I resti di Supernova
Diletta Pagnoni
Argomenti
Definizione
Caratteristiche morfologiche e spettroscopiche in
diverse bande
Alcuni esempi: Tycho e Crab Nebula
Teoria evolutiva e confronto tra teoria e
osservazioni
Spiegazione dell’emissione in diverse bande
Un studio recente: G292.0+1.8
Definizione
Un resto di supernova (SNR) è un involucro gassoso che un’esplosione di
supernova lascia dietro di sé. E’ costituito dagli strati più esterni della stella
esplosa che si dilatano nello spazio formando un guscio.
La materia espulsa spazza via il gas e la polvere circostante e espandendosi
produce un’onda shock che eccita e ionizza il gas, questo porta alla
formazione di raggi x e onde radio sotto forma di radiazione di Sincrotrone.
Gradualmente l’espansione rallenta finché il resto non si dissolve
nell’ambiente.
Un resto di supernova può raggiungere diametri di una decina o centinaia di
anni luce.
I SNR sono oggetti radio ma anche visibili in ottico, in X e .
Un oggetto che ha uno spettro radio non termico e risulta polarizzato è
identificato come resto di supernova.
Caratteristiche radio
Le osservazioni in radio di questi oggetti mostrano
uno spettro a legge di potenza del tipo S con
indice spettrale.
Dalle caratteristiche radio (e X) i SNRs si
dividono in:
•
•
•
Shell-type remnants
Crab-like remnants o plerions
Composite remnants
Shell-type SNR
E’ il tipo più comune di SNR ed è caratterizzato da una shell di
materiale interstellare che viene spazzato via dall’onda shock
prodotta dall’esplosione di una SN.
Il diametro medio, in radio, è di circa mezzo grado.
Il livello di polarizzazione è del 5-15%.
Spettro più ripido: -0.3 -0.8.
Esempi: Tycho SNR, CasA, Kepler SNR e SN1006.
Crab-like SNR
Sono simili ai shell-type, ma contengono al loro interno
una sorgente (la pulsar) che riempie continuamente il resto
di elettroni relativistici sotto forma di getti.
La regione attorno alla pulsar è dominata da radiazione di
sincrotrone.
Lo spettro di emissione è piuttosto piatto (0 -0.3).
Sono molto polarizzati.
Esempio: Crab Nebula.
Composite remnants
E’ un modello intermedio tra i due precedenti. Appaiono come
shell-like, crab-like o entrambi a seconda della lunghezza d’onda a
cui sono osservati.
Esistono due sottoclassi: thermal and plerionic. Il primo appare
come uno shell-type nel radio e nell’X come un crab-like, ma a
differenza dei crab-like lo spettro in X presenta linee spettrali indice
della presenza di gas caldo. Plerionic composites appare come un
crab-like sia in radio che in X-ray wavebands, ma hanno comunque
delle shell. Lo spettro in X nel centro non mostra linee, ma solo
vicino alla shell.
Esempio: Vela
Caratteristiche Ottiche:
morfologia
In ottico gli young SNR mostrano filamenti.
(Kepler, Tycho e SN1006), mentre quelli
old presentano strutture circolari (Vela e
Cygnus).In questi oggetti c’è una forte
corrispondenza tra emissione ottica e radio.
CasA presenta knots e flocculi, alcuni dei
quali corrispondono ai radio knots.
CasA: confronto morfologia in ottico e radio
Caratteristiche ottiche:
spettroscopia
Righe osservate: OII, OIII, SII e NII. Le righe della serie Balmer sono
deboli rispetto a SII, quindi il loro rapporto è un buon indicatore della
presenza di un SNR.
Cosa si può dedurre:
• Velocità dei filamenti: 6000 (CasA) - 50 (IC443) km/s
• Temperatura
• L’abbondanza di ossigeno è certamente il risultato di una SII
I Crab-like mostrano una debole se non alcuna emissione ottica,
tranne la Crab Nebula che presenta uno spettro di sincrotrone. La
Crab Nebula è infatti l’unico esempio di sincrotrone ottico, nessun
altro Crab-like mostra questo tipo di emissione ottica a causa della loro
giovane età e della presenza di una pulsar molto potente.
Caratteristiche X:
morfologia
Gli studi in X dei SNR iniziano con la serie
dei satelliti HEAO
La morfologia X assomiglia in molti casi a
quella radio: i SNR a shell sono a shell
anche in X. Questa corrispondenza però
non è sempre vera, infatti lo studio in X ha
permesso di individuare la terza classe di
SNR, i composite.
