Investigadores del Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica (CfA) han realizado una espectroscopia detallada de N132D, un remanente de supernova brillante de rayos X (SNR) en la Gran Nube de Magallanes (LMC). Resultados del estudio, presentado en un artículo publicado el 15 de abril sobre arXiv servidor de preimpresión, proporcionan información importante sobre la composición química de esta SNR y arrojan más luz sobre su origen.

Las SNR son difusas, estructuras en expansión como resultado de una explosión de supernova. Contienen material expulsado que se expande por la explosión y otro material interestelar que ha sido arrastrado por el paso de la onda de choque de la estrella que explotó.

Los estudios de los restos de supernovas son importantes para los astrónomos, ya que desempeñan un papel clave en la evolución de las galaxias. dispersando los elementos pesados ​​producidos en la explosión de la supernova en el medio interestelar (ISM) y proporcionando la energía necesaria para calentar el ISM. También se cree que las SNR son responsables de la aceleración de los rayos cósmicos galácticos.

Con una luminosidad de rayos X a un nivel de aproximadamente 30 mil millones de erg / s, el remanente de supernova de la nube de Magallanes (MCSNR) J0525-6938, o N132D para abreviar, es la SNR más brillante de rayos X en LMC. Aunque se han realizado muchos estudios de esta SNR, la naturaleza de su progenitor aún es incierta.

Para resolver las incertidumbres, un equipo de astrónomos dirigido por Piyush Sharda de CfA ha llevado a cabo un análisis espectral completo de los datos de archivo del Observatorio de rayos X Chandra de la NASA. Dicho análisis de los datos de Chandra con respecto a N132D aún no se ha realizado, y los investigadores esperaban que pudiera revelar información esencial sobre la composición química de esta SNR y su origen.

"En este trabajo, hemos presentado espectroscopía de rayos X resuelta espacialmente de N132D, la SNR más brillante de la LMC, basado en observaciones de archivo de Chandra, "dice el periódico.

El estudio calculó la abundancia media local (ambiente de LMC) de oxígeno, neón, magnesio, silicio, azufre y hierro. Los resultados muestran que la abundancia de oxígeno y azufre aumenta en el borde noroeste y noreste de N132D, respectivamente. Es más, una mancha tenue que sobresale fuera del borde occidental exhibe una mayor abundancia de oxígeno, lo que sugiere que podría ser una acumulación de eyecta rica en oxígeno.

Al analizar los datos de Chandra, los astrónomos encontraron que la emisión del complejo de hierro K en N132D se distribuye en gran parte en su mitad sur y no se encuentra en una sola característica. Se supone que detrás de esta emisión hay un plasma relativamente caliente rico en silicio (por encima de 1,5 keV).

Los astrónomos estimaron que la masa del progenitor de N132D debería ser de alrededor de 15 masas solares y concluyeron que esta SNR es el resultado de una supernova de colapso del núcleo.

"Nuestro análisis nos lleva a concluir que SNR N132D probablemente resultó del colapso del núcleo de un progenitor de masa intermedia, en una cavidad en el CSM [medio circunestelar] creado por los vientos anteriores a la supernova, "escribieron los investigadores en el documento.

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