Confronto tra modelli numerici di interazione shock-nube ed osservazioni

I risultati ottenuti aprono la strada verso una serie di problemi ancora aperti. Innanzitutto si presenta la necessità di inserire tali risultati all'interno di un quadro teorico completo. A questo fine e' stato sfruttato il tempo di calcolo (pari ad 8000 ore) assegnato ad un progetto approvato nell'ambito della convenzione INAF/CINECA presso il supercalcolatore IBM/sp4 del Consorzio Interuniversitario CINECA di Bologna per lo sviluppo di un modello idrodinamico che descriva le condizioni fisiche di questa regione dell'SNR della Vela. Inoltre è interessante estendere gli studi sulla natura dell'emissione X e sulla sua correlazione con quella ottica in altre regioni del resto di supernova della Vela poste a distanze diverse dal fronte d'onda principale. A questo fine, e' stata effettuata presso l'European Southern Observatory (ESO) una campagna di osservazioni spettrofotometriche nella banda ottica e sono state presentate due proposte di osservazione nei raggi X col satellite XMM-Newton (di cui una già accettata), puntate sul resto di supernova della Vela. Il fine è verificare i) se il le caratteristiche dell'interazione fra shock e nube osservate nel caso del FilD, possano essere ancora valide, ii) se si presentano effetti di non-equilibrio di ionizzazione (la cui entità non è stata ancora ben valutata) e iii) se le abbondanze chimiche (in particolare di O, Ne e Fe) sono, o meno, uniformemente distribuite nel resto di supernova.

Modello di interazione shock-nube: il FilD

Questa parte della ricerca consiste nello studiare, da un punto di vista teorico, l'interazione shock-nube per ottenere informazioni sulla morfologia globale del sistema e sull'emissione X ed ottica delle diverse parti della nube e del mezzo ambiente. Il fine è confrontare, in maniera dettagliata, le previsioni fornite dal modello con i risultati derivanti dall'analisi delle osservazioni del FilD. In particolare, a partire dai valori dei parametri fisici ricavati dalle osservazioni, e' stato messo a punto un programma di simulazioni numeriche idrodinamiche, che includono gli effetti della conduzione termica, delle perdite radiative e del non-equilibrio di ionizzazione. Ciò consentirà: i) di porre in relazione i risultati teorici e quelli osservativi, ottenendo così importanti chiavi di lettura per l'interpretazione delle osservazioni nei raggi X dei resti di supernova evoluti; ii) di comprendere il ruolo svolto dai differenti processi fisici nel determinare la morfologia e l'emissione osservata negli SNR evoluti; iii) di studiare l'evoluzione del sistema e l'eventuale trasferimento di massa fra le varie fasi del mezzo interstellare.

Risultati iniziali

Le prime simulazioni sono state effettuate utilizzando il Sistema di Calcolo per l'Astrofisica Numerica (SCAN, cluster Compaq basato su quattro quad-microprocessor AlphaServer) dell'Osservatorio Astronomico di Palermo (§12). Nella figura 51 sono mostrate le mappe bidimensionali della densità e della temperatura del plasma al variare del tempo trascorso dall'impatto dello shock con la nube interstellare. In ascissa è riportata la distanza dall'asse di simmetria (indicato con $y$). Ricordo che dall'analisi dei dati X si e' ricavato che l'impatto dell'onda d'urto col FilD risale a circa $3000-6000$ yr e che l'età del resto di supernova della Vela è di circa 11000 yr. Nelle figure sono chiaramente visibili lo shock trasmesso all'interno della nube e lo shock da essa riflesso che si propaga nel mezzo intercloud. Si noti inoltre come la nube venga ``trascinata'' verso l'alto dallo shock e soprattutto la rapidità con cui la nube ``evapora'' nel mezzo intercloud.

Figura 51: Mappe bidimensionali di densità (a sinistra) e temperatura (a destra) del plasma ai tempi $t=10^{11}$ s ($\approx 3170$ yr), $t=2\times 10^{11}$ s ($\approx 6340$ yr) e $t=3\times 10^{11}$ s ($\approx 9510$ yr) dall'impatto dello shock con la bolla. In ascissa è riportata la distanza dall'asse di simmetria, indicato con $y$.

