NHXMRoma 12 / 11 / 09 L’EMISSIONE X DA RESTI DI SUPERNOVA (SNRs) Rino Bandiera – INAF – Oss. Astrof. Di Arcetri NELLA PROSPETTIVA DI NHXM COSA OSSERVARE ?  COSA RISOLVERE ? NUMERO DI SORGENTI PROCESSI FISICI INVESTIGATI

NHXMRoma 12 / 11 / 09 Shell-type SNRs Shock non-relativistici In SNRs giovani reverse shock nel materiale dell’ esplosione (ejecta) Riscaldamento (raggi X soffici) Accelerazione di particelle Ioni  raggi cosmici (CRs) Elettroni  sincrotrone Pulsar Wind Nebulae (in presenza di pulsar centrale) Vento MHD ultrarelativistico Rallentato da mezzo esterno (SNR) Shock di terminazione Nella regione post-shock elettroni accelerati + campo magnetico amplificato (sincrotrone)

NHXMRoma 12 / 11 / 09 RAGGI X DURI  SNRs GIOVANI Shock veloce | Pulsar energetica SN 1006 Cas A Crab Nebula

NHXMRoma 12 / 11 / 09 SN 1006 Età 1000 yr Diametro = 30’ = 19 pc Distanza = 2.2 kpc LABORATORIO PROCESSI DI ACCELERAZIONE Cassam.Chenai et al Koyama et al. 1995

NHXMRoma 12 / 11 / 09 ACCELERAZIONE IN SHOCKS Accelerazione “diffusiva” di particelle in shocks (1 st order Fermi) –Flussi convergenti (upstream – downstream) –Ritorno upstream (processi diffusivi) “SUPERNOVA PARADIGM” –CRs Galattici da SNRs  10% dell’energia cinetica convertita in CRs (elettroni dinamicamente non importanti ma essenziali per la diagnostica) Meccanismi di accelerazione molto efficienti

NHXMRoma 12 / 11 / 09 SHOCK MODIFICATI Feedback dinamico su struttura dello shock Problema intrinsecamente complesso –Non lineare / Regime cinetico –Accelerazione  Streaming instabilities  Amplificazione campo magnetico upstream  Modificazione regime diffusivo  effetti sull’accelerazione (e.g. Caprioli et al. 2009) Drury &Voelk 1981

NHXMRoma 12 / 11 / 09 STRUMENTI DIAGNOSTICI Spessore limbs (inferiore in X) se dovuto a lifetime sincrotrone stima di B (150  G, Voelk et al ) Distanza forward / reverse shock minore se parte di energia in CRs Per SN 1006, misure del rapporto forward shock / contact discontinuity. (Cassam-Chenai et al. 2008, Miceli et al. 2009) Radio0.5 – 0.8 keV1.2 – 2 keV (Long et al. 2003) Risultati “model dependent”

NHXMRoma 12 / 11 / 09 Emissività di sincrotrone degenerazione tra B ed E e nella regione power-law Energia massima da bilancio guadagni / perdite Tempo scala per accelerazione diffusiva Se accelerazione bilanciata da perdite di sincrotrone pure il taglio spettrale è indipendente da B DEGENERAZIONE B vs E e

NHXMRoma 12 / 11 / 09 In SN 1006 cospicue variazioni in cutoff Implicazioni: -  varia - regime non dominato da sincrotrone (stime più basse per B ) Rothenflug et al. 2004

NHXMRoma 12 / 11 / 09 Forma del cutoff dipende dai processi fisici: –Synchrotron-limited + Bohm diffusion: –Age-limited + Bohm diffusion: Importanza di un’estensione spettrale: Confronto fra il caso age-limited e quello synchrotron-limited Spettri fino a circa 30 keV, sui limb brillanti lg E ph lg F 1-5 keV lg E ph lg F 1-30 keV

NHXMRoma 12 / 11 / 09 POLARIZZAZIONE Misurata in radio. Media 13%, picchi del 30%. Correzione per misura di rotazione. Campo magnetico radiale  Origine dei campi magnetici radiali, osservati nei SNRs giovani? Raggi X (zona di accelerazione) –Informazione più “pulita” che in radio –Sempre radiale? –Percentuale polarizzazione? Se integrato lungo il limb, limite  20% Reynolds & Gilmore 2003

NHXMRoma 12 / 11 / 09 Cas A Età 330 yr Diametro = 5’ = 5 pc Distanza = 3.4 kpc Hwang et al. 2004(BeppoSAX) Vink & Laming 2003 Brillante e compatto. Osservabile su tutta la banda.

