Restant de supernova

Archiu:2024.12.29 CTB1 SHO-Palette green.png

Restant de la supernova de Kepler, SN 1604.

Archiu:SN1987a s.jpg

Restant de supernova, 1987A.

Un restant de supernova o remanente de supernova (SNR per les seues sigles en anglés) és l'estructura nebulosa que resulta de la jagantesca explosió d'una estrela com supernova. El restant de supernova està rodejat per una ona de choc en expansió que es conforma del material eyectado per l'explosió i de material interestelar agranada i arrastrat durant el procés.

Hi ha dos modos possibles d'originar una supernova. Les més comunes són les que es denominen supernovas de colapse gravitatorio. S'originen quan una estrela massiva es queda sense combustible, deixant de generar energia de fusió en el seu núcleu, i implosionando baix la força de la seua pròpia gravetat per a formar una estrela de neutrons o un forat negre. Són les supernovas tipo II, Ib i Ic. El segon mecanisme de generació de supernovas és prou més rar i dona lloc a lo que es coneix com supernovas termonuclears. S'originen quan una nana blanca acumula material procedent d'una estrela companyera fins a alcançar una massa crítica, lo que la du a experimentar una explosió termonuclear que detona tota la seua massa de forma catastròfica. Són les supernovas tipo Ia.

En qualsevol cas, l'explosió resultant de la supernova expulsa gran part o tot el material estelar en velocitats de fins a un 1% de la velocitat de la llum, uns 3000 km/s. Quan este material colisiona en el gas circunestelar o interestelar, forma una ona de choc que pot calfar el gas a altes temperatures de fins a 10 millons de K, formant un plasma i millor observat va ser format per la SN 1987A, una supernova en la Gran Núvol de Magallanes que va ser descoberta en 1987. No obstant, l'eixemple més típic de restant de supernova és la nebulosa del Carranc (M1, en la constelació de Tauro). Atres coneguts restants de supernovas, més vells, inclouen al Tycho (SN 1572), un restant nomenat en honor a Tycho Brahe, que va deixar constància sobre la lluminositat de la seua explosió original (en 1572) i Kepler (SN 1604), nomenat en honor a Johannes Kepler. El restant de supernova més recent és G1.9+0.3, descobert en el centre galàctic i en una edat estimada de 140 anys.

Resum de fases

Un restant de supernova passa per les següents fases en expandir-se:

Expansió lliure del material eyectado. Este règim es manté fins que el front d'ona ha agranat una cantitat de material interestelar equivalent a la seua pròpia massa. Açò pot durar entre algunes decenes d'anys fins a uns centenars d'anys, depenent de la densitat del gas circumdant.
Aplegat un punt la massa eyectada és molt inferior a la massa chocada, arrastrada per l'ona de choc. Significa l'inici del règim adiabàtic de Sedov-Taylor (ST), que es pot modelar usant soluciones auto-analítiques. En esta fase les fortes ones de choc queden marcades per una intensa emissió de rajos-X d'orige tèrmic procedents del gas recalentado i accelerat del front d'ona.
A mida que el volum ocupat pel remanente es fa més i més gran la contribució del refredat per radiació és cada volta més significativa. En l'estructura del remanente es diferencia una capa prima (< 1 pc) i densa (1-100 millons d'àtoms per m³) rodejant a l'interior calent (alguns millons de K). Esta és la fase radiativa d'agranada conduïda per la pressió (pressure-driven snowplow, PDS). El front d'ona es pot vore clarament, per la desionización d'àtoms de hidrogen i oxigen lluint intensament en l'espectre visible.

En l'espente de la capa densa a través del mig interestelar l'interior pert energia i es gela. La densa capa continua expandint-se per la seua pròpia inèrcia. Es denomina la fase d'agranada conservativa del moment (momentum-conservative snowplow, MCS). Este estadi de l'evolució es detecta principalment per l'emissió d'ones de radi dels àtoms de hidrogen neutre.
Fusió en el mig estelar. Quan la velocitat de choc alcança la velocitat del sò del mig que li rodeja, lo que ocorre al voltant d'un milló d'anys despuix, el remanente es mescla en el turbulento mig interestelar contribuint en la seua energia cinètica.

Orige dels rajos còsmics

Els restants de supernova són la major font de rajos còsmics. En 1949 Enrico Fermi va propondre un model d'acceleració de rajos còsmics basat en l'interacció d'estos en el camp magnètic del mig interestelar.^[1] Este mecanisme es coneix com el "Mecanisme de Fermi de segon orde". Un segon mecanisme d'acceleració de partícules es produïx dins del front d'ona en la seua expansió en l'espai. Este mecanisme ha passat a cridar-se "Mecanisme de Fermi de primer orde".

Observacions del restant de supernova SN 1006 en la freqüència de rajos X mostren una emissió de sincrotrón que es correspon, de manera consistent, en la creació de rajos còsmics.^[2] No obstant, este mecanisme de creació de rajos còsmics, és insuficient per a explicar l'existència de partícules les energies de les quals són majors als 10¹⁵ eV.

Vore també

llista de restants de supernova

Notes

↑ E. Fermi, On the origin of the cosmic radiation, Phys. Rev. (1949) 75 1169-1174.
↑ K. Koyama, R. Petre, E.V. Gotthelf, U. Hwang, M. Matsuura, M. Ozaki, S. S. Holt, Evidence for shock acceleration of high-energy electrons in the supernova remnant SN1006, Nature (1995) 378 255-258.

Referències

Erro en la seqüencia d'órdens: no existix el mòdul «Citas».

Este artícul conté una traducció derivada de «Resto de supernova» de Wikipedia en castellà publicada baix la Llicència de documentació lliure de GNU i la Llicència Creative Commons Reconeiximent-CompartirIgual 4.0 Internacional.

[1] E. Fermi, On the origin of the cosmic radiation, Phys. Rev. (1949) 75 1169-1174.

[2] K. Koyama, R. Petre, E.V. Gotthelf, U. Hwang, M. Matsuura, M. Ozaki, S. S. Holt, Evidence for shock acceleration of high-energy electrons in the supernova remnant SN1006, Nature (1995) 378 255-258.

[1]

[2]