Un remanente de supernova ( SNR ) es la estructura resultante de la explosión de una estrella en una supernova . El remanente de supernova está rodeado por una onda de choque en expansión y consiste en material expulsado que se expande por la explosión, y el material interestelar que barre y choca en el camino.
Hay dos rutas comunes hacia una supernova : o una estrella masiva puede quedarse sin combustible, dejando de generar energía de fusión en su núcleo y colapsando hacia adentro bajo la fuerza de su propia gravedad para formar una estrella de neutrones o un agujero negro ; o una estrella enana blanca puede acumular material de una estrella compañera hasta que alcanza una masa crítica y sufre una explosión termonuclear.
En cualquier caso, la explosión de supernova resultante expulsa gran parte o todo el material estelar con velocidades de hasta el 10% de la velocidad de la luz (o aproximadamente 30.000 km / s). Estas velocidades son muy supersónicas , por lo que se forma una fuerte onda de choque antes de la eyección. Eso calienta el plasma aguas arriba a temperaturas muy por encima de millones de K. El choque se ralentiza continuamente con el tiempo a medida que barre el medio ambiente, pero puede expandirse durante cientos o miles de años y más de decenas de parsecs antes de que su velocidad caiga por debajo de la velocidad del sonido local.
Uno de los remanentes de supernovas jóvenes mejor observados fue formado por SN 1987A , una supernova en la Gran Nube de Magallanes que se observó en febrero de 1987. Otros remanentes de supernovas bien conocidos incluyen la Nebulosa del Cangrejo ; Tycho, el remanente de SN 1572 , que lleva el nombre de Tycho Brahe, quien registró el brillo de su explosión original; y Kepler, el remanente de SN 1604 , llamado así por Johannes Kepler . El remanente más joven conocido en nuestra galaxia es G1.9 + 0.3 , descubierto en el centro galáctico. [1]
Etapas
Una SNR pasa por las siguientes etapas a medida que se expande: [2]
- Expansión libre de las eyecciones, hasta que barren su propio peso en medio circunestelar o interestelar . Esto puede durar decenas a algunos cientos de años, dependiendo de la densidad del gas circundante.
- Barrido de una capa de gas circunestelar e interestelar conmocionado. Esto comienza la fase de Sedov-Taylor, que puede modelarse bien mediante una solución analítica auto-similar (ver onda expansiva ). La fuerte emisión de rayos X rastrea las fuertes ondas de choque y el gas caliente.
- Enfriamiento de la capa, para formar una capa delgada (<1 pc ), densa (1-100 millones de átomos por metro cúbico) que rodea el interior caliente (unos pocos millones de kelvin). Esta es la fase de quitanieves impulsada por presión. La capa se puede ver claramente en la emisión óptica de la recombinación de átomos de hidrógeno ionizado y oxígeno ionizado .
- Refrigeración del interior. La densa cáscara continúa expandiéndose a partir de su propio impulso. Esta etapa se ve mejor en la emisión de radio de los átomos de hidrógeno neutros.
- Fusionándose con el medio interestelar circundante. Cuando el remanente de supernova se desacelera a la velocidad de las velocidades aleatorias en el medio circundante, después de aproximadamente 30.000 años, se fusionará con el flujo turbulento general, contribuyendo con su energía cinética restante a la turbulencia.
Tipos de remanente de supernova
Hay tres tipos de remanentes de supernova:
- Concha, como Cassiopeia A
- Compuesto, en el que una capa contiene una nebulosa de viento púlsar central , como G11.2-0.3 o G21.5-0.9.
- Restos de morfología mixta (también llamados "compuestos térmicos"), en los que se ve la emisión de rayos X térmicos centrales, encerrados por una carcasa de radio. Los rayos X térmicos provienen principalmente de material interestelar barrido, en lugar de eyecciones de supernova. Los ejemplos de esta clase incluyen los SNR W28 y W44. (Confusamente, W44 contiene además un púlsar y una nebulosa de viento púlsar; por lo que es simultáneamente un compuesto "clásico" y un compuesto térmico).
