Húzódó szupernóva

A szupernóva maradványa a szupernóva csillagának robbanásakor kidobott anyag . Két lehetséges út vezet a maradvány létrehozásához:

egy hatalmas csillag abbahagyja az energiatermelést a magfúzió révén a magjában, és végül a saját gravitációja alatt omlik össze . Magról összeomló szupernóváról beszélünk, amelynek közepén egy kompakt maradék található ( neutroncsillag vagy fekete lyuk ). Míg a hatalmas csillagnak több mint 8 naptömege van , a tömör maradék 1,5 naptömeg körüli;
egy fehér törpe, amelynek annyi anyaga van, amely a szomszédos csillagból származik vagy annak ütközik, hogy elérje a kritikus tömeget, amely termonukleáris robbanást generál. Termonukleáris szupernóváról beszélünk . Abban az esetben, ha az anyag összegyűlik , és nem ütközik össze, a kísérő csillag túlélheti a robbanást. A robbanó csillag viszont teljesen elpusztul, és nem hagy maga után tömör maradványokat.

Történelmi

A távcső feltalálása óta megfigyelt első szupernóva 1885-ből származik az Androméda-galaxisban ( SN 1885A ). A szupernóvák időmaradványainak vizsgálata azonban a XX . Század elején. Knut Lundmark először 1921-ben említette azt a tényt, hogy a kínai csillagászok által 1054-ben megfigyelt " vendégcsillag " valószínűleg " nova " volt (abban az időben a szupernóva kifejezés , és általában véve a nova és a szupernóva jellege. jelenségek nem ismertek). 1928-ban Edwin Hubble elsőként társította a rák-ködöt (M1) az 1054-ben megfigyelt robbanás termékeként, a köd tágulásának mérése alapján, mintegy 900 éves korral. Ez azonban a XX . Század második felében, a szupernóva mechanizmusának megértésével és a rádiócsillagászat fejlődésével együtt fejleszti a szupernóva maradványainak tanulmányozását. Így lehet az 1950-es években azonosítani az SN 1572-es történelmi szupernóvához kapcsolódó utóvilágot , amelyet Robert Hanbury Brown és Cyril Hazard, a Jodrell Bank Megfigyelő Intézete készített . Az 1950-es évek vége felé több olyan rádióforrás, amelynek optikai megfelelője ismert volt (például : Model: LnobrIC 443 és Swan Csipke ), így a szupernóvák maradványaként azonosíthatók.

A szupernóva-remanensek kijelölése

A Slash most szisztematikusan katalogizálva van az SNR szimbólummal (angolul: SuperNova Remnant ), majd a galaktikus koordinátákkal . Egyes perjelekhez különféle más neveket rendelnek, különösen azokat, amelyeket azelőtt azonosítanak, hogy ilyenként azonosítanák őket.

A perjel típusai

A perjel két fő típusba sorolható, az úgynevezett héj vagy szilárd. Az előbbieket lényegesen többen találják, mint az utóbbiak, de ez részben a szermaradványok keresésének szelekciós hatásainak eredménye lehet. Néhány remanens mindkét osztály tulajdonságával rendelkezik, és azt mondják, hogy összetettek. Végül a többi maradványt nem könnyű kategorizálni, mivel atipikus tulajdonságokkal rendelkeznek. Ilyen például az SNR G069.0 + 02.7 (más néven CTB 80) vagy az SNR G039.7-02.0 (en) (vagy W50).