CasA: confronto morfologia X e radio
Caratteristiche X:
spettroscopia
Molti shell-like hanno uno spettro caratterizzato da molte linee di
emissione con un continuo complesso che non può essere fittato
dal bremsstrahlung termico a una sola temperatura. Per fittare il
continuo sono infatti necessarie due temperature: una di 0,5 keV e
l’altra superiore ai 7 keV. Queste due temperature sono dovute alla
presenza di due componenti diverse: l’onda che si muove nell’ISM
e il reverse shock. Le linee osservate includono il silicone, il solfuro,
l’argon, il calcio e il ferro.
I Crab-like remnants mostrano una emissione in X molto luminosa
al centro e uno spettro senza linee tipicamente descritto da una
legge di potenza. Questo spettro è dovuto alla radiazione di
sincrotrone.
Tycho
•
•
•
•
•
La Sn fu scoperta da Brahe Tycho nel 1572.
Invece il suo resto fu prima visto in radio nel 1952
(R.H. Brown e C. Hazard) e poi in X 1968 (P.
Gorenstein et al.).
Ha un diametro di 7kpc.
È un esempio di shell-type.
Questa è una immagine in X presa da Chandra. I
diversi colori corrispondono a diverse energie X: il
rosso, il verde e il blu rappresentano
rispettivamente basse, medie e alte energie.
L’onda shock prodotta dal materiale in espansione
è sottolineata da un arco circolare blu di una
ventina di milioni di gradi Celsius.
I dati osservativi del moto proprio sono consistenti
con la legge di espansione R tm con m compreso
tra 0.4 e 0.57. Questo vuol dire che questo resto
sta attraversando la fase di Sedov.
Tycho: spectrum
•
•
Lo spettro in X mostra righe molto
intense del silicone e del solfuro e
righe più deboli di magnesio, argon e
calcio. La presenza di queste righe
nello spettro è una prova di una
emissione di radiazione termica di gas
a temperature di diversi milioni di
gradi.
L’emissione ottica invece è molto
debole e si osserva solo la riga H.
Crab Nebula
•
•
•
•
Questo resto è il risultato di una esplosione di SN avvenuta
900 anni fa ed è una delle più importanti sorgenti che
emettono ad alte energie. È anche una delle prime sorgenti
scoperte in radio ed è anche il primo SNR che è stato
scoperto con una pulsar al suo interno.
Le sue dimensioni dipendono dalle lunghezze d’onda. In
radio ha un diametro di 4 arc-min, mentre in ottico si dimezza
e in X è decisamente più piccolo.
Questa immagine è composta da dati provenienti da tre
diversi telescopi: immagine X di Chandra è in blu, quella
ottica di Hubble Space Telescope è in verde e in blu
scuro,infine quella in infrarosso di Spitzer Space Telescope è
in rosso. Si nota che la dimensione dell’immagine in X è più
piccola delle altre perché gli elettroni che emettono in X
irraggiano la loro energia molto più velocemente rispetto
quelli meno energetici. La luce bianca al centro è invece la
stella di neutroni.
L’emissione in tutte le lunghezze d’onda mostra una
polarizzazione e suggerisce la presenza di radiazione di
sincrotrone. L’intero spettro , da qualche MeV a 100 keV, è
quindi dovuto all’emissione di sincrotrone. Eccetto per un
balzo a 1012 Hz attribuito alla polvere, l’indice spettrale varia
da -0,26 nel radio a - 0,4/-0,7 nell’ottico a -1.1 nell’X
Crab Nebula in diverse bande
Crab Nebula: pulsar
•
•
•
Questa è una immagine X di Chandra
che mostra la pulsar all’interno della
Crab nebula.
La Crab Pulsar è una stella di neutroni
con periodo di rotazione di 30 s.
Sono visibili degli anelli inclinati o
onde di particelle molto energetiche
che sono scagliati fuori da intensi venti
in direzione equatoriale, e getti di
particelle che scappano via dalla NS in
direzione perpendicolare alla spirale.
Teoria: evoluzione
Secondo il modello classico (l’esplosione
della SN è a simmetria sferica e il mezzo è
uniforme) l’evoluzione di un SNR prevede
quattro fasi:
Free expansion
Sedov o adiabatic phase
Radiative phase
Dissipation
Free expansion
Quando una SN esplode libera 1051 erg sotto forma di energia cinetica del materiale
espulso.
