Tomando el pulso de una supernova - NGC 4490

Allá, a unos 40 o 50 millones de años luz de distancia, en la constelación de Canes Venetici, hay un par de galaxias interactuantes, a veces denominadas "The Cocoon". Estas dos gotas de cosas de estrellas mal formadas ya se han acercado entre sí y ahora se están separando. Entre ellos se extiende un rastro de estrellas que se extiende por unos 24,000 años luz, ya que se enfrentan entre sí mostrando sus numerosas regiones de formación estelar. Pero donde hay vida ... hay muerte. Pongamos nuestro dedo justo en el pulso de una supernova.

Las galaxias en interacción NGC 4485 y NGC 4490 han sido de interés para los astrónomos como un campo de estudio para el análisis del medio interestelar caliente. Como un buen médico que investiga todos los ángulos, Chandra revela las propiedades de la emisión difusa de rayos X de estas galaxias. "La alta resolución angular de Chandra nos permite eliminar fuentes discretas y realizar una espectroscopia resuelta espacialmente para las regiones de destello estelar y los flujos de salida asociados". dice Alexander Richings (et al). "Esto nos permite ver cómo las propiedades físicas del medio interestelar caliente, como la temperatura, la densidad de la columna de hidrógeno y la abundancia de metales varían en estas galaxias".

Pero un buen médico no se detiene en una sola respuesta: buscan más, como imágenes en hidrógeno alfa y con herramientas como SCUBA y MERLIN. ¿Y encontraron más? Tú lo sabes. “Detectamos un filamento Ha que emerge del disco de NGC 4490 a una distancia proyectada de 3 kpc que tiene contrapartes tanto en el radio continuo como en Hi. La contraparte HI se extiende a una distancia proyectada de? 30 kpc de NGC 4490 y argumentamos que esto es evidencia de que la envoltura HI gigante en este sistema tiene su origen en la formación de estrellas ". dice M.S. Clemens y P. Alexander. “Utilizamos datos de SCUBA y radio continuo para intentar imponer restricciones a la distribución del polvo con respecto a las regiones de formación estelar. Este análisis está limitado por la falta de una estimación independiente de la temperatura del polvo, algo que tanto "SIRTF" como "SOFIA" podrán proporcionar, sin embargo, encontramos algunas pruebas de que la mayoría del polvo ocultante no se encuentra dentro de las regiones HII ".

¿Esto es noticia? Realmente no. Ya en 1997, los astrónomos combinaban imágenes hechas en diferentes longitudes de onda y sacaban conclusiones. Según los primeros trabajos de Debra Elmegreen (et al); "También presentamos observaciones de las bandas B e I del par que interactúa para determinar las edades de las regiones de formación de estrellas de marea, incluida una cola débil recién descubierta al este de NGC 4490. En nuestra discusión, distinguimos esta" cola "Desde el" puente "que conecta las dos galaxias, y desde el" brazo de marea "que sale en espiral de las regiones brillantes de NGC 4485 hacia el puente". Y los astrónomos están a punto de combinar imágenes una vez más ...

El 4 de marzo de 2008, el telescopio ultravioleta / óptico Swift (UVOT) y el telescopio de rayos X (XRT) observaron un evento en NGC 4490, pero no estaban solos. El astrónomo aficionado Rick Johnson también capturó el evento. Pero una vista no es suficiente y los datos se agregaron a una astrofotografía tomada por Dietmar Hager antes del SN. Pero un buen médico no se detiene allí y se produjo otra "fusión de datos" cuando se combinó con datos RGB de solo semanas tomados por Torsten Grossmann. Lo que sucede después es nada menos que magia. Mire este gif animado y ponga el dedo en el pulso de una supernova ...

Supernova 2008ax en NGC 4490 fue todo un evento. La supernova neófita fue descubierta independientemente tanto por el Observatorio Lick Supernova Search como por el astrónomo Koichi Itagaki de Japón. Al principio, se creía que era una variable azul, pero el espectro no miente. Muy pronto, el fenómeno pasó a una supernova joven tipo II y se convirtió en un tipo Ib. Aunque el pulso podría haber sido débil, oscilando entre la magnitud 13 y 16, estaba allí e innegable.

¿Una galaxia como NGC 4490 tiene más sorpresas futuras para nosotros? Usted apuesta. Y no es solo un evento de supernova que lo distingue. “La cercana galaxia Sd NGC 4490 es notable porque alberga una de las poblaciones ULX más numerosas dentro de 10 Mpc, solo superada por M51 y M82. Aquí, examinamos la variabilidad espectral y temporal de rayos X de estas fuentes en el transcurso de cuatro observaciones de Chandra y XMM Newton que abarcan los años 2000-2004. Detectamos los 5 ULX previamente identificados en NGC 4490 y eso en la cola de marea de NGC 4485. También encontramos un nuevo ULX transitorio en el sistema. La variabilidad espectral generalmente se caracteriza por un endurecimiento de los espectros fuente a medida que aumenta su luminosidad. Las fuentes muestran una variedad de curvas de luz a largo plazo; sin embargo, la variabilidad temporal a corto plazo (intraobservacional) es notable por su ausencia ". dice Jeanette Gladstone y Tim Roberts. “Las fuentes de rayos X ultraluminosas (ULX) son fuentes de rayos X no nucleares puntuales situadas fuera del núcleo de su galaxia anfitriona, que tienen luminosidades de rayos X superiores a 1039 erg s-1. Varios estudios se han llevado a cabo en estas fuentes desde su descubrimiento ~ hace 25 años, pero su verdadera naturaleza sigue siendo incierta ".

Seguir. Toma su pulso. Yo Te reto…

Una vez más, ¡muchas gracias a (en orden alfabético) Torsten Grossmann, Dietmar Hager y Rick Johnson por este giro espectacular en imágenes astronómicas!