Supernova remanescente

Um remanescente de supernova é o material ejetado na explosão de uma estrela em supernova . Existem duas rotas possíveis que levam à criação de um remanescente:

uma estrela massiva que deixa de gerar energia por meio da fusão nuclear em seu núcleo e, eventualmente, entra em colapso sob sua própria gravidade . Falamos de uma supernova em colapso do núcleo , no centro da qual está um resíduo compacto ( estrela de nêutrons ou buraco negro ). Enquanto a estrela massiva tem mais de 8 massas solares , o resíduo compacto tem cerca de 1,5 massas solares;
uma anã branca que acumulou material suficiente ou colidiu com uma estrela vizinha para atingir a massa crítica que gera uma explosão termonuclear. Estamos falando de uma supernova termonuclear . No caso de haver acréscimo de matéria e não colisão, a estrela companheira pode sobreviver à explosão. A estrela em explosão, por outro lado, é totalmente destruída, não deixando nenhum resíduo compacto para trás.

Histórico

A primeira supernova observada desde a invenção do telescópio data de 1885, na galáxia de Andrômeda ( SN 1885A ). O estudo de restos de supernovas de tempo no entanto o início do XX ° século. Foi pela primeira vez em 1921 que Knut Lundmark mencionou o fato de que a " estrela convidada " observada pelos astrônomos chineses no ano de 1054 era provavelmente uma " nova " (na época, o termo supernova , e mais geralmente a natureza da nova e supernova fenômenos não são conhecidos). Em 1928, Edwin Hubble foi o primeiro a associar a Nebulosa do Caranguejo (M1) como produto da explosão observada em 1054, a partir da medição da expansão da nebulosa, compatível com uma idade de cerca de 900 anos. Esta é, no entanto, na segunda metade do XX ° século, juntamente com a compreensão do mecanismo de supernova eo desenvolvimento de radioastronomia , que desenvolve o estudo de restos de supernova. É assim que na década de 1950 pode ser identificado o brilho residual associado à supernova histórica SN 1572 , de Robert Hanbury Brown e Cyril Hazard, do Jodrell Bank Observatory . No final da década de 1950, várias fontes de rádio cuja contraparte óptica era conhecida (por exemplo, Modelo: LnobrIC 443 e Renda de cisne ) puderam ser identificadas como remanescentes de supernova.

Designação de remanescentes de supernova

Slash agora é sistematicamente catalogado com o símbolo SNR (para inglês: SuperNova Remnant ), seguido por suas coordenadas galácticas . Vários outros nomes são atribuídos a alguma barra, especialmente aqueles que são detectados antes de serem identificados como tal.

Tipos de barra

Slash é classificado em dois tipos principais, chamados de casca ou sólido. Os primeiros são significativamente mais numerosos do que os últimos, mas isso pode ser em parte o resultado de efeitos de seleção na busca de resíduos. Alguns remanentes têm propriedades de ambas as classes e são considerados compostos. Finalmente, outros resíduos não são facilmente categorizados porque possuem propriedades atípicas. Este é, por exemplo, o caso de SNR G069.0 + 02.7 (também denominado CTB 80) ou SNR G039.7-02.0 (en) (ou W50).

Cartuchos

O chamado pós-luminescência em concha tem uma zona de emissão mais ou menos circular localizada a uma certa distância do centro do pós-luminescência, que é mais escuro. Os remanescentes das três supernovas históricas SN 1604 , SN 1572 e SN 1006 são, por exemplo, neste caso. A barra mais antiga também tem essas características, mas é menos regular, como Swan Lace ou IC 443 . A crescente irregularidade da barra com o passar do tempo reflete parcialmente a heterogeneidade do meio interestelar em que se propagam. No campo das ondas de rádio, os remanescentes da casca exibem uma densidade de fluxo S que varia em lei de potência em função da freqüência ν, ou seja, de acordo com uma lei de tipo . O expoente α é chamado de índice espectral . Este índice espectral é da ordem de 0,5, e pode ser maior (0,6-0,8) para barra jovem. Esta emissão de rádio é polarizada e é o resultado da radiação síncrotron de partículas relativísticas movendo-se ao longo das linhas do campo magnético . Além dessa radiação síncrotron, certos remanescentes exibem emissão térmica na faixa do visível ou, mais freqüentemente, dos raios-X . Alguns remanescentes também apresentam uma emissão não térmica em X e / ou em gama, que (como no rádio) traça uma população de partículas energéticas. $S (\ nu) \ propto \ nu ^ {{- \ alpha}}$

