Un remanente de supernova ( SNR ) es la estructura resultante de la explosión de una estrella en una supernova . El remanente de supernova está limitado por una onda de choque en expansión y consiste en el material expulsado que se expande por la explosión y el material interestelar que barre y sacude a lo largo del 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 alcance una masa crítica y sufra 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 altamente supersónicas , por lo que se forma una fuerte onda de choque delante de la eyección. Eso calienta el plasma aguas arriba hasta temperaturas muy superiores a 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 decenas de pársecs antes de que su velocidad caiga por debajo de la velocidad del sonido local.
Uno de los remanentes de supernova jóvenes mejor observados fue el 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 en honor a Tycho Brahe , quien registró el brillo de su explosión original; y Kepler, el remanente de SN 1604 , que lleva el nombre de Johannes Kepler . El remanente más joven conocido en la Vía Láctea 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]
Libre expansión de los eyectados, hasta barrer su propio peso en medio circunestelar o interestelar . Esto puede durar entre decenas y cientos de años, dependiendo de la densidad del gas circundante.
Barrido de una capa de gas circunestelar e interestelar impactado. Esto inicia la fase Sedov-Taylor, que puede modelarse bien mediante una solución analítica autosimilar (ver onda explosiva ). La fuerte emisión de rayos X sigue las fuertes ondas de choque y el gas caliente.
Enfriamiento de la capa, para formar una capa delgada (< 1 pc ), densa (1 a 100 millones de átomos por metro cúbico) que rodea el interior caliente (unos pocos millones de kelvin). Esta es la fase de quitanieves accionada 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 capa continúa expandiéndose por su propio impulso. Esta etapa se ve mejor en la emisión de radio de átomos de hidrógeno neutros.
Fusionándose con el medio interestelar circundante. Cuando el remanente de supernova se desacelere 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.
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 observa una emisión térmica central de rayos X, encerrada por una capa de radio. Los rayos X térmicos provienen principalmente de material interestelar arrastrado, más que de eyecciones de supernova. Ejemplos de esta clase incluyen los SNR W28 y W44. (De manera confusa, W44 contiene además un púlsar y una nebulosa de viento púlsar; por lo que es simultáneamente un compuesto "clásico" y un compuesto térmico).
Restos de supernova
Los remanentes que sólo podrían crearse mediante energías de eyección significativamente mayores que las de una supernova estándar se denominan remanentes de hipernova , en honor a la explosión de hipernova de alta energía que se supone que los creó. [3]
Origen de los rayos cósmicos
Los restos 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 observaron que si la eficiencia de la aceleración de los rayos cósmicos en los restos 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 la onda de choque", basado en las ideas de Enrico Fermi , que aún está en desarrollo. [7]
En 1949, Fermi propuso un modelo para la aceleración de los rayos cósmicos mediante colisiones de partículas con nubes magnéticas en el medio interestelar . [8] Este proceso, conocido como " 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 la Aceleración de Fermi 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". [9]
Los restos de supernovas pueden proporcionar los frentes de choque energético necesarios para generar rayos cósmicos de energía ultra alta. La observación del remanente de SN 1006 en rayos X ha mostrado una emisión de sincrotrón consistente con ser una fuente de rayos cósmicos. [4] Sin embargo, para energías superiores a aproximadamente 10 18 eV se requiere un mecanismo diferente ya que los restos de supernova no pueden proporcionar suficiente energía. [9]
Aún 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.
^ Descubrimiento de la supernova más reciente en nuestra galaxia 14 de mayo de 2008
^ Reynolds, Stephen P. (2008). "Restos de supernova de alta energía". Revista Anual de Astronomía y Astrofísica . 46 (46): 89-126. Código Bib : 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 a remanentes de hipernova en M101. I. MF 83". La revista astrofísica . 547 (2): 754–764. arXiv : astro-ph/0009238 . Código Bib : 2001ApJ...547..754L. doi :10.1086/318420. S2CID 14620463.
^ ab 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 Bib :1995Natur.378..255K. doi :10.1038/378255a0. S2CID 4257238.
^ "La supernova produce rayos cósmicos". Noticias de la BBC . 4 de noviembre de 2004 . Consultado el 28 de noviembre de 2006 .
^ "SNR y aceleración de rayos cósmicos". Centro de vuelos espaciales Goddard de la NASA. Archivado desde el original el 21 de febrero de 1999 . Consultado el 8 de febrero de 2007 .
^ SP Reynolds (2011). "Aceleración de partículas en choques de restos de supernova". Astrofísica y Ciencias Espaciales . 336 (1): 257–262. arXiv : 1012.1306 . Código Bib : 2011Ap&SS.336..257R. doi :10.1007/s10509-010-0559-8. S2CID 118735190.
^ 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.
^ ab "Rayos cósmicos de energía ultraalta". Universidad de Utah . Consultado el 10 de agosto de 2006 .
enlaces externos
Wikimedia Commons tiene medios relacionados con restos de supernova .
Lista de todas las supernovas galácticas y extragalácticas conocidas en el catálogo abierto de supernovas (aún no son restos de supernovas)
Catálogo SNR Galáctico (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 supernova Archivado el 11 de marzo de 2007 en la Wayback Machine.
