RCW 86, located on the border between the constellations Circinus and Centaurus, represents the brightest part of the optical component of the supernova remnant (SNR) of SN 185, which was observed in December 185 and documented by Chinese astronomers. Recent investigations based on infrared (Spitzer, WISE) and X-ray (Chandra) data have established that the event was a Type Ia supernova [1]. Because the absolute magnitude of this type is highly consistent, the apparent magnitude of the event — given its known distance of roughly 9,000 light-years — can be estimated at about -4 mag at maximum brightness. This is comparable to Tycho’s supernova of 1572.
In addition to RCW 86, there are brighter filaments located north of the center, which show a clear signal in all observed emission lines — [S II], Hα, and [O III]. In all three channels, the data have undergone continuum subtraction [a], isolating the intensity of the respective emission lines. In the present deep-exposure image, nearly the entire shock front of the SNR is visible; only the southern edge is less well defined. The faintest portions are detectable only in Hα.
The supernova explosion apparently occurred in a low-density region of space that had been carved into a bubble-like cavity by the stellar wind of the progenitor system [1], detectable via infrared imaging [2]. As a result, the shock front is expanding faster within the interior than it would in the surrounding medium. Where the shock front has already encountered the shell of the bubble, bright optical filaments are visible. In the northeast, the still faster-moving shock is only just beginning to reach the shell, while in the south it remains entirely within the bubble, which explains the absence of well-defined filaments there.
Our deep image further suggests that the low-density bubble is embedded within a larger spherical structure. A region of higher density, with approximately twice the radius, is also evident in infrared data [3]. We speculate that this may be the result of an earlier outburst of the progenitor system. At the same radius in the southwest, there is also a prominent “smoke ring”-like [O III] emission feature. Given the absence of a white dwarf in or near the center [4], a planetary nebula origin is unlikely. This emission may instead have been produced by a jet—either during an earlier outburst or as a result of the supernova itself. It may therefore be no coincidence that the [O III] ring lies in the same direction from the SNR’s center as the brightest filament (RCW 86).

[a] The continuum subtraction was performed without star removal, as commonly used methods (particularly R.C. StarXTerminator) tend to misclassify image content and inadvertently remove parts of the filaments. Only by avoiding AI-based processing and applying analytically motivated rejection filters after linear continuum subtraction is it possible to preserve all structural components of the shell.

RCW 86 an der Grenze der Sternbilder Zirkel (Circinus) und Zentaur stellt den hellsten Teil der optischen Komponente des Überrests der Supernova SN 185 dar, die im Dezember 185 beobachtet und von chinesischen Astronomen dokumentiert wurde. Aufgrund von neueren Untersuchungen auf Basis von Infrarot- (Spitzer, WISE) und Röntgen-Daten (Chandra) handelte es sich um eine Supernova vom Typ Ia [1]. Da die absolute Helligkeit dieses Typs sehr konsistent ist, kann die scheinbare Helligkeit des Ereignisses bei dem bekannten Abstand von etwa 9000 Lichtjahren auf -4 mag im Maximum abgeschätzt werden. Dies ist vergleichbar mit Tychos’s Supernova im Jahr 1572.
Neben RCW 86 gibt es weitere hellere Filamente nördlich vom Zentrum, die in allen aufgenommen Emissionslinien, SII, H-alpha und OIII, ein deutliches Signal zeigen. Die Daten wurden in allen drei Kanälen einer Kontinuum-Subtraktion [a] unterzogen, so dass hier die isolierte Intensität der entsprechenden Emissionslinien dargestellt wird. Auf der vorliegenden tief belichteten Aufnahme ist nahezu die gesamte Stoßfront des Supernova-Überrests zu sehen. Lediglich der südliche Rand ist weniger gut definiert. Die schwächeren Teile können dabei nur in H-alpha nachgewiesen werden.
Das Supernova-Ereignis hat offenbar in einem Raumbereich geringer Dichte stattgefunden, den das Vorgänger-Sternsystem durch seinen Sternwind blasenförmig „ausgehöhlt“ hat [1], aufgrund von Infrarot-Aufnahmen nachweisbar [2]. Deswegen findet die Ausdehnung der Stoßfront im inneren schneller statt als sie in der umgebenden Dichte wäre. Dort wo die Stoßfront bereits auf die Hülle der Blase getroffen ist, sind die leuchtstarken optischen Filamente sichtbar. Im Nordosten beginnt die noch schnellere Stoßfront erst gerade die Hülle zu erreichen, im Süden ist sie noch von der Hülle entfernt, was das Fehlen klarer Filamente erklärt.
Unsere tief belichtete Aufnahme legt ferner nahe, dass die niedrigdichte Blase in eine größere sphärische Struktur eingebettet ist. Eine höhere Dichte mit etwa doppeltem Radius korreliert auch mit Infrarotdaten [3]. Wir spekulieren, dass dies eine Folge eines älteren Ausbruchs des Vorgänger-Sternsystems sein könnte. Auf gleichem Radius ist im Südwesten zudem eine deutliche „rauchringförmige“ OIII-Emission sichtbar. Mangels Anwesenheit eines Weißen Zwerges im oder nahe des Zentrums [4] ist ein Planetarischer Nebel als Erklärung unwahrscheinlich. Möglicherweise wird diese Emission durch einen Jet, entweder während eines früheren Ausbruchs oder durch die Supernova selbst verursacht. Möglicherweise liegt deswegen der OIII-Ring nicht zufällig in derselben Richtung wie das hellste Filament (RCW 86) vom Zentrum des Supernova-Überrests aus betrachtet.

[a] Die Subtraktion des Kontinuums-Anteils wurde ohne Sternentfernung durchgeführt, da die üblicherweise verwendeten Methoden (insbesondere der R.C. StarXTerminator) Bildinhalt falsch klassifizieren und dabei Teile der Filamente entfernen. Nur ohne KI-basierte Bearbeitung mithilfe von analytisch motivierten Rejection-Filtern nach linearer Kontinuum-Subtraktion gelingt die Erhaltung aller Anteile der Shell.