Nebulosa de vento pulsar

A barra “sólida”, também chamada de “ nebulosa do vento pulsar ”, ou “tipo caranguejo” (para nebulosa Caranguejo ) apresenta uma emissão central mais marcada do que nas bordas. O exemplo mais conhecido dessa barra é a nebulosa do Caranguejo, mas apresenta alguns aspectos atípicos, portanto o termo “Tipo de caranguejo” não é recomendado porque pode haver confusão entre as características específicas desta nebulosa e as de outras nebulosas do vento pulsar. A interpretação da emissão central é a existência de um objeto compacto que continuamente injeta energia na matéria do remanescente. Um pulsar de fato gera um poderoso vento relativístico e magnetizado, que é uma fonte de radiação síncrotron em rádio e raios X. A densidade de fluxo desses remanentes é mais plana do que no caso de conchas, o índice espectral α sendo em geral da ordem de 0,1. Tal emissão é semelhante à encontrada nas regiões HII , exceto que a das regiões HII é de origem térmica, enquanto a desses remanentes é atérmica, por apresentar polarização significativa. Esses remanentes também podem apresentar uma emissão térmica, na ótica, proveniente do material ejetado. Mas, ao contrário da barra da casca, a interação do material ejetado com o ambiente circundante não é visível.

Compósitos

As chamadas barras compostas possuem características comuns aos dois tipos apresentados acima, com característica de emissão de barra sólida no centro com baixo índice espectral, e emissão mais intensa na borda exibindo maior índice espectral. Um exemplo de remanência composta é SNR G326.3-01.8 (MSH 15-56). Vela (XYZ) a barra cujo objeto central é o pulsar Vela (ou PSR B0833-45) também é classificada como uma barra composta.

População e característica

Entre 300 e 400 barras foram encontradas na Via Láctea , que é a ordem de magnitude esperada dada a taxa de formação, tempo de vida e efeitos de seleção que afetam sua detecção (acredita-se que haja provavelmente mil no total em toda a galáxia). Em 2002 , há 84% de barra de concha, 4% de nebulosa de vento pulsar e 12% de compostos. Essas razões de abundância são bastante diferentes das supernovas termonucleares em comparação com aquelas com colapso do núcleo, o que mostra que não é possível fazer uma assimilação simples entre os remanescentes nas conchas e os resultantes de eventos que deixam para trás um resíduo compacto. Uma das razões para a preeminência da barra de casca é provavelmente devido aos efeitos de seleção: é mais fácil identificar uma barra com uma estrutura de casca para aquelas com uma estrutura sólida, sendo esta última frequentemente difícil de distinguir das regiões HII. De forma esférica regular .

Em termos de ordem de magnitude, estudos de supernovas mostram que a energia comunicada a um remanescente é da ordem de 10 44 joules , para uma massa ejetada de uma massa solar . Isso resulta em uma velocidade de ejeção da ordem de 10.000 quilômetros por segundo .

Formação e evolução da barra

Slash se forma após a explosão de uma estrela supernova. A explosão não é necessariamente esférica, mas algumas luminescências mantêm uma forma extremamente regular por um longo tempo. A influência de uma fonte de energia interna (um pulsar central) pode afetar significativamente a forma e a evolução do pós-luminescência. Supondo a ausência de uma fonte central, existem essencialmente quatro fases na vida de um resíduo:

Fase I, expansão livre . O material ejetado pela explosão está a uma velocidade muito maior do que a velocidade de lançamento da estrela. Seu campo gravitacional é desprezível e a matéria ejetada não é afetada por ele. Assim, ele se propaga em velocidade constante, levando em seu caminho a matéria do meio interestelar . Esta fase dura enquanto a quantidade de material varrido é pequena em comparação com o material ejetado. O raio R do remanente aumenta em velocidade constante, seu valor é proporcional ao tempo:

R (t) \ propto t

, a constância da proporcionalidade sendo a velocidade da matéria ejetada, que é contada em milhares de quilômetros por segundo . A taxa de expansão do remanescente é o inverso de sua idade. Na verdade, a taxa de expansão, dá diretamente:

{\ dot R} / R

{\ frac {{\ dot R}} {R}} = {\ frac {v} {vt}} = {\ frac {1} {t}}

. A chegada do material ejetado no meio interestelar é responsável pela propagação de uma onda de choque para fora, bem como por uma onda de choque refletida refletida de volta para o centro quando o material ejetado começa a desacelerar (neste caso, falamos de choque reverso ou choque de retorno).

