Confronto tra modelli numerici di interazione shock-nube ed osservazioni

Questa parte della ricerca consiste nello studiare, da un punto di vista modellistico, l'interazione shock-nube nella regione Vela FilD (si veda il paragrafo 7.1.1), con l'obiettivo di confrontare in maniera dettagliata le previsioni fornite dal modello con le osservazioni nei raggi X. 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 e delle perdite radiative. Si è quindi provveduto a sintetizzare, a partire dal modello, delle grandezze osservabili (come spettri e mappe di brillanza superficiale) che potessero essere confrontate direttamente con i dati. Ciò ha consentito 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.

Le simulazioni numeriche sono state effettuate utilizzando il Sistema di Calcolo per l'Astrofisica Numerica (SCAN, Linux Cluster EXADRON con 24 processori AMD Opteron 250 (clock 2.2 GHz), 12 IB nodi e memoria RAM totale 48 Gb) dell'Osservatorio Astronomico di Palermo (§12) ed i supercalcolatori IBM pSeries p4 e p5 systems presso il Consorzio Interuniversitario CINECA di Bologna (nell'ambito dell'accordo INAF / CINECA) per un totale di circa 9000 ore di calcolo (sommate su tutti i processori). Sono state eseguite diverse simulazioni con diversi setup iniziali. Di seguito riportiamo i risultati ottenuti dal ``best model''. La condizioni iniziali del nostro problema consistono in uno shock piano-parallelo a 6.6 milioni di gradi che impatta su una nube omogenea, ellissoidale (semiasse maggiore $3.09\times10^{18}$ cm, semiasse minore $10^{18}$ cm) in equilibrio di pressione col mezzo circostante e con densità 1.5 cm$^{-3}$ (30 volte maggiore di quella del mezzo $intercloud$).

Nella figura 43 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 $z$). 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 la rapidità con cui la nube ``evapora'' nel mezzo intercloud.

Figura 43: Mappe bidimensionali di densità (a sinistra) e temperatura (a destra) a diversi tempi dall'impatto dello shock con la bolla.

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 44 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 3550 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. 45. 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 44: 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 e $1.2\times 10^{-3}$ s$^{-1}$ bin$^{-1}$, ($0.3-0.5$ keV e $0.5-1$ keV), e fra 0 e $2.4\times 10^{-3}$ s$^{-1}$ bin$^{-1}$, per la banda $0.3-2$ keV.

Figura 45: 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 46: In alto: fit simultaneo dello spettro osservato nella regione 2 (in rosso) e di quello sintetizzato, a partire dal modello, nella regione $\epsilon$ (in nero) con curva di best-fit e residui. Per la localizzazione delle regioni si vedano Fig. 44 e Fig. 45. In basso: come sopra, per le regioni 7 ed $\eta$.

Anche i risultati dell'analisi spettrale spazialmente risolta mostrano un buon accordo con le osservazioni. Come mostrato in Fig. 46, le caratteristiche spettrali previste dal modello sono in ottimo accordo con quelle osservate.

Il modello ci consente inoltre di comprendere l'origine fisica delle due componenti termiche necessarie per descrivere gli spettri del FilD. La componente più fredda ha origine all'interno della nube, alle spalle dello shock trasmesso, mentre la componente a 3 milioni di gradi è dovuta all'evaporazione della nube che, vista l'efficienza della conduzione termica, viene riscaldata dal mezzo $intercloud$. Tale riscaldamento determina infatti la formazione di un alone diffuso intorno alla nube (``corona'').