La shell di materiale espulso inizia a espandersi rapidamente e spazza via la materia
circostante.
In questa fase la massa dell’ejecta è maggiore rispetto alla massa spostata e
l’espansione procede a velocità costante.
Questa fase termina quando la massa spazzata diventa uguale alla massa espulsa. Se
1M è la massa espulsa e la densità del mezzo circostante di 0,3 atomi/cm 3 questa fase
termina a un raggio di ~ 3 pc. Se la velocità è di 15000 km/s l’età del resto è di 200 yr.
Tipicamente quetsa fase dura 100-1000 yr.
La velocità del suono in un mezzo interstellare uniforme è ~ 10 km/s ed è la velocità con
cui le piccole fluttuazioni nella pressione e temperatura propagano. Questa velocità è
decisamente inferiore alla velocità di espansione e di conseguenza si forma un’onda
shock sul margine dell’ejecta che si propaga poco prima di questo nel mezzo interstellare.
Gli atomi catturati dallo shock si ionizzano e la temperatura cresce fino a 10 7 - 108 K. Tutto
il materiale si muove verso l’esterno in direzione del moto dello shock a una velocità un
po’ minore a quella dello shock stesso.
The Sedov phase
Con il passare del tempo l’espansione rallenta e il resto entra nella seconda fase, l’espansione
adiabatica. Nota anche come fase di Sedov-Taylor o blast wave.
La massa del materiale spazzato via ora è maggiore rispetto alla massa espulsa inizialmente, ma
l’energia che viene irradiata dal materiale nella shell è piccola rispetto alla sua energia cinetica. Quindi
l’efficienza dell’espansione è determinata unicamente dall’energia iniziale rilasciata dall’esplosione,
E0, e dalla densità dell’ISM, n.
Oltre all’onda shock si forma un reverse shock che si propaga in direzione opposta.
Espandendosi, il SNR spazza via ISM freddo e diventa più freddo all’aumentare della sua massa. La
massa viene accumulata in una shell poco dietro lo shock,
L’evoluzione della blast wave è stata descritta in modi differenti. La soluzione più semplice è quella di
Sedov-Taylor.
R = 14 × (E 0 / n)1/ 5 × t 2 / 5
Ts = 10 × (E 0 / n) × R
E0
-3 / 2
Vs = ( ) × R
pn
10
-3
Radiative phase e dissipation
Man mano che il materiale dietro la shell si raffredda, la quantità di energia irradiata aumenta.
Questo perché, quando le temperature scendono sotto i 2x105 K, alcuni elettroni si ricombinano
con gli ioni del carbone e dell’ossigeno e il gas è ora in grado di irradiare. Il resto si trova ora
nella fase radiativa.
Durante questa fase (105 yr) molta energia cinetica viene irradiata, il SNR si espande e si
raffredda e la velocità dello shock diminuisce. Il resto consiste in una shell densa e fredda con un
interno molto caldo.
Ts =1.0 ×1010 × (E 0 /n) × R-3
1/ 5
5 /7
rr=
=opossnn
oppp
r ==14
mmmmr
mmmm
= mmmm
4567
R
×r=(E
× t 2 /4
0 /n)
4
-9 / 7
0
rad
1
51
r = kkkk
t
æ E
ö
= 3,5 ×10 ç
÷
è 10 erg ø
v rad
1/17
æ
ö
E0
2 /17
= 230 × n1 ç 51
÷ km / s
è10 erg ø
×n
yr
Lo shock sparisce nel momento in cui la velocità di espansione diminuisce sotto la velocità del
suono, e il resto si estingue nel mezzo interstellare. Si ritiene che il resto sparisca dopo un tempo
del ordine di 106 yr .
Problemi
Questo modello è troppo semplice e trascura diversi
aspetti:
•
•
•
Il mezzo interstellare non ha densità costante.
Non è detto che la shell passi dalle fase di Sedov.
Se l’ISM è fortemente magnetizzato, cambia l’evoluzione
dinamica di un SNR e la loro forma.
Relazioni tra teoria evolutiva e
osservazioni
Young remnants: (Tycho, Kepler e CasA) si trovano nella fase di Sedov o in transizione
tra la fase 1 e 2 , tranne CasA che è uno dei pochi esempi di SNR nella fase di
espansione libera. In questa età le caratteristiche di un resto sono determinate
esclusivamente dalla natura della stella progenitrice e dall’esplosione. Il materiale
osservato è quello espulso, quindi una misura della massa e della composizione del resto
da informazioni sulla massa della stella esplosa e l’energia rilasciata. Lo spettro in X è
difficile da interpretare perché sono necessarie due temperature per fittare il continuo.