Kagyló

Az úgynevezett héj utánvilágításnak többé-kevésbé kör alakú emissziós zónája van, amely bizonyos távolságban helyezkedik el az utánvilágítás közepétől, amely sötétebb. A három történelmi szupernóva SN 1604 , SN 1572 és SN 1006 maradványai például ebben az esetben. Az idősebb slashnek is vannak ilyen jellemzői, de kevésbé szabályosak, például a Swan Csipke vagy az IC 443 . A perjel növekvő szabálytalansága az idő múlásával részben tükrözi annak a csillagközi közegnek a heterogenitását , amelyben terjednek. A rádióhullámok területén a héjmaradványok S fluxus sűrűségét mutatják, amely a teljesítménytörvényben a ν frekvencia függvényében változik , vagyis egy típusú törvény szerint . Az α kitevőt spektrális indexnek nevezzük . Ez a spektrális index 0,5-ös nagyságrendű, és magasabb lehet (0,6-0,8) fiatal perjel esetén. Ez a rádióemisszió polarizált, és a mágneses tér vonalai mentén mozgó relativisztikus részecskék szinkrotron sugárzásának eredménye . Ezen szinkrotron sugárzás mellett bizonyos remanensek termikus emissziót mutatnak a látható tartományban, vagy gyakrabban a röntgensugárzásnál . Néhány remanens nem termikus emissziót mutat X-ben és / vagy gammában, amely (mint a rádióban is) nyomon követi az energetikai részecskék populációját. $S (\ nu) \ propto \ nu ^ {{- \ alpha}}$

Pulsar szélköd

A „szilárd” perjel, más néven „ pulzár szél-köd ”, vagy „Rák típusú” (a rák-köd esetében ) központi emissziót mutat, ami markánsabb, mint a széleken. Ezeknek a perjeleknek a legismertebb példája a Rák-köd, de ez néhány atipikus szempontot mutat be, ezért a „Rák típusú” kifejezés nem ajánlott, mert összetéveszthető e köd és más pulzár szél-köd jellemzői. A központi emisszió értelmezése egy kompakt objektum létezése, amely folyamatosan energiát juttat a maradék anyagába. A pulzár valóban erőteljes relativisztikus és mágnesezett szelet generál, amely szinkrotron sugárzás forrása a rádióban és a röntgensugarakban. Ezen remanensek fluxus sűrűsége laposabb, mint a kagylók esetében, az α spektrális index általában a 0,1-ről. Egy ilyen emisszió hasonló a HII régiókban tapasztalhatókhoz , azzal a különbséggel, hogy a HII régióké termikus eredetű, míg ezeknek a maradékoknak nem termikus, mivel jelentős polarizációjúak. Ezek a maradványok termikus emissziót is mutathatnak az optikában az ejectából. De a héjjellel ellentétben az ejecta kölcsönhatása a környező környezettel nem látható.

Kompozitok

Az úgynevezett kompozit perjel jellemzői a fentiekben bemutatott két típusra jellemzőek: a közepén lévő szilárd perjel emissziós jellemzője alacsony spektrális indexű, szélénél intenzívebb emisszió nagyobb spektrális indexet mutat. Az összetett remanencia példája az SNR G326.3-01.8 (MSH 15-56 ). A Vela (XYZ) perjel, amelynek központi objektuma a Vela pulsar (vagy PSR B0833-45), szintén összetett perjelnek minősül.

Népesség és jellemző

A Tejútrendszerben 300 és 400 közötti maradványt találtak , ez a várható nagyságrend, figyelembe véve a kialakulásuk sebességét, az élettartamot és a szelekciós hatásokat, amelyek befolyásolják az észlelésüket (úgy gondolják, hogy valószínűleg összesen ezer van a galaxisban). Az 2002 , 84% héjvágás, 4% pulzár szélköd és 12% kompozit van. Ezek a bőségarányok meglehetősen eltérnek a termonukleáris szupernóvákétól az összeesett szívűekhez képest, ami azt mutatja, hogy nem lehet egyszerű asszimilációt végezni a kagylóban lévő maradványok és azok között, amelyek olyan eseményeket eredményeznek, amelyek kompakt maradékot hagynak maguk után. Ennek egyik oka a kiválóságát héj perjel valószínűleg a szelekciós hatások: könnyebb azonosítani a perjel egy héjszerkezet azoknak a szilárd szerkezetű, ez utóbbit a nehéz elkülöníteni a HII régiók. Szabályos gömb alakú .

A nagyságrendet tekintve a szupernóvák tanulmányai azt mutatják, hogy a remanenshez közölt energia 10 44 joule nagyságrendű , egy naptömegből kidobott tömegre . Ez 10 000 kilométer / másodperc nagyságrendű kilökési sebességet eredményez .