Al fine di confrontare il modello numerico con l'osservazione XMM-Newton sono stati sintetizzati, a partire dalle mappe di densità e temperatura, le immagini del tasso di conteggi X in diverse bande spettrali. Tali immagini tengono conto dell'assorbimento interstellare e sono tutte convolute con la risposta strumentale del rivelatore EPIC MOS. Inoltre sono stati sintetizzati gli spettri X (sempre tenendo conto dell'assorbimento e della risposta spettrale EPIC MOS) estratti da varie regioni del dominio spaziale, effettuando così un'analisi spettrale spazialmente risolta, analogamente a quanto fatto con i dati.

La Figura 52 mostra le mappe del tasso di conteggi sintetizzate nelle bande spettrali $0.3-0.5$ keV, $0.5-1$ keV e $0.3-2$ keV dopo 3800 yr dall'impatto dello shock con la nube. Il $binning$ delle immagini è di $3.9\times10^{16}$ cm, corrispondenti a $10.5''$, assumendo una distanza $D=250$ pc. Per confronto, le immagini XMM-Newton EPIC MOS del tasso di conteggi con $binning=10.5''$ nelle stesse bande sono mostrate in Fig. 53. Si noti che la distanza $D$ della Vela è stata stimata con una precisione del $\sim 30\%$ e che il tasso di conteggi per $bin$ scala come $1/D^{4}$; i valori di brillanza superficiale ottenuti risultano quindi compatibili con quelli osservati.

Figura 52: Immagini del tasso di conteggi in diverse bande spettrali sintetizzate a partire dal modello numerico. Le immagini sono tutte convolute con la risposta strumentale del rivelatore XMM-Newton EPIC MOS. La dimensione del $bin$ è pari a 3.9e16 cm (corrispondenti a $10.5''$, assumendo una distanza di 250 pc. La scala di colori è lineare fra 0 ed $1.2\times 10^{-3}$ s$^{-1}$ bin$^{-1}$, nelle bande $0.3-0.5$ keV e $0.5-1$ keV, e fra 0 e $2.4\times 10^{-3}$ s$^{-1}$ bin$^{-1}$, nella banda $0.3-2$ keV.

Figura 53: Immagini del tasso di conteggi osservato con XMM-Newton EPIC MOS nel Vela FilD in diverse bande spettrali. La dimensione del $bin$ è pari a $10.5''$. Le immagini sono convolute con una distribuzione gaussiana di ampiezza variabile tra $1''$ e $10''$ in modo da avere sempre un rapporto segnale su rumore maggiore di 10. La scala di colori è lineare fra $1.2\times 10^{-4}$ s$^{-1}$ bin$^{-1}$ e $6\times 10^{-4}$ s$^{-1}$ bin$^{-1}$, nelle bande $0.3-0.5$ keV e $0.5-1$ keV, e fra $2.4\times 10^{-4}$ s$^{-1}$ bin$^{-1}$ ed $1.2\times 10^{-3}$ s$^{-1}$ bin$^{-1}$, nella banda $0.3-2$ keV.

Figura 54: Fit simultaneo dello spettro osservato nella regione 2 (in rosso) e di quello sintetizzato, a partire dal modello, nella regione $\alpha$ (in nero) con curva di best-fit e residui. Per la localizzazione delle regioni si vedano Fig. 52 e Fig. 53.

La mappa del tasso di conteggi sintetizzato nella banda $0.3-0.5$ presenta delle differenze morfologiche con quella sintetizzata fra 0.5 keV ed 1 keV. La brillanza superficiale nella banda dura ha un massimo spazialmente ben distinto (più a Sud) da quello che si osserva nella banda soffice. L'emissione fra 0.3 keV e 0.5 keV appare chiaramente associata al plasma della nube riscaldato dallo shock trasmesso, mentre al di sopra di 0.5 keV è il plasma $intercloud$ riscaldato dallo shock riflesso a dominare l'emissione. Le immagini del tasso di conteggi nelle bande $0.3-0.5$ keV e $0.5-1$ keV riflettono quindi due fasi diverse del mezzo interstellare (la nube ed il mezzo ambiente), ma anche due diversi regimi fisici del plasma emettente. Ciò è confermato dall'analisi spettrale: gli spettri sintetizzati nella regione a sud della nube (dove l'emissione associata allo shock riflesso domina) sono significativamente diversi da quelli osservati, che appaiono invece in buon accordo con gli spettri sintetizzati nella regione nord della nube, come mostrato in Fig. 54.

In conclusione, l'emissione osservata nel FilD può essere associata al plasma di una nube riscaldato dallo shock trasmesso. Ulteriori sviluppi del nostro modello idrodinamico mireranno ad investigare le ragioni per cui l'emissione associata allo shock riflesso non contribuisce in maniera significativa all'emissione X del FilD.