Il resto di supernova della Vela

Nell'ambito della partecipazione dell'Osservatorio Astronomico di Palermo al consorzio di istituti che ha curato lo sviluppo e la calibrazione dello strumento EPIC a bordo di XMM-Newton, sono stati allocati dietro nostra richiesta circa 30 ksec di tempo di osservazione per lo studio dell'interazione fra shock e mezzo interstellare nel resto di supernova della Vela. Nonostante una pesante contaminazione da parte di alti livelli di emissione spuria dovuti a lampi di protoni focalizzati sul rivelatore EPIC, questi dati sono di notevole qualità e si è deciso di usarli per il lavoro di tesi di uno studente di Fisica, M. Miceli. La problematica scientifica si collega con la ricerca di punta nel settore dei resti supernova, anche perchè negli ultimi due anni, la disponibilità di XMM-Newton e Chandra, che ben coniugano nel loro complesso ottima risoluzione spaziale e spettrale, insieme ad una notevole sensibilità alle sorgenti estese, hanno dato nuovo slancio a questo tipo di studi.

La regione selezionata per l'osservazione è una piccola parte della shell del RSN della Vela, già studiata nella banda X con il rivelatore PSPC a bordo di ROSAT negli anni passati (regione FilD, Bocchino et al. 1997, 1999, 2000). Questa regione mostra tutte le caratteristiche più tipiche delle regioni di interazioni fra shock e mezzo interstellare, come ``knot" di emissione molto più brillanti del resto, filamenti allungati, regioni estese a bassa luminosità superficiale. Sebbene il meccanismo che produce tale emissione X è in linea generale noto (e riguarda la generale compressione e riscaldamento del plasma da parte dello shock fino a temperature di milioni di gradi), non sono ben noti i dettagli di come questo avviene, per cui è in generale difficile modellare accuratamente un emissione X così variegata come quella che si osserva nella regione FilD. Inoltre non è chiara l'evoluzione delle disomogeneità del mezzo interstellare una volta raggiunte dall'onda d'urto ed il loro grado di miscelamento con le fasi del mezzo meno dense.

Figura 37: A sinistra: immagine EPIC della region del FilD nella banda 0.3-0.5 keV. A destra: come a sinistra, ma per la banda 0.5-1.0 keV

L'analisi dei dati XMM-Newton di questa regione è stata portata avanti presso l'Osservatorio nell'ambito di una tesi di laurea di uno studente dell'Universita' di Palermo. I risultati, di seguito esposti, sono stati presentati preliminarmente al congresso ``High Energy Studies of Supernova Remnants and Neutron Stars", tenutosi dal 18 al 25 luglio 2004 a Parigi nell'ambito del ``35th COSPAR Scientific Assembly" (Miceli et al. 2005a, in corso di stampa). E' stata inoltre sottoposta una pubblicazione su rivista con referee (Miceli et al. 2005b). Come primo passo ci siamo concentrati sull'analisi dell'emissione X di questa regione in poche bande selezionate (0.3-0.5 keV, 0.5-1.0 keV, 1.0-10 keV, 0.3-2.4 keV) e della correlazione fra energia media dei fotoni rivelati in un dato pixel del rivelatore e tasso di conteggi nello stesso pixel. In Figura 37 sono mostrate le immagini nella banda soffice e media, che mostrano una sostanziale differenza nella morfologia delle strutture presenti. In particolare la struttura centrale molto luminosa nella banda soffice (il FilD propriamente detto) si riduce notevolmente nella banda media, mentre la regione a Nord Est che era poco luminosa nella banda soffice diventa nella banda media la regione più luminosa del cmpo di vista. Tali variazioni così drammatiche rispecchiano senz'altro le disomogeneità del mezzo interstellare; resta però da capire se si tratti un effetto di densità, di temperatura o di un semplice effetto geometrico che spiega le differenze nelk count-rate come semplce variazione dell'estensione della linea di vista del plasma emettente. Per far luce su questi punti si è proceduto a realizzare la mappa dell'energia media dei fotoni, la cui relazione con il count-rate è mostrata in Fig. 38. Questa figura mostra che le varie regioni dell'immagine sono caratterizzate da diverse relazione fra l'energia media dei fotoni ($\overline{E}$) ed il countrate ($r$). In particolare, si possono identificare tre regioni diverse: 1) la regione del FilD, in cui la curva $\overline{E}-r$ indica un plasma in equilibrio di pressione ed a verie temperature; 2) la regione a Nord Est, che mostra una relazione $\overline{E}-r$ molto meno ripida e spostata nel grafico rispetto a quella del FilD, suggerendo che la regione NE sia caratterizzata da un volume di plasma emittente più grande; 3) la regione a Sud du FilD che mostra caratteristiche intermedie fra FilD e region a Nord Est.