A perjel kialakulása és evolúciója

A perjel egy szupernóva csillag robbanásának eredményeként keletkezik. A robbanás nem feltétlenül gömb alakú, de néhány utánvilágítás sokáig rendkívül szabályos formát tart. A belső energiaforrás (központi pulzár) hatása jelentősen befolyásolhatja az utánvilágítás alakját és evolúcióját. Feltételezve, hogy nincs központi forrás, a maradvány életének lényegében négy szakasza van:

I. szakasz, szabad terjeszkedés . A robbanás által kidobott anyagot sokkal nagyobb sebességgel dobják ki, mint a csillag felszabadulásának sebessége . Gravitációs tere elhanyagolható, a kidobott anyagot ez nem befolyásolja. Így állandó sebességgel terjed, és útjában hordozza a csillagközi közeg anyagát . Ez a fázis addig tart, amíg a kisöpört anyag mennyisége kicsi a kidobott anyaghoz képest. A remanens R sugara állandó sebességgel növekszik, értéke arányos az idővel:

R (t) \ propto t

, állandóságát arányosság hogy a sebesség a kilövellt anyag, amelyet az óramutató ezer kilométer per másodperc . A remanens tágulási sebessége megadja az életkorának fordított értékét. Valójában a terjeszkedési ráta közvetlenül megadja:

{\ dot R} / R

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

. Az ejecta csillagközi közegbe érkezése felelős a kifelé terjedő lökéshullámért , valamint a visszaverődő lökéshullámért, amely visszatükröződik a középpontba, amikor az ejecta lassulni kezd (ebben az esetben fordított sokkról vagy visszatérő sokkról beszélünk ).

II. Fázis, adiabatikus expanzió , Sedov-Taylor fázis néven ismert . A robbanás által elsöpört anyag tömege jelentősvé válik, még nagyobb is, mint a kidobott anyag. A mozgó anyag és a csillagközi anyag kezdetben nyugalomban történő átadása azonban energiaveszteség nélkül történik , ezért az adiabatikus kifejezés . A maradék sugara az idő múlásával még mindig növekszik, de az energiacserék miatt ez a növekedés az idő múlásával lelassul. Egy egyszerű számítás (lásd Sedov-Taylor fázis ) függőséget ad:

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

, állandó arányossággal, amely csak a robbanás során felszabaduló energiától és a csillagközi közeg sűrűségétől függ. Történelmileg ezt a fázist a légköri termonukleáris robbanások összefüggésében vizsgálták. A tágulási ráta fordítottja ezúttal nagyobb, mint a maradék életkora, mivel:

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

III . Fázis, sugárzási veszteségek . Ezúttal az utánvilágítás energiája alacsony, és maga az utánvilágítás és a csillagközi közeg közötti sokk jelentős energiaveszteséget okoz. A remanencia tágulása ezáltal lelassul, egy hatalmi törvénynek a kitevője kisebb, mint a Sedov-Taylor fázis 2/5-es tényezője. A perjel elülső oldalát a több belső réteg fogja fel, kevesebb energiaveszteségnek van kitéve, és a héj anyagának eloszlását képezi.
IV . Fázis, eltűnés . A maradék sűrűség a csillagközi közeg nagyságrendjébe esik, és a csillagközi közeggel való kölcsönhatás során felszabaduló energia alacsony lesz ahhoz, hogy kellő mértékben sugározzon. A maradék elveszíti identitását és eltűnik. Ez akkor történik, amikor a perjel tágulási sebessége másodpercenként néhány kilométer alá csökken.

Az I. és a II. Fázis közötti átmenet akkor következik be, amikor a remanens által felvett térfogat megfelel a kidobott tömeg nagyságrendű csillagközi közeg tömegének, vagyis egy naptömegnek. Egy tipikus sűrűsége csillagközi médium a sorrendben egy-egy hidrogénatom per köbméter centiméter , azaz sűrűsége 1,6 × 10 -21 kg / m 3 , ez történik, ha a remanens eléri sugara mintegy 0,7 × 10 17 méter , vagy körülbelül tíz fényév . A tágulási sebességgel ekkor megegyezik a kezdeti 10 000 km / s sebességgel , ez néhány ezer éves kornak felel meg.

