Remanente de supernova

Remanente SN 1054 (remanente SN 1054)Crab Nebula).

Un remanente de supernova (SNR) es la estructura resultante de la explosión de una estrella en una supernova. El remanente de supernova está delimitado 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 sacude en el camino.

Hay dos rutas comunes hacia una supernova: una estrella masiva puede quedarse sin combustible, dejar de generar energía de fusión en su núcleo y colapsar 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 la totalidad del material estelar a velocidades de hasta un 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 delante de la eyección. Eso calienta el plasma corriente arriba a temperaturas muy por encima de millones de K. El choque se ralentiza continuamente con el tiempo a medida que barre el medio ambiental, pero puede expandirse durante cientos o miles de años y decenas de parsecs antes de que su velocidad caiga por debajo de la Velocidad del sonido local.

Uno de los remanentes de supernova 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 supernova bien conocidos incluyen la Nebulosa del Cangrejo; Tycho, el remanente de SN 1572, llamado así por 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.

Etapas

Una SNR pasa por las siguientes etapas a medida que se expande:

1. Expansión gratuita del eyecta, hasta que barren su propio peso en medio circumstellar o interestelar. Esto puede durar decenas a unos pocos cientos de años dependiendo de la densidad del gas circundante.
2. Sweeping up of a shell of shocked circumstellar and interstellar gas. Esto comienza la fase Sedov-Taylor, que puede ser bien modelada por una solución analítica auto-similar (ver onda de explosión). Las fuertes emisiones de rayos X rastrean las fuertes ondas de choque y el gas caliente impactado.
3. Enfriamiento de la cáscara, para formar una cáscara delgada (1 pc), densa (1 a 100 millones de átomos por metro cúbico) que rodea el interior caliente (few million kelvin). Esta es la fase de nieve impulsada por la presión. La cáscara se puede ver claramente en emisiones ópticas de hidrógeno ionizado recombinante y átomos de oxígeno ionizado.
4. Enfriamiento del interior. La densa cáscara sigue expandiéndose de su propio impulso. Esta etapa es mejor vista en la emisión de radio de átomos de hidrógeno neutros.
5. Mergándose con el medio interestelar circundante. Cuando el remanente supernova se ralentiza a la velocidad de las velocidades aleatorias en el medio circundante, después de aproximadamente 30.000 años, se fusionará en el flujo turbulento general, contribuyendo su energía cinética restante a la turbulencia.

Supernova restos de eyecta produciendo material de formación planetaria

Tipos de remanente de supernova

Hay tres tipos de remanentes de supernova:

• Como Shell, como Cassiopeia A
• Compuesta, en la que una concha contiene una nebulosa de viento pulsar central, como G11.2-0.3 o G21.5-0.9.
• Remanentes de morfología mixta (también denominados "compuesta térmica"), en los que se observa la emisión central de rayos X térmicos, encerrada por una cáscara de radio. Las radiografías térmicas son principalmente de material interestelar barrido, en lugar de supernova eyecta. Ejemplos de esta clase incluyen los SNRs W28 y W44. (Confusamente, W44 también contiene una nebulosa de viento pulsar y pulsar; por lo que es simultáneamente un compuesto "clásico" y un compuesto térmico.)

Remanentes de Supernova

HBH 3 (Telescopio Espacial Spitzer; 2 de agosto de 2018)

G54.1+0.3 (16 de noviembre de 2018)

Los remanentes que solo podrían ser creados por energías de eyección significativamente más altas que una supernova estándar se denominan remanentes de hipernova, por la explosión de hipernova de alta energía que se supone que los creó.

Origen de los rayos cósmicos

Los restos de supernova se consideran la principal fuente de rayos cósmicos galácticos. 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 rayos cósmicos en los restos de supernova es de alrededor del 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 está en desarrollo.

En 1949, Fermi propuso un modelo para la aceleración de los rayos cósmicos a través de colisiones de partículas con nubes magnéticas en el medio interestelar. 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 amortiguador pueden obtener aumentos significativos de energía. Esto se conoció como el "Mecanismo de Fermi de primer orden".

Los remanentes de supernova pueden proporcionar los frentes de choque energéticos necesarios para generar rayos cósmicos de ultra alta energía. La observación del remanente de SN 1006 en rayos X ha mostrado que la emisión de sincrotrón es consistente con que sea una fuente de rayos cósmicos. Sin embargo, para energías superiores a unos 10¹⁸ eV, se requiere un mecanismo diferente, ya que los restos de supernova no pueden proporcionar suficiente energía.

Todavía no está claro si los restos de supernova aceleran los rayos cósmicos hasta energías PeV. El futuro telescopio CTA ayudará a responder a esta pregunta.