Los remanentes que solo podrían ser creados por energías de eyección significativamente más altas que una supernova estándar se denominan remanentes de hipernova , después de la explosión de hipernova de alta energía que se supone que los creó. [3]
Origen de los rayos cósmicos
Los remanentes de supernova se consideran la principal fuente de rayos cósmicos galácticos . [4] [5] [6] La conexión entre los rayos cósmicos y las supernovas fue sugerida por primera vez por Walter Baade y Fritz Zwicky en 1934. Vitaly Ginzburg y Sergei Syrovatskii en 1964 comentaron que si la eficiencia de la aceleración de los rayos cósmicos en los remanentes de supernovas es de aproximadamente 10 por ciento, se compensan las pérdidas de rayos cósmicos de la Vía Láctea. Esta hipótesis está respaldada por un mecanismo específico llamado "aceleración de ondas de choque" basado en las ideas de Enrico Fermi , que aún se encuentra en desarrollo. [ cita requerida ]
De hecho, Enrico Fermi propuso en 1949 un modelo para la aceleración de los rayos cósmicos mediante colisiones de partículas con nubes magnéticas en el medio interestelar . [7] Este proceso, conocido como el " mecanismo de Fermi de segundo orden ", aumenta la energía de las partículas durante las colisiones frontales, lo que resulta en una ganancia constante de energía. Un modelo posterior para producir Fermi Acceleration fue generado por un poderoso frente de choque que se movía a través del espacio. Las partículas que cruzan repetidamente el frente del choque pueden obtener aumentos significativos de energía. Esto se conoció como el "Mecanismo de Fermi de primer orden". [8]
Los remanentes de supernova pueden proporcionar los frentes de choque energético necesarios para generar rayos cósmicos de energía ultra alta. La observación del remanente de SN 1006 en los rayos X ha mostrado una emisión de sincrotrón consistente con que es una fuente de rayos cósmicos. [4] Sin embargo, para energías superiores a aproximadamente 10 18 eV se requiere un mecanismo diferente ya que los remanentes de supernova no pueden proporcionar suficiente energía. [8]
Todavía no está claro si los remanentes de supernova aceleran los rayos cósmicos hasta energías de PeV. El futuro CTA del telescopio ayudará a responder a esta pregunta.
Ver también
- Lista de restos de supernova
- Burbuja local
- Remanente de Nova
- Nebulosa planetaria
- Superburbuja
Referencias
- ^ Descubrimiento de la supernova más reciente en nuestra galaxia el 14 de mayo de 2008
- ^ Reynolds, Stephen P. (2008). "Restos de supernova a alta energía". Revista anual de astronomía y astrofísica . 46 (46): 89-126. Código bibliográfico : 2008ARA & A..46 ... 89R . doi : 10.1146 / annurev.astro.46.060407.145237 .
- ^ Lai, Shih-Ping; Chu, You-Hua; Chen, C.‐H. Rosie; Ciardullo, Robin; Grebel, Eva K. (2001). "Un examen crítico de los candidatos del remanente de hipernova en M101. I. MF 83". El diario astrofísico . 547 (2): 754–764. arXiv : astro-ph / 0009238 . Código bibliográfico : 2001ApJ ... 547..754L . doi : 10.1086 / 318420 . S2CID 14620463 .
- ^ a b K. Koyama; R. Petre; EV Gotthelf; U. Hwang; et al. (1995). "Evidencia de aceleración de choque de electrones de alta energía en el remanente de supernova SN1006" . Naturaleza . 378 (6554): 255–258. Código bibliográfico : 1995Natur.378..255K . doi : 10.1038 / 378255a0 . S2CID 4257238 .
- ^ "La supernova produce rayos cósmicos" . BBC News . 4 de noviembre de 2004 . Consultado el 28 de noviembre de 2006 .
- ^ "SNR y aceleración de rayos cósmicos" . Centro de vuelo espacial Goddard de la NASA. Archivado desde el original el 21 de febrero de 1999 . Consultado el 8 de febrero de 2007 .
- ^ E. Fermi (1949). "Sobre el origen de la radiación cósmica". Revisión física . 75 (8): 1169-1174. Código Bibliográfico : 1949PhRv ... 75.1169F . doi : 10.1103 / PhysRev.75.1169 .
- ^ a b "Rayos cósmicos de energía ultra alta" . Universidad de Utah . Consultado el 10 de agosto de 2006 .
enlaces externos
- Lista de todas las supernovas galácticas y extragalácticas conocidas en el catálogo abierto de supernovas (todavía no son restos de supernovas)
- Catálogo Galáctico SNR (DA Green, Universidad de Cambridge)
- Observaciones de Chandra de restos de supernovas: catálogo , álbum de fotos , selecciones seleccionadas
- Imágenes 2MASS de restos de supernova
- NASA: Introducción a los restos de supernovas
- Imagine de la NASA: Remanentes de supernova
- Más allá de una supernova en UniverseToday.com
- Remanente de supernova en arxiv.org
- Restos de supernova , SEDS