Supernova persistentă

O rămășiță de supernovă este materialul evacuat în explozia unei stele din supernova . Există două rute posibile care duc la crearea unei rămășițe:

o stea masivă care încetează să mai genereze energie prin fuziunea nucleară în nucleul său și, în cele din urmă, se prăbușește sub propria gravitație . Vorbim despre o supernovă care se prăbușește , în centrul căreia se află un reziduu compact ( stea de neutroni sau gaură neagră ). În timp ce steaua masivă are mai mult de 8 mase solare , reziduul compact este de aproximativ 1,5 mase solare;
o pitică albă care a acumulat suficient material dintr-o stea vecină sau care se ciocnește de ea pentru a atinge masa critică care generează o explozie termonucleară. Vorbim despre o supernovă termonucleară . În cazul în care există acumulare de materie și nu coliziune, steaua însoțitoare poate supraviețui exploziei. Steaua care explodează, pe de altă parte, este complet distrusă, lăsând în urmă niciun reziduu compact.

Istoric

Prima supernova observată de la invenția telescopului datează din 1885, în galaxia Andromeda ( SN 1885A ). Studiul resturilor supernovelor de timp , dar la începutul XX - lea secol. Este prima dată în 1921 că Knut Lundmark menționează faptul că „ steaua invitată ” observată de astronomii chinezi în anul 1054 este probabil o „ nova ” (la vremea respectivă, termenul de supernova și, mai general, natura nova și supernova fenomenele nu sunt cunoscute). În 1928, Edwin Hubble a fost primul care a asociat Nebuloasa Crabului (M1) ca produs al exploziei observate în 1054, pe baza măsurării expansiunii nebuloasei, compatibilă cu o vârstă de aproximativ 900 de ani. Aceasta este , totuși , în a doua jumătate a XX - lea secol, împreună cu înțelegerea mecanismului supernove și dezvoltarea de radioastronomie , care se dezvoltă studiul ramasite de supernove. Acesta este modul în care în anii 1950 poate fi identificată lumina ulterioară asociată cu supernova istorică SN 1572 , de Robert Hanbury Brown și Cyril Hazard de la Jodrell Bank Observatory . Spre sfârșitul anilor 1950, mai multe surse radio al căror omolog optic era cunoscut (de exemplu, modelul: LnobrIC 443 și Swan Lace ) ar putea fi astfel identificate ca remanente ale supernovelor.

Desemnarea remanenților supernova

Slash este acum catalogat sistematic cu simbolul SNR (pentru limba engleză: SuperNova Remnant ), urmat de coordonatele sale galactice . Alte nume sunt atribuite unor slash, în special celor care sunt detectate înainte de a fi identificate ca atare.

Tipuri de slash

Slash este clasificat în două tipuri principale, numite shell sau solid. Primele sunt considerate a fi semnificativ mai numeroase decât cele din urmă, dar acest lucru poate fi parțial rezultatul efectelor de selecție în căutarea reziduurilor. Unele remanente au proprietăți ale ambelor clase și se spune că sunt compozite. În cele din urmă, alte reziduuri nu sunt ușor clasificate, deoarece au proprietăți atipice. Acesta este de exemplu cazul SNR G069.0 + 02.7 (numit și CTB 80) sau SNR G039.7-02.0 (ro) (sau W50).

Cochilii

Așa-numita slash shell are o zonă de emisie mai mult sau mai puțin circulară situată la o anumită distanță de centrul liniei slash, care este mai întunecată. Remanențele celor trei supernove istorice SN 1604 , SN 1572 și SN 1006 sunt, de exemplu, în acest caz. Slash mai vechi are, de asemenea, aceste caracteristici, dar este mai puțin regulat, cum ar fi Swan Lace sau IC 443 . Irregularitatea crescândă a slash-ului pe măsură ce trece timpul reflectă parțial eterogenitatea mediului interstelar în care se propagă. În domeniul undelor radio, remanenții învelișului prezintă o densitate de flux S care variază în legea puterii în funcție de frecvența ν, adică conform unei legi de tip . Exponentul α se numește indicele spectral . Acest indice spectral este de ordinul 0,5 și poate fi mai mare (0,6-0,8) pentru slashul tânăr. Această emisie radio este polarizată și este rezultatul radiației sincrotrone a particulelor relativiste care se deplasează de-a lungul liniilor câmpului magnetic . În plus față de această radiație sincrotron, anumite remanents prezintă termic de emisie în spectrul vizibil sau mai frecvent , cea a razelor X . Unele remanente prezintă, de asemenea, o emisie non-termică în X și / sau în gama, care (ca și în radio) urmărește o populație de particule energetice. $S (\ nu) \ propto \ nu ^ {{- \ alpha}}$

