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IC 443 (también conocida como Nebulosa de las Medusas y Sharpless 248 ( Sh2-248 )) es un remanente de supernova galáctica (SNR) en la constelación de Géminis . En el plano del cielo, se ubica cerca de la estrella Eta Geminorum . Su distancia es de aproximadamente 5.000 años luz de la Tierra.
IC 443 pueden ser los restos de una supernova que ocurrió hace 30.000 - 35.000 años. El mismo evento de supernova probablemente creó la estrella de neutrones CXOU J061705.3+222127 , el remanente colapsado del núcleo estelar. IC 443 es uno de los casos mejor estudiados de restos de supernova que interactúan con las nubes moleculares circundantes.
IC 443 es una fuente extendida, que tiene un diámetro angular de 50 minutos de arco (en comparación, la luna llena tiene 30 minutos de arco de ancho). A una distancia estimada de 5.000 ly (1.500 pársec ) de la Tierra, corresponde a un tamaño físico de aproximadamente 70 años luz (20 pársec).
La morfología óptica y radioeléctrica de la SNR es similar a una concha (por ejemplo, una SNR prototípica con forma de concha es SN 1006 ), y consta de dos subcapas conectadas con diferentes centros y radios. Una tercera subcapa, más grande, inicialmente atribuida a IC 443, ahora se reconoce como una SNR diferente y más antigua (100.000 años), llamada G189.6+3.3. [1]
En particular, la morfología de rayos X de IC 443 tiene un pico central y una capa de rayos X muy suave apenas es visible. [2]
A diferencia de los restos de plerión, por ejemplo la Nebulosa del Cangrejo , la emisión interna de rayos X no está dominada por la nebulosa del viento del púlsar central . De hecho, tiene un origen térmico. [3] IC 443 muestra características muy similares a la clase de morfología mixta [4] SNR. Tanto la emisión óptica como la de rayos X son fuertemente absorbidas por una nube molecular gigante en primer plano, que cruza todo el cuerpo remanente de noroeste a sureste.
La edad del remanente aún es incierta. Existe cierto acuerdo en que la supernova progenitora ocurrió hace entre 3.000 [3] y 30.000 [5] años. Observaciones recientes de Chandra [6] y XMM-Newton [7] identificaron una nebulosa de plerión , cerca del borde sur remanente. La fuente puntual cerca del vértice de la nebulosa es una estrella de neutrones , reliquia de una explosión SN. La ubicación en una región de formación estelar y la presencia de una estrella de neutrones favorecen una supernova de tipo II , el destino final de una estrella masiva, como explosión progenitora.
El SNR IC 443 está ubicado en la dirección del anticentro galáctico (l=189,1°), cerca del plano galáctico (b=+3,0°). Muchos objetos se encuentran en la misma región del cielo: la región HII S249, varias estrellas jóvenes (miembros de la asociación GEM OB1) y una SNR más antigua (G189.6+3.3).
El remanente está evolucionando en un ambiente rico y complejo, lo que afecta fuertemente su morfología. Las observaciones de múltiples longitudes de onda muestran la presencia de gradientes de densidad pronunciados y diferentes geometrías de nubes en los alrededores de IC 443. Se sabe que las estrellas masivas tienen una vida corta (aproximadamente 30 millones de años) y terminan su vida cuando todavía están incrustadas dentro de la nube progenitora. Las estrellas más masivas ( tipo O ) probablemente limpian el entorno circunestelar mediante poderosos vientos estelares o radiación fotoionizante . Las primeras estrellas de tipo B , con una masa típica de entre 8 y 12 masas solares, no son capaces de hacer esto y probablemente interactúen con la nube molecular primordial cuando explotan. Por lo tanto, no sorprende que el SNR IC 443, que se cree que es el resultado de una explosión estelar, haya evolucionado en un entorno tan complejo. Por ejemplo, una fracción apreciable de restos de supernova se encuentra cerca de densas nubes moleculares (~50 de 265 en el catálogo Green [8] ), y la mayoría de ellos (~60%) muestran signos claros de interacción con la nube adyacente.
Las imágenes de rayos X y ópticas se caracterizan por un carril oscuro que cruza la IC 443 de noroeste a sureste. Se ha observado emisión de gas molecular inactivo en la misma dirección [9] y probablemente se deba a una nube molecular gigante, ubicada entre el remanente y el observador. Esta es la principal fuente de extinción de la emisión SNR de baja energía.
En el sureste, la onda expansiva interactúa con una nube molecular muy densa (~10.000 cm −3 ) y grumosa, de modo que el gas impactado que emite tiene forma de anillo. La nube ha desacelerado fuertemente la onda expansiva y se mueve a una velocidad estimada de aproximadamente 30 a 40 km s −1 . [10] En esta región se ha detectado emisión de máser OH (1720 MHz) , que es un potente marcador de interacción entre SNR y densas nubes moleculares. [11] Una fuente de radiación de rayos gamma [12] coincide espacialmente con IC 443 y la región de emisión del máser , aunque no se comprende bien si está físicamente asociada con el remanente o no.
En el noreste, donde se encuentran los filamentos ópticos más brillantes, la SNR interactúa con un entorno muy diferente. El choque frontal ha encontrado una pared de hidrógeno neutro (HI) y se está propagando hacia un medio menos denso (~10-1000 cm −3 ) con una velocidad mucho mayor (80–100 km s −1 ) [10] que en la cresta sur.
En la región occidental, la onda expansiva estalla en un medio más homogéneo y enrarecido. [2]
