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/cm3 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 107 - 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.

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. 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 >106 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 oxygen-rich 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 6.20.9 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 ):

Risultati Questi dati sono consistenti con un modello di espansione libera ed è quindi possibile stimare i valori r0 e . 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 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)