Nebuloasa vântului pulsar

Slashul „solid”, numit și „ nebuloasă de vânt pulsar ” sau „tip Crab” (pentru nebuloasa Crab ) prezintă o emisie centrală mai marcată decât pe margini. Cel mai cunoscut exemplu al acestor slash este Nebuloasa Crab, dar prezintă unele aspecte atipice, deci termenul „tip Crab” nu este recomandat deoarece poate exista confuzie între caracteristicile specifice acestei nebuloase și cele ale altor nebuloase pulsarice. Interpretarea emisiei centrale este existența unui obiect compact care injectează continuu energie în materia remanentului. Un pulsar generează într-adevăr un vânt relativist și magnetizat puternic, care este o sursă de radiație sincrotronă în radio și raze X. Densitatea fluxului acestor remanenți este mai plată decât în cazul cochiliilor, indicele spectral α fiind în general de ordinul de 0,1. O astfel de emisie este similară cu cea găsită în regiunile HII , cu excepția faptului că cea a regiunilor HII este de origine termică, în timp ce cea a acestor remanenți este non-termică, deoarece prezintă o polarizare semnificativă. Aceste remanente pot prezenta, de asemenea, o emisie termică, în optică, provenită din ejectă. Dar, spre deosebire de slash-ul shell, interacțiunea ejectelor cu mediul înconjurător nu este vizibilă.

Compozite

Așa-numita bară compusă are caracteristici comune celor două tipuri prezentate mai sus, cu o caracteristică de emisie a bară solidă în centru cu un indice spectral scăzut și o emisie mai intensă la margine care prezintă un indice spectral mai mare. Un exemplu de remanență compozită este SNR G326.3-01.8 (MSH 15-56). Vela (XYZ) bară al cărei obiect central este pulsarul Vela (sau PSR B0833-45) este, de asemenea, clasificată ca bară compusă.

Populație și caracteristică

S-au găsit între 300 și 400 de remanenți în Calea Lactee , care este ordinea de mărime așteptată, având în vedere rata de formare, durata de viață și efectele de selecție care afectează detectarea lor (se crede că există probabil o mie în total în întreaga galaxie). În 2002 , există 84% slash shell, 4% nebuloză de vânt pulsar și 12% compozite. Aceste raporturi de abundență sunt destul de diferite de cele ale supernovelor termonucleare în comparație cu cele cu inima prăbușită, ceea ce arată că nu este posibil să se facă o simplă asimilare între resturile din cochilii și cele care rezultă din evenimentele care lasă în urma lor un reziduu compact. Unul dintre motivele pentru care preeminența slash-ului shell se datorează probabil efectelor de selecție: este mai ușor să identifice o slash cu o structură shell la cele cu o structură solidă, acestea din urmă fiind adesea dificil de distins de regiunile HII. De formă sferică regulată. .

În ceea ce privește ordinea de mărime, studiile asupra supernovei arată că energia comunicată unui remanent este de ordinul a 10 44 jouli , pentru o masă evacuată dintr-o masă solară . Aceasta face o viteză de ejectare de ordinul a 10.000 de kilometri pe secundă .

Formarea și evoluția slash-ului

Slash se formează în urma exploziei unei stele supernova. Explozia nu este neapărat sferică, dar unele lumini ulterioare păstrează o formă extrem de regulată mult timp. Influența unei surse interne de energie (un pulsar central) poate afecta în mod semnificativ forma și evoluția strălucirii. Presupunând absența unei surse centrale, există în esență patru faze în viața unui reziduu:

Faza I, expansiune gratuită . Materialul ejectat de explozie este ejectat la o viteză mult mai mare decât viteza de eliberare a stelei. Câmpul său gravitațional este neglijabil, iar materia ejectată nu este afectată de acesta. Se propagă astfel cu viteză constantă, purtând în calea sa materia mediului interstelar . Această fază durează atât timp cât cantitatea de material măturat este mică în comparație cu materialul evacuat. Raza R a remanentului crește la viteză constantă, valoarea sa este proporțională cu timpul:

R (t) \ propto t

, constanța proporționalității fiind viteza materialului expulzat, care este numărată în mii de kilometri pe secundă . Rata de expansiune a remanentului dă inversul vârstei sale. Într-adevăr, rata de expansiune dă direct:

{\ dot R} / R

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

. Sosirea ejectării în mediul interstelar este responsabilă pentru propagarea unei unde de șoc spre exterior, precum și pentru o undă de șoc reflectată care se reflectă înapoi în centru atunci când ejecta începe să se decelereze (în acest caz vorbim de șoc invers sau șoc de revenire).