Demonstráció

A feltételezett gömbös sugármaradvány által söpört térfogat : $R (t)$

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

Ez a térfogat megfelel a μ tömegű közeg M tömegének, ha:

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

vagy amikor:

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

. A korábban említett digitális adatokkal a digitális alkalmazás megadja a meghirdetett eredményt. Ez természetesen csak nagyságrend, a csillagközi közeg sűrűsége nagyon változó a Galaxis figyelembe vett régiójától függően.

Maga a Sedov Taylor fázis sokkal tovább tart, akár néhány százezer évig is, a környező környezet körülményeitől függően. Ez megfelel egy számszerű tényezőnek, amely közel áll a remanens megfigyelhetőségének időtartamához, ezeket nehéz lesz megfigyelni, ha energiájuk túl alacsony lesz. A galaxisunkban évszázadonként két nagyságrendű szupernóvával számolunk, ezért néhány, néhány ezer nagyságrendű maradványra számítunk, amelyek nem feltétlenül figyelhetők meg .

A csillagközi közeg korántsem homogén, a remanensek nem feltétlenül gömb alakúak: amint belépnek a Sedov-Taylor fázisba, a remanent régiójának terjeszkedési sebessége összefügg ennek interstelláris közegének sűrűségével. hely. A nem gömb alakú perjel például a 3C 58 perjel és a rák-köd - de ezek pulzáris szélködök, amelyeknél az evolúció bonyolultabb.

A remanens és a csillagközi közeg közötti határt kontakt diszkontinuitásnak nevezzük . Ez a régió az úgynevezett „Rayleigh-Taylor” instabilitásnak van kitéve . Ez az instabilitás turbulenciát generál a két régió határfelületén, felerősítve az ott jelenlévő mágneses teret . Ez a mágneses mező szinkrotron-sugárzással rádióemissziót okoz . Ez az egyik oka annak, hogy a héj utánvilágítása maximálisan rádió fényt mutat a remanens és a csillagközi közeg határán, amelynek fő oka a részecskék gyorsulása a lökéshullámnál. Ennek az ellenkezője a helyzet áll elő teljes vágás, mert a nagy részét a energiakivétel nem származik a perjel határon, de a várható központi objektum (az energia a Rák pulzár megfelel például közel 100.000 napelemes fényerő ). A röntgensugarak területén az emisszió nagy része a plazmából származik, amelyet sokkhullámok nagyon magas hőmérsékletre melegítenek.

Központi energiaforrás hiányában a perjel tágulása az idő múlásával lassul: a tágulási sebesség az I. fázis alatt állandó marad, majd a Sedov Taylor fázisban csökken. Ebben az esetben a maradék életkora mindig alacsonyabb, mint a tágulási ráta inverzének a következtetése. Másrészt, központi forrás jelenlétében az energiabevitel elegendő lehet a perjel tágulásának felgyorsításához. Ebben az esetben a perjel lehet fiatalabb, mint azt tágulási sebessége sugallja.

Detektálás és megfigyelés

A szupernóva perjel nagy részét először a rádió tartományban azonosították. Ennek oka, hogy ezek általában a galaktikus sík közelében helyezkednek el , a látható tartományban vagy rövidebb hullámhosszon nagyon erős abszorpciójú ülések ( többek között röntgensugarak ). Számos kiválasztási effektus torzítja a perjel észlelését:

A kis perjel (mert fiatal vagy távoli) túl kicsi lehet ahhoz, hogy rádióleolvasással észlelhető legyen. A gyakorlatban viszonylag kevés perjel figyelhető meg, amelynek mérete 5 ívperc alatt van , a perjel nagy része 10 és 30 ívperc között van.
Az alacsony felületi fényerővel rendelkezőeket nehéz megkülönböztetni a Galaxy háttérzajától. Egy másik szelekciós hatás a rádió tartományban végzett felmérések égbolt-lefedettségéből adódik: többségük alacsony galaktikus szélességekre korlátozódik . A galaktikus síktól távol eső szupernóvák maradványai (mert például közel vannak) elkerülhetik az észlelést. Megfigyelhetjük egy nagyon világos számának csökkenése a remanents amelynek felületi fényesség alatt 10 -21 W m -2 Hz -1 sr -1 , fényessége 10 -20 W m -2 Hz -1 sr -1 , hogy több jellemző a megfigyelt perjel.