NHXMRoma 12 / 11 / 09 BREMSSTRAHLUNG NON TERMICO Interessante! Permetterebbe misure dirette degli elettroni sopratermici (problema dell’iniezione) X non termici in genere dominati da sincrotrone Stima per Cas A (Vink 2008) Coulomb losses (n e t) N-T bremsstrahlung rilevante >100 keV ? FORSE RIVELABILE n e t = 0,2.E9,2.E10,2.E11,2.E12 B=300  G

NHXMRoma 12 / 11 / 09 DECADIMENTO 44 Ti Nelle SNe generati vari elementi radioattivi 44 Ti caratterizzato da interessante tempo di decadimento (85 yr) Catena decadimento: 44 Ti  44 Sc  44 Ca Righe diseccitazione 44 Sc: 67.9 e 78.4 keV

NHXMRoma 12 / 11 / 09 Flusso totale (67.9 e 78.4 keV) con BeppoSAX 1.5  1.0 x M ⊙ (Vink et al. 2001). Conferma da INTEGRAL In genere abbondanze minori da modelli (e.g. Woosley & Weaver 1995, Limongi & Chieffi 2003) Richieste asimmetrie nell’esplosione Simulazione per Simbol-X (Renaud et al. 2008) Test diretto di modelli con asimmetrie Righe risolte per vari modelli 100 ks

NHXMRoma 12 / 11 / 09 ALTRI CANDIDATI GIOVANI E VICINI Tycho Kepler GIOVANISSIMI SN 1987A G , età  100 yr (Reynolds et al. 2008)

NHXMRoma 12 / 11 / 09 Crab Nebula Età 950 yr Diametro X = 2’ = 1 pc Distanza = 2 kpc Spettro integrato X segue bene legge di potenza (phot.index = 2.05) Molto brillante in raggi X

NHXMRoma 12 / 11 / 09 MODELLISTICA A SIMMETRIA SFERICA (Kennel e Coroniti 1984) MOD. NUMERICI RMHD IN 2 DIMENSIONI (e.g. Del Zanna et al. 2006)

NHXMRoma 12 / 11 / 09 Modelli come strumento diagnostico Ad es. vincoli sulla magnetizzazione del vento e sulla sua dipendenza dalla latitudine (Del Zanna et al. 2006)

NHXMRoma 12 / 11 / 09 Mappe in X duri SCANSIONI 1-D + MAX. ENTROPY METHOD MAPPE DI NHXM POTRANNO VINCOLARE MOLTO MEGLIO I MODELLI Pelling et al. 1987

NHXMRoma 12 / 11 / 09 POLARIZZAZIONE Polarizzazione in ottico Modelli CAMPO TOROIDALE Hickson & van den Bergh % nelle zone centrali Max 60% in zona confinata Massimo consentito per sincrotrone  70% Bucciantini et al. 2005

NHXMRoma 12 / 11 / 09 CAMPO TURBOLENTO ? 100% ORDINATO NEI MODELLI MHD 2-D MA AGGIUNTA COMPONENTE TURBOLENTA PER EVITARE L’EFFETTO “LIP-SHAPING”? Shibata et al. 2003

NHXMRoma 12 / 11 / 09 POLARIZZAZIONE Una componente turbulenta del campo magnetico influenzerebbe la percentuale massima di polarizzazione. Stimati valori massimi  40% (Nakamura & Shibata 2007) Mappe di polarizzazione con NHXM potrebbero risolvere questo problema Oltre a Crab poche altre PWNe misurabili. Forse Vela mappabile grossolanamente.

NHXMRoma 12 / 11 / 09 RICAPITOLANDO Importante contributo di NHXM alla comprensione di vari fenomeni fisici Cosa limita l’energia degli elettroni accelerati? Campi ordinati nella regione di accelerazione? Possibile studio di bremsstrahlung non termica? Asimmetria della SN da mappatura di 44 Ti PWNe: Studio dell’evoluzione di dimensioni e morfologia andando da X soffici a X più duri Mappe di polarizzazione. Frazione di B turbolento?