Faza II, expansiune adiabatică , cunoscută sub numele de faza Sedov-Taylor . Masa materialului măturat de explozie devine semnificativă, chiar mai mare decât materialul evacuat. Cu toate acestea, transferul de impuls între materia în mișcare și materia interstelară inițial în repaus are loc fără pierderi de energie , de unde și termenul de adiabatic . Raza remanentului crește încă în timp, dar schimburile de energie determină decelerarea acestei creșteri în timp. Un calcul simplu (vezi faza Sedov-Taylor ) oferă o dependență:

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

, cu o constantă de proporționalitate care depinde doar de energia eliberată în timpul exploziei și de densitatea mediului interstelar. Din punct de vedere istoric, această fază a fost studiată în contextul exploziilor termonucleare atmosferice. Inversul ratei de expansiune este de data aceasta mai mare decât vârsta rezidualului, deoarece avem:

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

Faza III, pierderi radiative . De această dată, energia luminoasei de apoi este scăzută, iar șocul dintre lumina de după sine și mediul interstelar provoacă pierderi semnificative de energie. Extinderea remanenței este astfel încetinită, cu o lege a puterii având un exponent mai mic decât factorul 2/5 al fazei Sedov-Taylor. Fața frontală a barei este prinsă de straturile mai interne, mai puțin supuse pierderilor de energie, formând o distribuție a materialului învelișului.
Faza IV, dispariție . Densitatea reziduală devine de ordinul celei mediului interstelar și energia eliberată de interacțiunile cu mediul interstelar devine scăzută pentru a radia suficient. Rămășița își pierde identitatea și dispare. Acest lucru se întâmplă atunci când rata de expansiune slash scade sub câțiva kilometri pe secundă.

Tranziția dintre faza I și faza II are loc atunci când volumul măturat de remanent corespunde unei mase de mediu interstelar de ordinul masei evacuate, adică o masă solară. Cu o densitate tipică a mediului interstelar de ordinul unui atom de hidrogen pe centimetru cub, adică cu o densitate de 1,6 × 10 -21 kg / m 3 , aceasta apare atunci când remanenta atinge o rază de aproximativ 0,7 × 10 17 metri sau vreo zece ani lumină . Cu o viteză de expansiune egală cu viteza inițială de 10.000 km / s , aceasta corespunde unei vârste de câteva mii de ani.

Demonstrație

Volumul măturat de presupusa remanentă sferică a razei este: $R (t)$

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

Acest volum corespunde unei mase M într-un mediu de densitate μ dacă:

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

fie când:

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

. Cu datele digitale menționate anterior, aplicația digitală dă rezultatul anunțat. Acesta este, desigur, doar un ordin de mărime, densitatea mediului interstelar fiind foarte variabilă în funcție de regiunea galaxiei luate în considerare.

Faza Sedov Taylor în sine durează mult mai mult, până la câteva sute de mii de ani, în funcție de condițiile mediului înconjurător. Acesta corespunde unui factor numeric apropiat de durata de observabilitate a unui remanent, acestea devenind dificil de observat atunci când energia lor devine prea mică. Cu o rată de supernove de ordinul a două pe secol în galaxia noastră, ne așteptăm, așadar, la un număr de remanente de ordinul câtorva mii, nu neapărat toate observabile .

Mediul interstelar fiind departe de a fi omogen, remanenții nu au neapărat o formă sferică: imediat ce intră în faza Sedov-Taylor, viteza de expansiune a unei regiuni a remanentului este legată de densitatea mediului interstelar al acestei loc. Exemple de slash non-sferic sunt slash 3C 58 și Nebuloasa Crab - dar sunt nebuloase de vânt pulsar, pentru care evoluția este mai complicată.

Granița dintre mediul remanent și cel interstelar se numește discontinuitate de contact . Această regiune este supusă așa-numitei instabilități „Rayleigh-Taylor” . Această instabilitate generează turbulențe la interfața celor două regiuni, amplificând câmpul magnetic prezent acolo. Acest câmp magnetic determină o emisie radio prin radiația sincrotronului . Acesta este unul dintre motivele pentru care strălucirea ulterioară a coajei prezintă o lumină radio maximă la granița dintre mediul remanent și cel interstelar, motivul principal fiind accelerarea particulelor la unda de șoc. Situația opusă apare în linie completă, deoarece cea mai mare parte a emisiilor de energie nu provine de la limita liniei, ci de obiectul probabil probabil (energia pulsarului Crab corespunde, de exemplu, la aproape 100.000 de luminozitate solară ). În domeniul razelor X, cea mai mare parte a emisiilor provine din plasma încălzită la temperaturi foarte ridicate de unde de șoc.

În absența unei surse centrale de energie, extinderea barei decelerează în timp: rata de expansiune rămâne constantă în timpul fazei I, apoi scade în timpul fazei Sedov Taylor. În acest caz, vârsta reziduală este întotdeauna mai mică decât cea dedusă prin luarea inversă a ratei de expansiune. Pe de altă parte, în prezența unei surse centrale, aportul de energie poate fi suficient pentru a accelera expansiunea barei. În acest caz, slash-ul poate fi mai mic decât sugerează rata sa de expansiune.