Una di queste è quella dell’ejecta, l’altra del ISM shockato. Entrambi questi materiali
sono shockati rispettivamente dal reverse shock e dall’onda shock e sono quindi in grado
di emettere in X.
Older remnants: (Puppis A, the Cignus Loop e IC 443) si trovano nella fase radiativa.
Questi resti appaiono come grandi shell radio con filamenti ottici e sono per lo più X-ray
sources. La morfologia X è a volte simile a quella radio a volte no. Un gas per mettere in X
deve avere una temperatura troppo alta per emettere anche in ottico. Quindi un resto che
emette sia in ottico che in X avrà diverse regioni a diverse temperature. Questi oggetti
sono difficili da osservare; diversi studi sono d’accordo nell’affermare che ci sono
insufficienti shell fredde nell’ISM rispetto a quelle stimate.
Emissioni a diverse lunghezze d’onda
Tradizionalmente l’analisi dei SNRs è condotta in X, radio e ottico.
Raggi X: sono emessi durante la I e II fase dal materiale caldo (T >10 6 K) che si trova
dietro allo shock. Sono generati da elettroni veloci che collidono con ioni positivi o
dalla ricombinazione elettrone-ione.
Ottico: le tipiche strutture filamentari, caratteristiche dei resti vecchi, vengono viste
durante la fase III. E’ dovuta alla presenza di materiale che si trova a temperature ~
104 K. È possibile che i filamenti ottici si formino anche prima, infatti quando i knot
dell’ejecta incontrano il reverse shock vengono eccitati e diventano visibili,
irragiando linee di emissione caratteristiche della loro composizione. Questi oxygenrich filaments posso essere visti per 100 o 1000 yr.
Radio: questa emissione avviene in prossimità dello shock e dal raffreddamento dei
filamenti. E’ una emissione di sincrotrone ed è quindi dovuta alla presenza di
elettroni molto energetici che si muovono in un campo magnetico. Lungo tutta la vita
di un SNR è osservabile l’emissione radio.
Quindi l’emissione ottica e X non è dovuta allo stesso materiale.
Resti che mostrano entrambe queste emissioni sono costituiti da
materiale di diverse temperature.
Il continuo gamma
Recentemente lo studio gamma (COS-B) è diventato uno strumento essenziale per la
comprensione dei processi di accelerazione dei resti di supernova.
Si ritiene che i raggi cosmici siano prodotti in due fasi:
•
•
Particelle a bassa energia (MeV) sono espulse da stelle giovani (OB).
Le particelle vengono accelerate dalle onde shock dell’esplosione di supernova.
La luminosità aumenta con l’evoluzione dei SNR, si registra un picco durante la fase di
Sedov e si mantiene costante fino a quando le particelle accelerate iniziano a scappare
via dal resto. I raggi cosmici vengono accelerati durante la fase di Sedov, sebbene
l’accelerazione durante l’espansione libera può essere significativa e influenzare la
dinamica del SNR. I raggi cosmici, per la maggior parte, sono rilasciati dal resto dopo la
fase radiativa.
Se ESN è l’energia rilasciata in una esplosione di supernova, è l’efficienza della
conversione di energia in raggi cosmici e D è la distanza, il flusso gamma è dato da:
G292.0+1.8
•
•
•
•
•
•
È uno di tre SNR della Via Lattea
conosciuto per avere tanto ossigeno.
Fu scoperto da Mills (1961) e identificato
come SNR sulla base del suo spettro non
termico da Milne (1969) e Shaver & Goss
(1970).
Recentemente lo studio in radio di
Gaensler & Wallace (2003) ha permesso
di stimare il diametro di 8’ e la distanza
6.20.9 kpc. Un diametro così piccolo
suggerisce che questo resto è giovane.
Ha indice spettrale radio ~ -0,37.
Non ha una struttura a shell ma il livello di
polarizzazione è basso.
Viene classificato come Crab-like
nonostante abbia alcune caratteristiche
che lo discostano da questo tipo di resto.
Caratteristiche X
•
•
Recentemente G292 è stato studiato da Chandra (Park
et al. 2002, 2007).
La distribuzione di questi elementi non è regolare indice
di una esplosione asimmetrica: il blu (Si e S) e il verde
(Mg) dominano nella zona in alto a destra, mentre il
giallo e l’arancione (O) nella zona in basso a sinistra.