Figura 38: Andamento atteso dell'energia media in funzione del tasso di conteggi MOS nella banda $0.3-2$ keV, in equilibrio di pressione. I 10 valori di temperatura in ogni curva sono equispaziati, in scala logaritmica, fra $10^{6}$ K e $10^{7}$ K. Le quattro curve, da sinistra verso destra, corrispondono a volumi crescenti del plasma ( $V_{0}=8\times 10^{54}$ cm$^{3}$). Sono stati sovrapposti i valori di $<E>$ ed $r$ osservati in bin di $10''$. I colori indicano le tre regioni individuate nel testo.

Questo approccio, pur sfruttando contemporaneamente la risoluzione spaziale e spettrale dello strumento, nonchè la sua grande area efficace, è un approccio spettralmente integrato e dunque, non consente di ricavare informazioni più dettagliate riguardo lo stato termodinamico del plasma nella regione. Per questo motivo, abbiamo proceduto ad effettuare un insieme completo di fit spettrali per misurare direttamente la temperature, densità ed abbondanza chimica del plasma.

Figura 39: Mappa dell'energia media (convoluta con una gaussiana di $\sigma =20$ arcsec, bin size 10 arcsec). In ogni pixel e' riportata l'energia media dei fotoni rivelati dalle camere MOS fra 0.3 e 2 keV. Sovrimpressi, 6 livelli di contorno equispaziati fra 0.5 e 0.85 keV. Le 16 regioni usate per l'analisi spettrale sono contrassegnate con il loro numero.

Abbiamo analizzato gli spettri estratti dalle 16 regioni indicate in Fig. 39, che coprono tutte le strutture piu' significanti rivelate nel campo di vista grazie all'analisi basata sull'energia media. La forma delle regioni e' stata scelta in modo tale da avere piu' di 2000 conteggi per regione e delle fluttuazioni piccole ($<4$%) dell'energia media, in modo tale da escludere eventuali differenze spettrali intrinseche nelle regioni. Tutti gli spettri sono ben fittati da due componenti MEKAL in equilibrio di ionizzazione, modificate dall'assorbimento interstellare e con abbondanze non solari di Ne e Fe. In particolare, le righe rivelate negli spettri sono quelle K-shell dell O VII (0.56 keV), O VIII (0.65 keV) e Ne IX (0.92 keV). L'abbondanza dell'ossigeno e' risultata essere consistente con i valori solari. La confusione fra le rige L del Fe XVII e le righe del Ne IX e' stata parzialmente risolta ricavando il rapporto Ne/Fe dalle regioni 14, 15 e 16 (in cui la riga del Ne IX e' piu' prominente) e poi fissanto il valore di tale rapporto a 4.4 nelle altre regioni. Dato che non e'stato possibile ottenere una buona stima dell'assorbimento, questo e' stato posto a $10^{20}$ cm$^{-2}$, un valore tipico di questa regione della Vela (Bocchino et al. 1994, Lu & Aschenbach 2000, Kahn et al. 1985). I risultati ottenuti sono mostrati in Fig. 40, 41, e 42, e qui di seguito riassunti:

Figura 40: Valori di best-fit di $T_I$ (componente fredda) e $T_II$ (componente calda) in funzione del count-rate per le 16 regioni spettrali di Fig.39. Nelle regioni 14 e 15 (dove il fit e' ad una sola componente) e' riportata solo $T_II$. GLi errori sono al livello di confidenza del 90%.

Figura 41: Valori di best-fir per la misura di emissione (normalizzata all'area di estrazione) per la componente fredda (a sinistra) e per quella calda (a destra), in funzione del conut-rate.

Figura 42: Valori di best-fit della abbondanza del Ne in unita' di abbondaze solari in funzione del count-rate della regione di estrazione.

