EXPLOSIONES DE SUPERNOVAS

y sus REMANENTES

EN EL CIELOEstela Reynoso, Elsa Giacani, Gabriela Castelletti, Sergio Paron, Martin Ortega y Gloria Dubner

Universo visible: ~8000 millones de años luz

~50.000 millones de galaxias

1 supernova cada ~200 años en cada galaxiaExplotan unas 8 supernovas por segundo

En 1 hora aparecen casi 30.000 supernovas nuevas en el Universo!!

Evolución estelar

H He C+O

Ne+Mg+O Si+S+ Fe

Fusión de H 40 x106K 9 mill. de años

“ de He 170 “ 1 millón de años

“ de C 700 “ 1000 años

“ de O 2100 “ ~10 años

“ de Si 3500 “ ~días

Colapso del núcleo 200.000 “ ~0.1 seg.

Energy Budget

Energy

Fusion Stages

H He C Fe

Las supernovas pueden clasificarse ampliamente en dos clases según el mecanismo físico que originó el colapso:

 

termonuclear SN tipo IaEn sistemas binarios con una estrella enana blanca C/O

gravitacional collapse SN tipo Ib, Ic y IIEn estrellas de muy alta masa, al llegar a un núcleo de hierro.

Se espera aproximadamente un15 % de casos

Se espera aproximadamente un 85 % de casos

Destino final de las estrellasDestino final de las estrellas

Estrellas con masa inicial entre 0.25 y 8 masas solares

Estrellas con masa inicial mayor que 8 masas solares

Mfinal<1.4 Mo, aislada

Enana blanca

Pierden 20-30% de masa

1.4<M<3 Mo M>3 Mo

Agujero negro

Supernova

tipo IISupernova

tipo I

Mfinal<1.4 Mo,

con compañera

Estrella deneutrones

2005/06/20

La luz declina al pasar los días después de la explosión y cambia su color

SN2000E y SN1999el en NGC6951

SN2002bo en NGC3190en Virgo

SN2001cm en NGC5965

SN2003gs en NGC936SN2004bv en NGC6907(24/5/04).La más brillante de 2004

SN2001du (15/9/01)en NGC1365

A SN explosion means the suddenrelease of about 10 53 ergs into the space

99 % is carried away by neut rinos

1% int eract s wit h t he ambientmat erial

Aft er ~ 100 yrs t he original 1051

ergs of mechanical energyare dist ributed over a cubic parsec.

This means ~ 2 x 107 eV/cm 3 = 10 7 t imes larger t han t he t ypical int erstellar st arlight and cosmic ray densit ies

Most of t he mat t er (one t o severalsolar masses) is ejected at speedsnear 105 km/s

Tras una explosión de supernova, se forma una enorme nube de restos estelares: un remanente de supernova, que se expandirá por miles de años hasta confundirse con las nubes en el espacio y perder su identidad.

Un RSN puede contener:Restos de la estrella que colapsó

• Una cáscara de material interestelar chocado que se expande

• Un objeto central compacto (estrella de neutrones o agujero negro)

• Una nebulosa sincrotrónica alrededor de la estrella de neutrones central

(nebulosa de viento de pulsar, NVP)

• Radiación X difusa de origen térmico en el interior muy caliente y de

origen no-térmico en el frente de choque o la nebulosa de viento de pulsar.

• Emisión óptica, infrarroja y hasta en rayos gama

las propiedades de la estrella progenitora

los mecanismos de explosión la densidad y distribución del gas Consecuencia de: circumestelar e interestelar la presencia de un remanente compacto la intensidad y orientación del campo magnético local

La morfología observada en los RSN

Tipo cascara:donde los electrones son acelerados en el frente de choque

Crab-like o pleriones:donde las particulas relativistas son inyectadas por la estrella de neutrones central

Compuestas: incluyen ambas componentes

RSN han sido clasicamente clasificados segun su morfologia en ondas de radio en 3 tipos:

Estrella de neutrones rotante

¿Porqué es importante el estudio de las Supernovas?

Porque estamos aquí gracias a ellas.

Las supernovas juegan un papel fundamental tanto en la

producción como en la diseminación de los elementos.

Porque son la herramienta para entender la evolución y

destino del Universo.

Las supernovas de tipo Ia son valiosos faros standard que nos

permiten medir la historia de la expansión cósmica.

Porque controlan los cambios químicos del Universo. Las ondas de choque de las supernovas crean y destruyen

moléculas.

Porque son generadoras del nacimiento de estrellas nuevas.

La muerte violenta de una estrella es uno de los

principales mecanismos desencadenantes de la formación

de estrellas nuevas.

Porque controlan la circulación de materia y energía en

las galaxias.

Las supernovas son la principal fuente de rayos cósmicos.

También comprimen, empujan y hasta desalojan gas

interestelar de las galaxias.

FASE EXPERIMENTAL

wavefront

Correlator

B

T2 T1

Direction to source

Computer disk

Bsin

I(l,m)V(u,v)= A(l,m) I(l,m) e dldm-2i(ul+vm)

1-l2-m2 -

VLA (Very Large Array; EE.UU.) ATCA (Australia Telescope Compact Array)

GMRT (Giant Metrewave Radio Telescope; India)

-Calibración de amplitud y de fases-Calibración de la respuesta espectral-Corrección de RFI

-Inversión (anti-transformación) de V(u,v)formación de la imagen y del haz (“beam”)

... AIPS, MIRIAD

CLEAN

- I(l,m) = residuos

+ residuos = I (l,m)clean

componentes “clean”

*

*

W44 at 74 MHz

u l

Solución: agregar disco simple (“single dish”)

Radiotelescopio de Parkes (Australia)

64 m

Radiotelescopio de Effelsberg (Alemania)

100 m

Problema:

FFT

1418 MHz 1422 MHz

Absorption feature at the kinematical velocity of RCW 103

NUESTROS RESULTADOS

Y

LOS PROBLEMAS PENDIENTES

SN 1006

Radio image at 1517 MHZ XMM image in the 0.5-2keV band

3C397-Chandra

Estrellas de Neutrones

Radio Quietas/Silenciosas

• Fuentes puntuales en rayos X• Muy brillantes en rayos X/Gama• Débiles en el rango óptico

• Ausentes en ondas de radio

Estrellas de neutrones radio-quietas (o radio silenciosas):

Pueden ser:

• estrellas de neutrones normales (cuya energía proviene de la pérdida de energía rotacional), pero que no se detectan porque: son débiles, distantes o su haz no apunta a la Tierra.

• estrellas de neutrones que nacen con período muy largo y/o enormes campos magnéticos. Esto inhibiría la producción de pares e-/e+ en la magnetosfera, y entonces no puede haber emisión en radio.

 

Objetos compactos centrales exoticos (CCO)

• estrellas de neutrones radio quietas (o radio silenciosas)

• pulsares anómalos en rayos X (AXP)

• repetidores en rayos gama blandos (SGRS) Magnetares ?

Algunos tópicos por resolver

• Porqué se observan más pulsares que RSNs ?

• Cuál es la naturaleza de los objetos exóticos centrales ?

• Existe una relación causal entre la explosión de una SN y la formación de estrellas nuevas ?

• Cuánta energía pueden inyectar en total en las galaxias ?

• Si explota aproximadamente una SN por siglo (o una cada 2 siglos), porqué no se detectan SN recientes ?

El grupo mantiene activas colaboraciones con investigadores de:AustraliaCanadaChileEstados UnidosFranciaIndia