A leolvasások eloszlásának következményei is vannak. Az északi féltekén például több nagy rádióteleszkóp található, mint a déli féltekén, így a galaktikus sík alacsony deklinációban elhelyezkedő részei kevésbé figyelhetők meg. Ehhez járul még az a tény, hogy a galaktikus emisszió kevésbé intenzív a galaktikus központtól távolabbi irányban . Az alacsony felületi fényerejű perjel így könnyebben észlelhető a galaktikus középponttól távol, mint annak felé. A legfényesebb utánvilágításokat valószínűleg mind felfedezték. Becslések szerint egy olyan fényes utánvilágítást észlelnek, mint a Rák-köd, még akkor is, ha a Galaxis másik oldalán lenne. Ez azonban nem jelenti azt, hogy az összes fiatal perjelet felfedezték. SNR G327.6 + 14.6 , az SN 1006 utánvilágítása életkorában összehasonlítható a Rák-köddel, de sokkal kevésbé világos. Kimutatása mindenekelőtt a Naprendszer relatív közelségének köszönhető (2 kilós parsek nagyságrendű ).

A szupernóva-maradványokat a röntgensugarakban is gyakran látják, olyan űrmegfigyelő központokkal, mint Chandra , XMM-Newton vagy Suzaku . Ezek a megfigyelések lehetővé teszik az ejecta összetételének elemzését, és ezért a csillag nukleoszintézisének tanulmányozását .

A közelmúltban a szupernóva-maradványok a gammasugarakban is detektálhatók voltak, a HESS obszervatórium 2004 óta történt áttöréssel . A következő generációs CTA- megfigyelőközpont lehetővé teszi a szupernóva-maradványok megfigyelését akár 100 TeV-nál nagyobb energián is. Ezek a megfigyelések lehetővé teszik az energetikai részecskék jelenlétének elemzését, ezért a galaktikus kozmikus sugárzás eredetének tanulmányozását .

Távolságmérés

Megjegyzések és hivatkozások

Megjegyzések

Elvileg az -α mennyiség felel meg a spektrális indexnek, de mivel ez általában negatív, egyes szerzők a spektrum indexet a legközelebbi jelig határozzák meg úgy, hogy pozitív legyen. A spektrális index előjele általában megadja az alkalmazott előjel-konvenciót, ezt a konvenciót a szerzők amúgy is szisztematikusan meghatározzák.
Az M tömegű és az E kinetikus energiájú tárgy v sebességét a következő adja meg: $v = {\ sqrt {{\ frac {2E} {M}}}}$ . 2 × 10 30 kilogrammnak megfelelő naptömeg , azonnal megtaláljuk a fent közölt 10 000 km / s értéket .

Hivatkozások

(in) Knut Lundmark , " Feltehetően New Stars olyan régi krónikák és a között Újabb Meridian Megfigyelések " , kiadványai Astronomical Society of the Pacific , n o 33,1921, P. 225–238 ( online olvasás ).
(in) Edwin Hubble , " Arany Novae Ideiglenes Csillag " , Astronomical Society of the Pacific Szórólapok , Vol. 1, n o 14,1928, P. 55–58 ( online olvasás ).
(in) Robert Hanbury Brown és Cyril Hazard, " rádiófrekvenciás sugárzása Tycho Brahe szupernóva (AD 1572) " , Nature , n o 170,1952, P. 364-365.

Forrás

en) Francis Richard Stephenson és David A. Green , történelmi szupernóvák és maradványaik , Oxford , Oxford University Press ,2002, 252 p. ( ISBN 0198507666 ), 34–44.