Fase II, expansão adiabática , conhecida como fase Sedov-Taylor . A massa do material arrastado pela explosão torna-se significativa, ainda maior do que o material ejetado. No entanto, a transferência de momento entre a matéria em movimento e a matéria interestelar inicialmente em repouso ocorre sem perda de energia , daí o termo adiabático . O raio do remanescente ainda aumenta com o tempo, mas as trocas de energia fazem com que esse crescimento desacelere com o tempo. Um cálculo simples (ver fase Sedov-Taylor ) fornece uma dependência:

R (t) \ propto t ^ {{\ frac {2} {5}}}

, com uma constante de proporcionalidade que depende apenas da energia liberada durante a explosão e da densidade do meio interestelar. Historicamente, essa fase foi estudada no contexto de explosões termonucleares atmosféricas. O inverso da taxa de expansão é neste tempo maior que a idade do residual, pois temos:

{\ frac {R} {{\ dot R}}} = {\ frac {Kt ^ {{\ frac {2} {5}}}} {{\ frac {2} {5}} Kt ^ {{- {\ frac {3} {5}}}}}} = {\ frac {5} {2}} t

Fase III, perdas radiativas . Desta vez, a energia residual é baixa e o choque entre o próprio residual e o meio interestelar causa perdas significativas de energia. A expansão da remanência é desacelerada, com uma lei de potência tendo um expoente menor que o fator 2/5 da fase Sedov-Taylor. A face frontal do corte é capturada pelas camadas mais internas, menos sujeitas a perdas de energia, formando uma distribuição de material de casca.
Fase IV, desaparecimento . A densidade residual torna-se da ordem do meio interestelar e a energia liberada pelas interações com o meio interestelar torna-se baixa para irradiar suficientemente. O remanescente perde sua identidade e desaparece. Isso acontece quando a taxa de expansão da barra cai abaixo de alguns quilômetros por segundo.

A transição entre a fase I e a fase II ocorre quando o volume varrido pelo remanescente corresponde a uma massa do meio interestelar da ordem da massa ejetada, ou seja, uma massa solar. Com uma densidade típica do meio interestelar da ordem de um átomo de hidrogênio por centímetro cúbico, ou seja, uma densidade de 1,6 × 10 -21 kg / m 3 , isso ocorre quando o remanescente atinge um raio de cerca de 0,7 × 10 17 metros , ou cerca de dez anos-luz . Com uma velocidade de expansão então igual à velocidade inicial de 10.000 km / s , isso corresponde a uma idade de alguns milhares de anos.

Demonstração

O volume varrido pelo suposto remanescente esférico de raio é: $R (t)$

V = {\ frac {4 \ pi R ^ {3} (t)} {3}}

Este volume corresponde a uma massa M em um meio de densidade μ se:

V = {\ frac {M} {\ mu}}

tanto quando:

R (t) = vt = \ left ({\ frac {3} {4 \ pi}} {\ frac {M} {\ mu}} \ right) ^ {{\ frac {1} {3}}}

. Com os dados digitais mencionados anteriormente, o aplicativo digital dá o resultado anunciado. É claro que isso é apenas uma ordem de magnitude, a densidade do meio interestelar sendo muito variável, dependendo da região da Galáxia considerada.

A própria fase Sedov Taylor dura muito mais, até algumas centenas de milhares de anos, dependendo das condições do ambiente circundante. Isso corresponde a um fator numérico próximo à duração da observabilidade de um remanescente, tornando-se difícil de observar quando sua energia se torna muito baixa. Com uma taxa de supernovas da ordem de dois por século em nossa galáxia, esperamos, portanto, um número de remanentes da ordem de alguns milhares, não necessariamente todos observáveis .

Estando o meio interestelar longe de ser homogêneo, os remanentes não são necessariamente esféricos: assim que entram na fase Sedov-Taylor, a velocidade de expansão de uma região do remanente está relacionada à densidade do meio interestelar deste. Lugar, colocar. Exemplos de barra não esférica são barra 3C 58 e a Nebulosa do Caranguejo - mas são nebulosas de vento pulsar, para as quais a evolução é mais complicada.

A fronteira entre o remanescente e o meio interestelar é chamada de descontinuidade de contato . Esta região está sujeita à chamada instabilidade “Rayleigh-Taylor” . Essa instabilidade gera turbulência na interface das duas regiões, ampliando o campo magnético ali presente. Este campo magnético causa uma emissão de rádio por radiação síncrotron . Esta é uma das razões pelas quais o pós-luminescência da casca exibe um máximo de luminosidade de rádio na fronteira entre o remanente e o meio interestelar, sendo a principal razão a aceleração das partículas na onda de choque. A situação oposta ocorre em barra total, porque a maior parte da emissão de energia não vem da borda da barra, mas do provável objeto central (a energia do pulsar do Caranguejo corresponde, por exemplo, a quase 100.000 brilho solar ). No campo dos raios X, a maior parte da emissão vem do plasma aquecido a temperaturas muito altas por ondas de choque.

