3C 10

SNR G120.1+01.4

SNR G120.1+01.4
Données d'observation Époque J2000.0
Ascension droite	00h 25m 18s
Déclinaison	+64° 09′
Coordonnées galactiques	ℓ=120,0705, b=+01,4400
Constellation	Cassiopée
Galaxie hôte	Voie lactée
Découverte	1931
Type de rémanent	Coquille
Taille angulaire (minute d'angle)	8
Densité de flux à 1 GHz (Jy)	56
Indice spectral	0,61
Distance (kpc)	2 à 5, avec une préférence pour 2,4
Méthode d'estimation de la distance	Absorption HI, ou avec plus de précision mouvement propre en optique
Aspect en radio	Coquille, plus brillante au nord-est
Aspect en X	Coquille, plus brillante au nord-est
Aspect en optique	Faible filament dans les parties nord-nord-ouest, nord-est et est
Autres désignations	3C 10, [rémanent de] Tycho, CTA 2, CTB 4, Cassiopée B (ou Cas B)
Notes	Associé à la supernova historique SN 1572 dite de Tycho

SNR G120.1+01.4, ou 3C 10 est un rémanent de supernova situé dans la constellation de Cassiopée. Il est issu de la supernova historique SN 1572 (dite supernova de Tycho). En 2008, c'était le quatrième rémanent le plus jeune parmi ceux identifiés dans notre Galaxie (les autres étant dans l'ordre SNR G1.9+0.3, Cassiopée A et 3C 358, issu de SN 1604), et l'un des plus étudiés à ce jour.

Découverte

C'est Walter Baade qui dans les années 1940 effectue une compilation des observations anciennes d'événements astronomiques qui s'avèrent pouvoir être associées à une supernova. C'est à lui que l'on doit la première compilation des documents relatifs à la « nouvelle étoile » observée entre 1572 et 1574 par Tycho Brahe et certains de ses contemporains. Il peut alors en déduire la position approximative de l'étoile^[1].

Le rémanent a d'abord été découvert dans le domaine radio en 1952^[2], puis confirmée en 1957^[3]. Sa détection optique date de 1957, mais n'a été publiée qu'en 1959^[4]. Il a été détecté dans le domaine des rayons X en 1967^[5].

Caractéristiques physiques

Le rémanent a aujourd'hui une taille angulaire de 8 minutes d'arc, soit environ un quart de la pleine Lune. Il est de type coquille, sans objet détecté en son centre, ce qui en fait un rémanent probablement issu d'une supernova de type Ia. Sa densité de flux est de 56 Jy. Son indice spectral est de -0,61. Sa distance est longtemps restée sujette à controverse, allant de 1,7 à 5,1 kpc, mais est aujourd'hui établie à 2,5 kpc. Associée à sa taille angulaire, elle permet de déduire la taille physique du rémanent, de l'ordre de 5,6 pc. Étant donné l'âge du rémament, cela lui confère une vitesse d'expansion moyenne de 6 300 km/s, en accord avec les quantités usuelles des rémanents de supernova. L'étude détaillée des filaments du rémanent atteste qu'il est en train de décélérer, comme attendu pour un rémament de cet âge. Son paramètre d'expansion est estimé aux alentours de 0,45. Il est en train d'entrer dans la phase de décélération car la masse de milieu interstellaire emportée sur son passage par la masse éjectée par la supernova est significative par rapport à cette dernière (phase dite de Sedov-Taylor).

Voir aussi

• SN 1572
• Rémanent de supernova
• Liste de rémanents de supernova notables

Liens externes

• (en) Données sur SNR G120.1+01.4 sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg
• SNR G120.1+01.4 sur le catalogue de rémanents de supernova de David A. Green (Université de Cambridge).

Notes

1. ↑ (en) Walter Baade, B Cassiopeiae as a supernova of type I, Astrophysical Journal 102, 309-317 (1945) Voir en ligne.
2. ↑ (en) R. Hanbury Brown & C.Hazard, A survey of 23 localized radio sources in the northern hemisphere, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 113, 123-133 (1952) Voir en ligne.
3. ↑ (en) J. E. Baldwin & D. O. Edge, Radio emission from the remnants of the supernovae of 1572 and 1604, The Observatory, 77, 139-143 (1957) Voir en ligne.
4. ↑ (en) R. Minkowski, Optical observations of nonthermal galactic radio sources, Symposium IAU n^o 59, papier 61 (1959) Voir en ligne.
5. ↑ (en) H. Friedman, E. T. Byram & T. A. Chubb, Distribution and Variability of Cosmic X-Ray Sources, Science, 156, 374-379 (1967) Voir en ligne (accès restreint).

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