Restos de supernova
Restos de una estrella que explotó
Remanente de SN 1054 ( Nebulosa del Cangrejo ).

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 está formado por el material expulsado que se expande a partir de la explosión y el material interestelar que arrastra y choca en su 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 ambos casos, la explosión de supernova resultante expulsa gran parte o la totalidad del material estelar a velocidades de hasta el 10% de la velocidad de la luz (o aproximadamente 30.000 km/s) y se forma una fuerte onda de choque delante de la eyección, que calienta el plasma aguas arriba hasta temperaturas muy superiores a millones de K. La onda de 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 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 fue observada en febrero de 1987. Otros remanentes de supernova 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 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]

  1. Expansión libre de los eyectados, hasta que arrastran su propio peso en el medio circunestelar o interestelar . Esto puede durar decenas o cientos de años, dependiendo de la densidad del gas circundante.
  2. Barrido de una capa de gas interestelar y circunestelar en estado de choque. Esto da inicio a la fase Sedov-Taylor, que puede modelarse bien mediante una solución analítica autosimilar (véase onda expansiva ). Una fuerte emisión de rayos X rastrea las fuertes ondas de choque y el gas caliente en estado de choque.
  3. Enfriamiento de la capa, para formar una capa delgada (< 1  pc ) y 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 impulsada por la presión. La capa se puede ver claramente en la emisión óptica de los átomos de hidrógeno ionizado y oxígeno ionizado que se recombinan .
  4. Enfriamiento del interior. La densa capa continúa expandiéndose gracias a su propio impulso. Esta etapa se aprecia mejor en la emisión de radio de los átomos de hidrógeno neutros.
  5. Fusión con el medio interestelar circundante. Cuando el remanente de supernova se desacelere hasta alcanzar la velocidad de las velocidades aleatorias del medio circundante, después de aproximadamente 30.000 años, se fusionará con el flujo turbulento general, contribuyendo con su energía cinética restante a la turbulencia.
Eyecciones de remanentes de supernova que producen material formador de planetas

Tipos de remanentes de supernova

Hay tres tipos de remanentes de supernova:

  • Con forma de 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 observa una emisión central de rayos X térmicos, encerrada en una capa de radio. Los rayos X térmicos proceden principalmente de material interestelar arrastrado, en lugar de material eyectado por supernovas. Ejemplos de esta clase incluyen los SNR W28 y W44. (Confusamente, W44 contiene además un púlsar y una nebulosa de viento de 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 más altas 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 remanentes de supernovas 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 rayos cósmicos en remanentes de supernovas es de alrededor del 10 por ciento, las pérdidas de rayos cósmicos de la Vía Láctea se compensan. 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. [7]

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 . [8] Este proceso, conocido como el " Mecanismo de Fermi de segundo orden ", aumenta la energía de las partículas durante las colisiones frontales, lo que da como resultado una ganancia constante de energía. Un modelo posterior para producir la aceleración de Fermi fue generado por un frente de choque poderoso que se mueve 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 remanentes de supernova pueden proporcionar los frentes de choque energéticos necesarios para generar rayos cósmicos de energía ultraalta. La observación del remanente de SN 1006 en rayos X ha mostrado una emisión de sincrotrón consistente con su condición de fuente de rayos cósmicos. [4] Sin embargo, para energías superiores a unos 10 18 eV se requiere un mecanismo diferente, ya que los remanentes de supernova no pueden proporcionar suficiente energía. [9]

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

Véase también

Referencias

  1. ^ Descubrimiento de la supernova más reciente en nuestra galaxia 14 de mayo de 2008
  2. ^ Reynolds, Stephen P. (2008). "Remanentes 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.
  3. ^ Lai, Shih-Ping; Chu, You-Hua; Chen, C.-H. Rosie; Ciardullo, Robin; Grebel, Eva K. (2001). "Un examen crítico de candidatos a remanentes de hipernova en M101. I. MF 83". The Astrophysical Journal . 547 (2): 754–764. arXiv : astro-ph/0009238 . Código Bibliográfico :2001ApJ...547..754L. doi :10.1086/318420. S2CID  14620463.
  4. ^ 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". Nature . 378 (6554): 255–258. Bibcode :1995Natur.378..255K. doi :10.1038/378255a0. S2CID  4257238.
  5. ^ "Supernova produce rayos cósmicos". BBC News . 4 de noviembre de 2004. Consultado el 28 de noviembre de 2006 .
  6. ^ "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 .
  7. ^ SP Reynolds (2011). "Aceleración de partículas en choques de remanentes de supernova". Astrofísica y ciencia espacial . 336 (1): 257–262. arXiv : 1012.1306 . Código Bibliográfico :2011Ap&SS.336..257R. doi :10.1007/s10509-010-0559-8. S2CID  118735190.
  8. ^ E. Fermi (1949). "Sobre el origen de la radiación cósmica". Physical Review . 75 (8): 1169–1174. Código Bibliográfico :1949PhRv...75.1169F. doi :10.1103/PhysRev.75.1169.
  9. ^ ab "Rayos cósmicos de energía ultraalta". Universidad de Utah . Consultado el 10 de agosto de 2006 .
Wikimedia Commons alberga una categoría multimedia sobre Restos de supernova .
  • Lista de todas las supernovas galácticas y extragalácticas conocidas en el Catálogo Abierto de Supernovas (aún no son remanentes de supernovas)
  • Catálogo de relaciones señal-ruido (SNR) galáctico (DA Green, Universidad de Cambridge)
  • Observaciones de restos de supernovas realizadas con Chandra: catálogo, álbum de fotografías y selecciones
  • Imágenes de restos de supernova obtenidas por 2MASS
  • NASA: Introducción a los remanentes de supernova Archivado el 11 de marzo de 2007 en Wayback Machine
  • Imagine de la NASA: Restos de supernova
  • La vida después de una supernova en UniverseToday.com
  • Restos de supernova en arxiv.org
  • Restos de supernova, SEDS
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