Detectare și observare

Cea mai mare parte a liniei supernova a fost identificată pentru prima dată în domeniul radio. Motivul este că acestea sunt în general situate în apropierea planului galactic , sediul unei absorbții foarte puternice în domeniul vizibil sau la o lungime de undă mai mică ( raze X, printre altele). Mai multe efecte de selecție tind să influențeze detectarea barei:

Slash de dimensiuni mici (deoarece este tânăr sau îndepărtat) poate fi prea mic pentru a fi detectat de citirile radio. În practică, se observă relativ puține linii oblice a căror dimensiune este sub 5 minute de arc , cea mai mare parte a liniei oblice fiind între 10 și 30 de minute de arc.
Cei cu luminozitate redusă a suprafeței sunt dificil de distins de zgomotul de fundal al galaxiei. Un alt efect de selecție rezultă din acoperirea cerului a sondajelor în domeniul radio: majoritatea sunt limitate la latitudini galactice scăzute . Remanentele din supernove îndepărtate de planul galactic (deoarece sunt aproape, de exemplu) pot scăpa astfel de detectare. Observăm o scădere foarte clară a numărului de remanenți a căror strălucire a suprafeței este sub 10 −21 W m −2 Hz −1 sr −1 , o luminozitate de 10 −20 W m −2 Hz −1 sr −1 fiind mai tipică pentru slash-ul observat.

Există, de asemenea, efecte datorate distribuției citirilor. Există, de exemplu, mai multe radiotelescoape mari în emisfera nordică decât în emisfera sudică, astfel încât părți ale planului galactic localizate la declinare mică sunt mai puțin observate. La aceasta se adaugă faptul că emisia galactică este mai puțin intensă în direcția îndepărtată de centrul galactic . Slash cu luminozitate redusă a suprafeței este astfel mai ușor de detectat departe de centrul galactic decât spre acesta. Probabil că toate cele mai strălucitoare străluciri au fost descoperite. Se estimează că o luminozitate la fel de strălucitoare ca Nebuloasa Crabului ar fi detectată chiar dacă ar fi de cealaltă parte a Galaxy. Cu toate acestea, acest lucru nu înseamnă că au fost descoperite toate slash-urile tinere. SNR G327.6 + 14.6 , lumina de după SN 1006 este comparabilă ca vârstă cu Nebuloasa Crabului, dar mult mai puțin strălucitoare. Detectarea sa se datorează mai ales apropierii sale relative de sistemul solar (de ordinul a 2 kg parsec ).

Remanentele supernova sunt, de asemenea, observate în mod obișnuit în raze X, cu observatoare spațiale precum Chandra , XMM-Newton sau Suzaku . Aceste observații fac posibilă analiza compoziției ejectelor și, prin urmare, studierea nucleosintezei stelare .

Recent, remanenții supernovai au fost, de asemenea, detectabili în raze gamma, odată cu descoperirea observatorului HESS din 2004. Observatorul CTA de următoarea generație va face posibilă observarea rămășițelor supernovelor la energii de până la peste 100 TeV. Aceste observații fac posibilă analiza prezenței particulelor energetice și, prin urmare, studierea originii radiației cosmice galactice.

Măsurarea distanței

Note și referințe

Note

În principiu, cantitatea -α corespunde indicelui spectral, dar aceasta fiind în general negativă, unii autori definesc indicele spectral la cel mai apropiat semn astfel încât să fie pozitiv. Semnul indicelui spectral dă în general convenția semnelor utilizate, această convenție fiind oricum specificată sistematic de către autori în literatura științifică.
Viteza v a unui obiect cu masa M și energie cinetică E este dată de: $v = {\ sqrt {{\ frac {2E} {M}}}}$ . O masă solară corespunzătoare a 2 × 10 30 kilograme , găsim imediat cifra de 10.000 km / s anunțată mai sus.

Referințe

(în) Knut Lundmark , „ Stele noi suspectate înregistrate în vechile cronici și printre observațiile recente ale meridianelor ” , publicațiile Societății astronomice din Pacific , nr . 33,1921, p. 225-238 ( citiți online ).
(în) Edwin Hubble , „ Gold Novae Temporary Stars ” , Societatea astronomică a pliantelor din Pacific , vol. 1, nr . 14,1928, p. 55-58 ( citiți online ).
(în) Robert Hanbury Brown și Cyril Hazard, „ Radiații cu frecvență radio de la supernova lui Tycho Brahe (AD 1572) ” , Nature , n o 170,1952, p. 364-365.

Sursă

(ro) Francis Richard Stephenson și David A. Green , Supernove istorice și rămășițele lor , Oxford , Oxford University Press ,2002, 252 p. ( ISBN 0198507666 ), paginile 34-44.