de noviembre de 2021.
- ↑ Zeiger, B.R.; Brisken, W.F.; Chatterjee, S.; Goss, W.M. (2008). «Proper Motions of PSRs B1757-24 and B1951+32: Implications for Ages and Associations». The Astrophysical Journal 674 (1): 271-277. Consultado el 1 de noviembre de 2021.
- ↑ Suzuki, H.; Bamba, A.; Shibata, S. (2021). «Quantitative Age Estimation of Supernova Remnants and Associated Pulsars». The Astrophysical Journal 914 (2): 10 pp. 103. Consultado el 25 de octubre de 2021.
- ↑ Kochanek, C.S.; Auchettl, K.; Belczynski, K. (2019). «Stellar binaries that survive supernovae». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 485 (4): 5394-5410. Consultado el 5 de octubre de 2021.
Datos: Q75160339