1. non c'e' evidenza di una terza componente termica negli spettri

2. tutte le regioni richiedono due componenti tranne le regioni 14 e 15, che ne richiedono solo una.

3. le temperature $T_I$ e $T_II$ delle due componenti sono piuttosto uniformi nel campo di vista, con valori medi di $T_I=1.14\pm0.02 \times 10^6$ K e $T_II=3.0\pm0.1 \times 10^6$ K;

4. la misura di emissione mostra grandi variazioni nelle regioni selezionate;

5. in tutte le regioni, il Fe risulta essere significativamente sottoabbondante ed il Ne sovrabbondante rispetto ai valori solari.

I valori misurati dell'abbondanza del Ne nelle regioni selezionate e' difficile da spiegare. In genere, una sovrabbondanza di Ne e' associata anche ad una sovrabbondanza di O, Mg, Si e Fe, ed e' associata alla presenza di ejecta (Sasaki et al 2001, Myiata et al 2001), ma questo non sembra essere il nostro caso perche' il Fe e' sottoabbondante mentre l'ossigeno ha valori solari. Comunque dei valori di abbondanze simili a quelli che abbiamo riscontrato sono stati osservati nel resto di supernova del Cigno (Myiata & Tsunemi 2001) e in un'altra regione della Vela (Plucinsky et al. 2002). Per studiare meglio questo problema e' necessario ottenere informazioni sulle abbondanze metalliche in altre regioni della Vela, ed e' per questo motivo che abbiamo proposto una nuova osservazione XMM-Newton puntata verso la regione RegNE, adiacente a quella qui studiata, che è stata effettuata nel Dicembre 2004.

L'interpretazione fisica che abbiamo proposto si basa sull'associazione delle due componenti di temperature rivelate con due differenti fasi del mezzo interstellare. Mentre pero' i risultati ottenuti con ROSAT suggerivano che la componente di temperatura piu' alta fosse associata all'espansione dell'onda d'urto con il mezzo inter-cloud, la mgiliore risoluzione spaziale ed area efficace di XMM-Newton ci hanno permesso di rilevare grandi variazioni della misura di emissione della componente calda su scale di 1 arcominuto, suggerendo così che questa debba essere associata ad una corona che circonda le disomogeneita' piu' dense del mezzo interstellare. Abbiamo inoltre notato che la temperature di ognuna componente e' univocamente determinata dalla densita' locale del mezzo, e che quindi temperatura uniforme nel FOV implica anche una densita uniforme, per ognuna delle due componenti. Le grandi variazioni di misura di emissione sono quindi interamente dovute a differenza dell'estensione lungo la linea di vista del plasma emittente. Abbiamo poi ricavato i valori di densita' di entrambe le componenti rivelate, la corona ed il nucleo centrale delle nubi, associate rispettivamente alla componente calda ed a quella fredda. Una prima stima si ricava dai risultati di Bocchino et al. (2000) per la densita' del filamento ottico osservato dentro il FilD ( $n_{opt}=3.2-8.2$ cm$^{-3}$), quindi la densita' del plasma emittente nella banda X deve essere $<\sim 5$ cm$^{-3}$. Un'altra stima viene dal ricavare la densita' a partire dai valori di misura di emissione e ponendosi nel caso piu' svaforevole, e cioe' quello che l'estensione lungo la linea di vista sia pari alle dimensioni di tutto il resto di supernova. In questo modo si ricava $n_I>0.32$ e $n_II> 0.14$ cm$^{-3}$. Un altra stima indipendente si ottiene considerando il limite inferiore del tempo di ionizzazione ottenuto dai fit con un modello di plasma otticamente sottile in non-equilibrio di ionizzazione (NEI), e cioe' $\tau = nt$, dove $t$ e' il tempo trascorso dal passaggio dello shock, che per il FilD risulta essere di $\sim 4500$ anni (assumendo un espansione alla Sedov). Otteniamo così $n_I> 1.4$ cm$^{-3}$.

