Les observations examinent la connexion d’un reste de supernova avec une région H II proche

Des astronomes chinois ont effectué des observations multi-longueurs d’onde d’un reste de supernova galactique connu sous le nom de HB9. Résultats de la campagne d’observation, publiés le 9 août sur le serveur de pré-impression arXivapportent davantage de lumière sur les propriétés du reste et sa possible connexion physique avec une région voisine d’hydrogène atomique ionisé (région H II).

Les restes de supernovae (SNR) sont des structures diffuses et en expansion résultant d’une explosion de supernova. Ils contiennent de la matière éjectée en expansion par l’explosion et d’autres matières interstellaires qui ont été emportées par le passage de l’onde de choc de l’étoile explosée.

L’étude des restes de supernova est importante pour les astronomes, car ils jouent un rôle clé dans l’évolution des galaxies, en dispersant les éléments lourds produits lors de l’explosion de la supernova et en fournissant l’énergie nécessaire au réchauffement du milieu interstellaire. On pense également que les SNR sont responsables de l’accélération des rayons cosmiques galactiques.

Les observations montrent que les jeunes étoiles se forment dans des nuages ​​moléculaires géants, ionisant le gaz environnant et formant des régions H II. Par la suite, lorsque les étoiles explosent, elles laissent des SNR dans ces régions. Cependant, la connexion physique entre les SNR et les régions H II environnantes n’a pas encore été étudiée de manière approfondie.

HB9 est un grand SNR galactique relativement jeune (environ 6 600 ans) situé à environ 2 000 années-lumière, avec une petite région H II G159.2+3.3 apparemment projetée à proximité. HB9 présente une morphologie radio de type coquille et sa taille angulaire est estimée à environ 2 degrés de diamètre. En ce qui concerne G159.2+3.3, il apparaît plus brillant, plus compact que HB9 et est situé à environ 2 degrés au nord du bord sud de la coquille du SNR.

Aujourd’hui, une équipe d’astronomes dirigée par Jiang-Tao Li de l’observatoire de la Montagne Pourpre à Nanjing, en Chine, a utilisé le télescope McGraw-Hill de 1,3 m de l’observatoire Michigan-Dartmouth-MIT (MDM) pour inspecter la possible connexion physique entre HB9 et G159.2+3.3.

Les observations ont montré que HB9 est brillant dans les rayons gamma mais que sa morphologie n’est pas clairement associée aux nuages ​​moléculaires environnants. Cependant, une faible connexion apparente de ce résidu à la coque infrarouge brillante enveloppant G159.2+3.3 a été identifiée dans les rayons gamma.

Les données obtenues montrent que la morphologie multi-longueurs d’onde de G159.2+3.3 est typique des régions galactiques H II. Cela suggère que la ligne de Balmer et les émissions radio à l’intérieur sont d’origine thermique, tandis que la coquille brillante infrarouge est constituée de poussière chauffée par les photons ultraviolets des jeunes étoiles.

L’étude a révélé que la vitesse radiale de la coque sud-est de HB9 se situe entre -30 et +50 km/s. Selon les astronomes, cela indique un éventuel réchauffement du gaz par choc SNR.

De plus, les chercheurs ont calculé une densité électronique médiane pour la couche sud-est de HB9, qui s’est avérée être à un niveau de 100 cm^-3. Ce qui est remarquable, c’est une valeur médiane plus petite, d’environ 50 cm^-3a été obtenu pour le G159.2+3.3 plus brillant. Cela, selon les auteurs de l’article, pourrait signifier que la distance de G159.2+3.3 est en effet plus grande que celle de HB9, de sorte que les deux objets ne sont pas physiquement connectés l’un à l’autre.

« Notre estimation de densité suggère que G159.2+3.3, bien qu’apparaissant plus brillant et plus compact, est probablement situé à une distance beaucoup plus grande que HB9, de sorte que les deux objets n’ont pas de connexions physiques, à moins que le gaz comprimé par choc dans HB9 ait un facteur de remplissage significativement plus faible », ont conclu les scientifiques.

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