Vicino al centro si trova una pulsar con periodo di pulsazione di 135ms. Si ritiene
sia nata al centro del resto e poi il rinculo dell’esplosione asimmetrica abbia
spostato la pulsar.
• Vicino alla pulsar si trova il “pulsar wind nebula”, una bolla magnetizzata di
particelle di alta energia.
• Si osserva anche una struttura luminosa che circonda il centro del resto. Si ritiene
che questa struttura si sia formata quando la stella, prima di morire, ha espulso la
materia dall’equatore tramite dei venti.
• Lo studio in X ha permesso di stimare la massa del progenitore di ~ 25 - 40 M .
•
Spettro X
Lo spettro è dominato dalle righe O,
Ne, Mg, Si e S.
Lo spettro è termico a differenza di
quello dei Crab-like che è di
sincrotrone.
Emissione ottica
Consiste in un gruppo di filamenti vicini al centro
della shell radio. (Goss et al 1979)
Gli ejecta non sono decelerati.
Dallo studio di [OIII] 5007 è stato ricavato il range
delle velocità radiali (Ghavamian et al. 2005): 1440 vrad 1700 km/s.
La distribuzione dei knot è asimmetrica: tutti quelli
che si trovano a nord del centro della shell radio
sono blu-shiftati quelli a sud sono anche red-shiftati.
Lo spettro mostra righe forti dall’O al Ne, e nessuna
riga dall’H, N o S. (Goss et al 1979). L’assenza di
elementi indica che lo strato più esterno del resto è
stato espulso prima dell’esplosione.
Misure
È stato misurato il moto proprio di 67 filamenti
attraverso lo studio della riga di emissione [O
III] 5007 Å. Per compiere questo lavoro sono
state utilizzate immagine prese dal 1986 al
2008 tutte provenienti dai telescopi di Cerro
Tololo Inter-American Observatory (CTIO). È
ragionevole ritenere che questi filamenti si
siano spostati con velocità costanti
dall’esplosione.
Come primo passaggio è stato misurato lo
spostamento di ogni filamento e poiché questi
hanno morfologia irregolare, rendendo quindi
difficile l’identificazione di un centro, e
possono cambiare forma nel tempo, è stato
utilizzato il metodo Two-dimensional
Correlations. Per ogni filamento è stato
individuato un rettangolo, tipicamente di
30x100 pixel, e poi è stato misurato lo
spostamento del rettangolo da un epoca i a un
epoca j lungo l’asse x (E-W) e lungo l’asse y
(N-S).
Misure e dati
Nel passaggio successivo sono state utilizzate le misure precedenti per trovare il moto proprio
(x y) per ogni filamento.
Se r0= (x0 , y0) è il centro dell’esplosione e l’età del resto, per un moto non accelerato un
filamento che si trova alla posizione r =(x, y) ci si aspetta che abbia questo moto proprio
( x , y ):
xa - x 0 )
(
mx =
t
ya - y 0 )
(
my =
t
Risultati
Questi dati sono consistenti con un modello di espansione libera ed è quindi possibile
stimare i valori r0 e .
R.A.(2000.0) = 11h 24 m 34.4 s
Dec.(2000.0) = -59°15|51"
t = 2990yr
Le misure del moto proprio indicano una distribuzione asimmetrica dei filamenti visibili in G292.
È stato trovato che lungo l’asse orientato N-S i filamenti si muovono più velocemente
rispetto all’asse E-O. Nel primo caso si stimano velocità -125 < x< 52 mas/yr, nel
secondo caso -125 < y < 82 mas/yr. Questi risultati probabilmente sono dovuti a una
esplosione asimmetrica.
Bibliografia
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Supernova Remnants (P. Reynolds)
Exploring the X-Ray universe (Philip A.Charles, Frederick D Seward)
Historical Supernovae and their Remnants (F. Richard Stephenson e
david A. Green)
Expanding Ejecta in the Oxygen-Rich Supernova remnant G292.0+1.8
Measurement through Proper Motions (P.Frank Winkler, karl Twelker,
Claudine N. Reith e Knox S. Long)
X-ray line emission from the supernova remnants G292.0+1.8 (D.H.
Clark, I.R. Touhy, R.H. Becker)
Supernovae, Supernova Remnants and Young Earth Creationism
FAQby (Dave Moore)
Very High Energy Gamma-Ray Astronomy (T.C. Weekes)
The Universe in Gamma Rays (Volker Schonfelder)
