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G1.9+0.3
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G1.9+0.3 —llamado también SNR G001.9+00.3—[1] es un resto de supernova en la constelación de Sagitario. En nuestra galaxia es el resto de supernova más joven que se conoce,[2] pues su luz habría alcanzado la Tierra en torno a 1871. No obstante, la explosión no fue observada en la Tierra por el polvo y el denso gas presente en el centro galáctico, donde tuvo lugar el evento. Se ha estimado la edad de este remanente combinando datos del observatorio Chandra de rayos X y del observatorio VLA. Se cree que G1.9+0.3 corresponde al resto de una supernova de tipo Ia.[3]
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Descubrimiento
En 1984 G1.9+0.3 fue identificado por primera vez como un resto de supernova por las observaciones llevadas a cabo con el radiotelescopio VLA.[4] Debido a su tamaño angular excepcionalmente pequeño, se pensó que era muy joven, de menos de mil años. En 2007, observaciones de rayos X desde el observatorio Chandra revelaron que el objeto era aproximadamente un 15 % más grande de lo que se creía inicialmente.[5] Posteriores observaciones realizadas con el VLA en 2008 ratificaron dicho aumento de tamaño y permitieron reducir su edad a no más de 150 años.[6] Actualmente se cifra su edad en 142 ± 19 años.[7]
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Características
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Contexto
En radiofrecuencias G1.9+0.3 presenta un brillo comparable al de los restos de las supernovas SN 1572 y SN 1604. En rayos X su morfología es bisimétrica, análoga a la de SN 1006, y no cambia significativamente en el rango de energía entre 3 y 20 keV. Además, presenta una sustancial emisión térmica de hierro.[8] Imágenes recientes del observatorio Chandra han mostrado que G1.9+0.3 se ha expandido significativamente desde 1985 y que su emisión de rayos X parece ser predominantemente de naturaleza sincrotrón. A medida que se ha ido expandiendo, también se ha incrementado su brillo.[7] La cáscara tiene un radio de aproximadamente 1,75 pársecs y su velocidad de expansión inferida es de unos 11 000 km/s.[9]
Se piensa que G1.9+0.3 proviene de una supernova de tipo Ia provocada por la detonación termonuclear de una enana blanca destruida después de fusionarse con otra enana blanca o después de sustraer materia de una estrella acompañante. Su alta velocidad de expansión, la ausencia de una nebulosa de viento de púlsar evidente y la simetría bilateral de la emisión de rayos X son evidencias de que es el resultado de una supernova de este tipo.[10][11]
Utilizando la falta de absorción de 74 MHz por el plano galáctico como indicador, inicialmente se pensó que este remanente está en el lado más próximo a nosotros del centro galáctico, a una distancia inferior a 7,8 kilopársecs.[12] Sin embargo, posteriores estudios sitúan a G1.9+0.3 a 8,5 kilopársecs, valor consistente con varios estudios de absorción de rayos X.[7]
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Véase también
Referencias
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