Observada por primera vez entre el 4 y el 6 de agosto de 1181, los astrónomos chinos y japoneses registraron la supernova ahora conocida como SN 1181 en ocho textos separados. Una de las cinco únicas supernovas en la Vía Láctea identificadas con seguridad en registros pretelescópicos , [ 1] apareció en la constelación de Casiopea y fue visible e inmóvil contra las estrellas fijas durante 185 días. FR Stephenson reconoció por primera vez que la " estrella invitada " de 1181 d. C. debe ser una supernova , porque un transitorio tan brillante que dura 185 días y no se mueve en el cielo solo puede ser una supernova galáctica. [2]
Pa 30 fue descubierta en 2013 por el astrónomo aficionado estadounidense Dana Patchick mientras buscaba nebulosas planetarias en los datos infrarrojos de WISE . [4] Fue la nebulosa número 30 descubierta por sus búsquedas, y como resultado se la designó Pa 30. Pa 30 apareció como una nebulosa casi redonda de aproximadamente 171x156 segundos de arco de tamaño, con una estrella central extremadamente azul. Pa 30 se refiere tanto a la nebulosa (originalmente catalogada como IRAS 00500+6713 ) como a la estrella central (designada como WD J005311 ). La envoltura es brillante en el infrarrojo , pero muy débil en el óptico , al principio visible solo por la luz en la banda [O III].
En 2019, la espectroscopia óptica de la estrella central reveló una estrella muy caliente con un intenso viento estelar que se expande a una velocidad muy alta de 16.000 km/s y una composición principalmente de carbono , oxígeno y neón (sin hidrógeno ni helio ). [5] Tal velocidad solo podría surgir de una supernova o un evento de magnitud similar, más específicamente de una fusión de dos enanas blancas . Los estudios de espectroscopia de rayos X de la capa también revelaron una nebulosa muy caliente que contiene cenizas que queman carbono que solo se pueden producir en una supernova. [6] Sin embargo, la estrella remanente de Pa 30 es una enana blanca, no uno de los remanentes de supernova convencionales ( estrellas de neutrones o agujeros negros ). Se ha sugerido que Pa 30 es el remanente de una clase rara de supernovas conocida como " supernova subluminosa de tipo Iax " y que una fusión de una enana blanca CO y una enana blanca ONe produjo la capa remanente junto con su remanente de enana blanca supermasiva. Observaciones más recientes en la banda [SII] también revelaron estructuras filamentosas finas dentro de la capa que no se habían visto anteriormente. [7] [8]
Un estudio de 2021 midió la velocidad de expansión de ~1100 km/s de la nebulosa a partir de la espectroscopia óptica del doblete [S II]. Junto con el tamaño angular de Pa 30 y la distancia GAIA de 2,3 kpc, se podría estimar que la edad de la nebulosa es de aproximadamente 1000 años. Esto convirtió a Pa 30 en el nuevo candidato principal para el remanente del evento SN 1181. [9] Además, la velocidad de expansión de la nebulosa y el brillo absoluto inferido del evento 1181 son consistentes con una supernova de tipo Iax, lo que convierte a Pa 30 en el único remanente SN Iax en nuestra galaxia y el único que se puede estudiar en detalle.
Las observaciones con el espectrógrafo Keck Cosmic Web Imager se publicaron en 2024. El estudio mostró que la expansión de Pa 30 restringió la fecha de explosión al año1152+77
−75, consistente con SN 1181. Las observaciones también revelaron que la explosión probablemente fue asimétrica porque los filamentos desplazados al rojo son más brillantes que los filamentos desplazados al azul en Pa 30. Las observaciones también confirmaron la presencia de una cavidad en la que terminan los filamentos. La capa filamentosa tiene un radio interior de 0,6 parsec y un radio exterior de 1,0 parsec. Estos filamentos tienen velocidades que son consistentes con su naturaleza balística . [10]
Con una temperatura cercana a los 200.000 K, [5] WD J005311 es una de las estrellas más calientes conocidas. [11] Las propiedades extremas de la estrella central están siendo impulsadas por la desintegración radiactiva residual de 56 Ni , donde la vida media habitual de 6,0 días desde la captura de electrones aumenta a muchos siglos debido a que el níquel está completamente ionizado. [12]
Antes de 2013, el único remanente de supernova convencional plausible en la antigua área histórica para la supernova era el remanente de supernova 3C 58. Este remanente tiene un púlsar de radio y rayos X que gira aproximadamente 15 veces por segundo. Por lo tanto, históricamente, SN 1181 había estado asociada con 3C 58 y su púlsar, aunque muchos investigadores notaron que esta asociación es problemática. Por ejemplo, si la supernova y el púlsar están asociados, entonces la estrella todavía está girando aproximadamente tan rápido como cuando se formó por primera vez. [13] Esto contrasta con el púlsar del Cangrejo , conocido por ser el remanente de la supernova SN 1054 en el año 1054, que ha perdido dos tercios de su energía rotacional en esencialmente el mismo lapso de tiempo. [14]
La edad del remanente de 3C 58 se ha estimado mediante muchas medidas. [15] [16] La más directa, el movimiento propio de la capa en expansión de 3C 58 se ha medido tres veces, lo que dio como resultado una edad estimada independiente de la distancia de alrededor de 3500 años. Las medidas de la tasa de disminución del flujo de radio tienen una variabilidad e incertidumbre sustanciales, por lo que no son útiles para estimar la edad del remanente. Las estimaciones de edad que involucran la energía del remanente y la masa arrastrada no son útiles debido a grandes incertidumbres con la distancia, así como con la energía y densidades presuntas. El púlsar está desplazado del centro de 3C 58, lo que implica una edad de ~3700 años, aunque es posible que sea sustancialmente más joven si su velocidad transversal resulta ser alta. La edad de giro descendente del púlsar es de 5380 años. La edad de enfriamiento de la estrella de neutrones es de >5000 años. Con estas estimaciones de edad, 3C 58 es un remanente demasiado antiguo para asociarlo con SN 1181.
La posible posición en el cielo de la supernova 1181 ha sido revisada para incluir información adicional sobre la proximidad de la "estrella invitada" a las constelaciones chinas adyacentes, lo que da como resultado una región de error mucho más pequeña. [17] Esta región mejorada no contiene 3C 58, porque la estrella invitada no tiene proximidad a dos constelaciones como se informó. Por lo tanto, SN 1181 no está asociada con 3C 58. En cambio, esta nueva región pequeña contiene Pa 30, que se sabe independientemente que es un remanente de supernova de ~800 años de antigüedad.
![Restricciones de antiguas observaciones chinas y japonesas de SN 1181 (área cian) y la posición de 3C 58 y Pa 30 según Schaefer 2023[17]](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/8/8a/SN_1181_-_Schaefer_2023_Figure_5.png/1280px-SN_1181_-_Schaefer_2023_Figure_5.png)
