El SNR IC 443 está ubicado en la dirección opuesta al centro galáctico, cerca del plano galáctico . Muchos objetos se encuentran en la misma región del cielo: la región HII S249, varias estrellas jóvenes y una SNR más antigua (G189.6+3.3).
Imagen obtenida desde el Observatorio Anunaki en filtros Ha/S[II]/O[III]. En total suman aproximadamente 20 horas de exposición, procesada completamente en PixInsight.
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 fuertes gradientes de densidad 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 circundante 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, 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.
Detalles de adquisición
Baader H-alpha 6.5nm (CMOS-Optimized) 36 mm: 30×900,″(7h 30′)
Baader O-III 6.5nm (CMOS-Optimized) 36 mm: 25×900,″(6h 15′)
Baader S-II 6.5nm (CMOS-Optimized) 36 mm: 25×900,″(6h 15′)
Tiempo de integración:
20h
En el sureste, la onda expansiva interactúa con una nube molecular muy densa 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 .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 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) con una velocidad mucho mayor que en la cresta sur.
En la región occidental, la onda expansiva estalla en un medio más homogéneo y enrarecido.