Per quanto riguarda il mezzo inter-cloud, non possono essere ricavate delle stime precise poiche', come abbiamo visto, la relativa emissione X non e' stata rivelata. Abbiamo pero' ricavato dei limiti inferiori al range possible di valori introducento artificiosamente una terza componente nei fit spettrali e forzando la terza temperatura a valori $> 4\times 10^6$ K. Usando il limite superiore della misura di emissione della terza componente nella regione FilD, abbiamo ottenuto $n_{ic} < 0.06$ cm$^{-3}$, mentre la temperatura, assumendo un modello di Sedov per il resto di supernova della Vela, dovrebbe essere $<7.6\times 10^6$ K per le regioni distanti dal centro dell'esplosione quanto il FilD. Questi valori si confrontano bene con i valori ottenuti da Bocchino et al. (1999) con ROSAT, e cioe' 0.11 cm$^{-3}$ e $5.2\times 10^6$ K per la densita' e temperatura, rispettivamente.

Visto che la luminosita' superficiale osservata nella banda X e' esclusivamente dominata da variazioni nella estensione lungo la linea di vista del plasma emittente ($L_I$ e $L_II$ per le due componenti), e' possibile ricavare delle mappe di $L$ e proiettarle nello spazio per avere una rappresentazione realistica della struttura tridimensionale del plasma. Questo e' possiblile perche' in ogni pixel delle immagini nella banda soffice (0.3-0.5 keV) e dura (0.5-1 keV), il count-rate ($R_s$ e $R_h$) e' funzione di $EM_I=n_I^2L_I$ e $EM_II=n_II^2L_II$, ed il sistema puo' essere invertito e risolto per trovare $L_I$ e $L_II$ in funzione di $R_s$ e $R_h$. Il vantaggio di questo metodo e' che si puo' avere una rappresentazione delle $L$ su pixel dell'ordine di 15 arcsec, visto che le temperature e le densita' sono costanti e che quindi $L$ e' legato direttamente $R$, La Fig. 43 mostrala struttura 3D del plasma così ricavata: in bianco e' rappresentata la fase piu' densa (nuclei e parti interne delle nubi), mentre in blu trasparente e' rappresentata la corona delle nubi. Si puo' osservare come il FilD e' sormontato da una coronna sottilissima, mentre la regione RegNE e'interamente costituita di plasma di tipo coronale senza una fase piu'densa.

Figura 43: Mappa tridimensionale delle nubi del mezzo interstellare: l'altezza dei picchi e' proporzionale all'estensione lungo la linea di vista della componente dei "cores" (in bianco) e delle corone (in blu semitrasparente).

Le stime di densita' e temperature ricavate, riassunte in Fig. 44, ci hanno infine permesso di ricavare molti dettagli dell'interazione fra shock e nube e delle informazioni riguardo la sua evoluzione temporale. Innanzitutto abbiamo stimato che il tempo trascorso dall'inizzio dell'interazione fra lo shock e la nube che compone il FilD e' di circa $1t_{cc}$, dove $t_{cc}$ e' il "cloud-crushing time", un parametro fondamentale che descrive l'andamento temporale dell'interazione (Klein et al. 1990).

Figura 44: Rappresentazione schematica della struttura della nube FilD. Vengono inoltre riportati i valori di densita' e di temperatura del plasma emittente in raggi X, nonche' i valori corrispondenti al filamento ottico riportati da Bocchino et al. 2000. Le frecce indicano l'evaporazione del plasma.

Abbiamo inoltre calcolato che per i valori di densita' e temperatura ricavati nelle regioni FilD e RegNE, la conduzione termica e' un processo estremamente efficiente, che causa l'evaporazione del plasma nei nuclei verso la corona, che a sua volta evapora conduttivamente verso il mezzo intercloud. I tempi di evaporazione sono estremamente rapidi per la corona del FilD ($\sim 100$ yr), in accordo con l'osservazione di un estensione ridottissima lungo la linea di vista della componente coronale del FilD, e piu' lunghi per la RegNE ($\sim500$ yr). Lo scenario fisico che abbiamo proposto e' quindi quello che l'emissione X osservata proviene "internamente" dallo shock trasmesso, ed anche "esternamente" dalla conduzione termica del caldo mezzo -intercloud verso le fasi piu' dense. Nel filamento ottico, la parte piu' densa dei nuclei, il plasma si raffredda rapidamente a causa delle ingenti perdite radiative e non si riscalda, mentre per la corona ed le fasi meno dense dei nuclei c'e' un riscaldamento netto dovuto alla conduzione da fuori verso dentro. Fig. 44 e' una rappresentazione schematica della struttura del FilD, che riassume tutte i parametri misurati di tutte le componenti osservate nella banda X ed in quella ottica.