RX J0852.0-4622

RX J0852.0−4622 (auch als Vela Jr. oder G266.2−1.2 bezeichnet) ist ein Supernovaüberrest im südlichen Sternbild Vela („Segel des Schiffs“); er überlagert sich von der Erde aus betrachtet scheinbar mit dem wesentlich größeren und älterem Vela Supernova Remnant – dies führte zu der Bezeichnung Vela Junior (Vela Jr.).^[2] Der Supernovaüberrest wurde im Jahr 1998 mithilfe des Röntgen-Weltraumobservatoriums ROSAT entdeckt. In diesen Aufnahmen hebt er sich bei Photonenenergien größer 1,3 keV deutlich von dem Vela-Supernovaremnant ab und erscheint kreisförmig mit einem Durchmesser in einem Winkel von rund 2°.^[3]

Entgegen dieser mehrheitlichen Annahme wird vereinzelt diskutiert, dass es sich alternativ um eine Substruktur des Vela SNR handeln könnte. Der Nachweis von hochenergetischer Strahlung im Teraelektronenvolt-Bereich durch das High Energy Stereoscopic System im Jahr 2005 ist jedoch ein starker Hinweis auf einen separaten Supernovaüberrest.^[4]

In den ersten Publikationen über den Supernovaüberrest ging man von einem Alter von weniger als 1500 Jahren und einer geringen Entfernung von unter 1000 Parsec aus,^[3] ein Alter von 680 Jahren und eine Lage 200 Parsec entfernt und somit vor der Vela-Supernova wurde als wahrscheinlich angesehen.^[5] Aufgrund der vermuteten Nähe und des geringen Alters wurde sogar versucht, chemische Anomalien in der Eisschichtung des Südpols auf das Eintreffen der Emission der Supernova zurückzuführen.^[2]

Nachfolgende Untersuchungen konnten diese enge Eingrenzung aber nicht vollumfänglich bestätigen. Eine besondere Schwierigkeit in der Alters- und Entfernungsbestimmung rührt von der Überlappung des Supernovaüberrest mit dem der Vela-Supernova, so dass insbesondere bei aufgenommenen Spektren die beiden Anteile nicht klar separiert werden können. Eine Zusammenschau aus dem Jahr 2023 verschiedener, zwischenzeitlich durchgeführter Studien hält Entfernungen bis 2000 Parsec und ein Alter bis 5100 Jahre für nicht ausgeschlossen. Eine darauf aufbauende Analyse kommt zu dem Ergebnis, dass eine Entfernung von 750 Parsec oder mehr sehr wahrscheinlich ist.^[1]

Bei einer Supernova verbleibt häufiger der Kern des Vorgängersterns als „Central Compact Object“ in Form eines Neutronensterns wie einem Pulsar oder in Form eines Schwarzen Lochs. Tatsächlich fand sich am Rand des Nebels ein Pulsar, und ein weiterer Neutronenstern nahe des Zentrums des Nebels. Verschiedene Analysen deuten darauf hin, dass wahrscheinlich der zentrumnahe Neutronenstern von dem Vorgängerstern stammt.^[1]

• Aufnahmen und Analysen unter Creative Commons
• …mit Fokus auf Vela Jr.

1. ↑ ^{a b c d e f} Francesco Camilloni, Werner Becker, Peter Predehl, Konrad Dennerl, Michael Freyberg Martin G. F. Mayer, Manami Sasaki: SRG/eROSITA and XMM-Newton observations of Vela Jr. In: Astronomy & Astrophysics. Band 673, 2023, S. id.A45, 17 pp., bibcode:2023A&A...673A..45C. 
2. ↑ ^{a b} G. E. Allen, K. Chow, T. Delaney, M. D. Filipović, J. C. Houck, T. G. Pannuti, M. D. Stage: ON THE EXPANSION RATE, AGE, AND DISTANCE OF THE SUPERNOVA REMNANT G266.2–1.2 (Vela Jr.). In: The Astrophysical Journal. 798. Jahrgang, Nr. 2, 2014, S. 82, bibcode:2015ApJ...798...82A. 
3. ↑ ^{a b} B. Aschenbach: Discovery of a young nearby supernova remnant. In: Nature. 396. Jahrgang, Nr. 6707, 1998, S. 141–142, bibcode:1998Natur.396..141A (columbia.edu [PDF]). 
4. ↑ F. Aharonian, A. G. Akhperjanian, A. R. Bazer-Bachi, M. Beilicke, W. Benbow, D. Berge, K. Bernlöhr, C. Boisson, O. Bolz, V. Borrel, I. Braun, F. Breitling, A. M. Brown, P. M. Chadwick, L. -M. Chounet: Detection of TeV γ-ray emission from the shell-type supernova remnant RX J0852.0-4622 with HESS. In: Astronomy & Astrophysics. 437. Jahrgang, Nr. 1, 1. Juli 2005, S. L7–L10, bibcode:2005A&A...437L...7A. 
5. ↑ B. Aschenbach, A. F. Iyudin, V. Schönfelder: Constraints of age, distance and progenitor of the supernova remnant RX J0852.0-4622/GRO J0852-4642. In: Astronomy & Astrophysics. Band 350, 1999, S. 997–1006, bibcode:1999A&A...350..997A.