Na ausência de uma fonte de energia central, a expansão da barra desacelera com o tempo: a velocidade de expansão permanece constante durante a fase I, então diminui durante a fase Sedov Taylor. Nesse caso, a idade do resíduo é sempre menor do que aquela deduzida tomando o inverso da taxa de expansão. Por outro lado, na presença de uma fonte central, a entrada de energia pode ser suficiente para acelerar a expansão da barra. Nesse caso, a barra pode ser mais jovem do que sugere sua taxa de expansão.

Detecção e observação

A maior parte da barra da supernova foi identificada pela primeira vez no domínio do rádio. A razão é que geralmente se localizam perto do plano galáctico , sede de uma absorção muito forte no domínio visível ou em comprimentos de onda mais curtos ( raios X entre outros). Vários efeitos de seleção tendem a distorcer a detecção de barra:

A barra de tamanho pequeno (porque jovem ou distante) pode ser muito pequena para ser detectada por leituras de rádio. Na prática, relativamente poucas barras são observadas cujo tamanho está abaixo de 5 minutos de arco , a maior parte da barra estando entre 10 e 30 minutos de arco.
Aqueles com baixo brilho de superfície são difíceis de distinguir do ruído de fundo do Galaxy. Outro efeito de seleção resulta da cobertura do céu das pesquisas no domínio do rádio: a maioria está restrita a baixas latitudes galácticas . Os remanescentes de supernovas distantes do plano galáctico (por estarem próximos, por exemplo) podem escapar da detecção. Observamos uma diminuição muito clara no número de remanentes cujo brilho da superfície está abaixo de 10 −21 W m −2 Hz −1 sr −1 , um brilho de 10 −20 W m −2 Hz −1 sr −1 sendo mais típico de a barra observada.

Também existem efeitos devido à distribuição das leituras. Existem, por exemplo, mais radiotelescópios grandes no hemisfério norte do que no hemisfério sul, então partes do plano galáctico localizadas em baixa declinação são menos bem observadas. Soma-se a isso o fato de que a emissão galáctica é menos intensa na direção oposta ao centro galáctico . O corte com baixo brilho de superfície é, portanto, mais fácil de detectar longe do centro galáctico do que em direção a ele. Provavelmente, todos os resplendores mais brilhantes foram descobertos. Estima-se que um brilho residual tão brilhante quanto a Nebulosa do Caranguejo seria detectado mesmo se estivesse do outro lado da Galáxia. No entanto, isso não significa que todas as barras jovens foram descobertas. SNR G327.6 + 14.6 , o brilho residual de SN 1006 é comparável em idade à Nebulosa do Caranguejo, mas muito menos brilhante. A sua detecção deve-se sobretudo à sua relativa proximidade ao sistema solar (da ordem dos 2 quilo parsecs ).

Remanescentes de supernovas também são comumente vistos em raios-X, com observatórios espaciais como Chandra , XMM-Newton ou Suzaku . Essas observações permitem analisar a composição do material ejetado e, portanto, estudar a nucleossíntese estelar .

Recentemente, remanescentes de supernovas também foram detectados em raios gama, com a descoberta do observatório HESS desde 2004. A próxima geração do observatório CTA tornará possível observar remanescentes de supernovas com energias de até 100 TeV. Essas observações permitem analisar a presença de partículas energéticas e, portanto, estudar a origem da radiação cósmica galáctica.

Medição de distância

Notas e referências

Notas

Em princípio, é a quantidade -α que corresponde ao índice espectral, mas sendo geralmente negativo, alguns autores definem o índice espectral para o sinal mais próximo para que seja positivo. O sinal do índice espectral geralmente fornece a convenção de sinal usada, esta convenção sendo sistematicamente especificada pelos autores na literatura científica de qualquer maneira.
A velocidade v de um objeto de massa M e energia cinética E é dada por: $v = {\ sqrt {{\ frac {2E} {M}}}}$ . Uma massa solar correspondente a 2 × 10 30 quilogramas , encontramos imediatamente a cifra de 10.000 km / s anunciada acima.

Referências

(em) Knut Lundmark , " Suspected New Stars Recorded in Old Chronicles and Between Recent Meridian Observations " , Publications of the Astronomical Society of the Pacific , n o 33,1921, p. 225-238 ( ler online ).
(em) Edwin Hubble , " Gold Novae Temporary Stars " , Astronomical Society of the Pacific Leaflets , Vol. 1, n o 14,1928, p. 55-58 ( ler online ).
(em) Robert Hanbury Brown e Cyril Hazard, " Radio-Frequency Radiation from Tycho Brahe's supernova (AD 1572) " , Nature , n o 170,1952, p. 364-365.

Fonte

(pt) Francis Richard Stephenson e David A. Green , supernovas históricas e seus remanescentes , Oxford , Oxford University Press ,2002, 252 p. ( ISBN 0198507666 ), páginas 34 a 44.