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Il resto di supernova W49B

Lo studio dei resti di supernova consente di ottenere informazioni sui meccanismi di esplosione delle supernovae e sui processi di nucleosintesi esplosiva. Il resto di supernova W49B è un ejecta dominated SNR in cui l'onda d'urto, impattando contro una nube molto estesa e densa ha generato uno shock riflesso estremamente caldo. Tale shock, ``rimbalzando'' indietro verso il centro del resto di supernova, sta riscaldando il materiale stellare espulso dalla supernova (ejecta) (si veda Fig.47).
Figura 47: Immagine nei raggi X ottenuta col satellite Chandra nella banda di emissione della riga K del Fe XXV (in blu), immagine infrarossa della riga a 2.12 $\mu $m dell'idrogeno molecolare (in rosso), e della riga a 1.64 $\mu $m del [Fe II] (in verde) del resto di supernova W49B (da Miceli et al. 2006).
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Nel contesto di una collaborazione col DSM/DAPNIA/Service d'Astrophysique del CEA di Saclay è stata da noi analizzata un'osservazione nei raggi X di W49B ottenuta col satellite XMM-Newton. L'analisi ha consentito di studiare la distribuzione spaziale delle proprietà chimiche e fisiche degli $ejecta$ in questo resto di supernova e di ottenere importanti informazione sulla dinamica dell'esplosione. I risultati dell'analisi spettrale spazialmente risolta mostrano che in W49B è presente una chiara anisotropia degli ejecta in termini di temperatura e di composizione chimica (si veda la Fig. 48). In ogni regione di W49B, tuttavia, le abbondanze di Si, S, Ca, Ar, Mg e Fe sono sovrasolari e ciò conferma che stiamo osservando elementi sintetizzati nel corso della vita della stella progenitrice e nelle fasi della sua morte (attraverso i fenomeni di nucleosintesi esplosiva).

Figura 48: Risultati dei fit spettrali condotti su diverse regioni del resto di supernova W49B.
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Cerchiamo adesso di capire se la complessa morfologia di W49B sia stata determinata dalla dinamica stessa dell'esplosione e/o dalla sua interazione col mezzo circostante. Come mostrato in Fig. 47, osservazioni infrarosse a 2.12 micron hanno mostrato la prsenza di una grossa nube molecolare che confina il resto di supernova sul fronte orientale. In Figura si notano inoltre filamenti caratterizzati da emissione IR nella riga ad 1.64 $\mu m$ del [Fe II] che mostrano una struttura ad anelli coassiali disposti intorno alla barra centrale di W49B. Questi anelli sono stati interpretati come residui di un intenso vento stellare.

Appare evidente come la morfologia della regione orientale di W49B sia stata determinata dalla presenza della nube. In particolare la struttura ad Est (pressoché perpendicolare alla barra centrale) è probabilmente dovuta all'interazione degli ejecta con le pareti della nube molecolare che, essendo estremamente più densa (le nubi molecolari raggiungono valori di densità pari anche a $10^{4}$ cm$^{-3}$) agisce quasi come un ``muro'' impedendo l'espansione degli $ejecta$ (3-4 ordini di grandezza meno densi) nella direzione orientale.

Per quanto riguarda la barra centrale, tuttavia, non ci sono strutture interstellari che possano avere in qualche modo costretto gli ejecta ad assumere una così netta simmetria assiale. La morfologia allungata della struttura centrale $b$ ha spinto a ritenere W49B un resto di gamma-ray burst (GRB). 3. Si noti tuttavia che la presenza di una struttura del genere non necessariamente riflette un'esplosione asferica. Una spiegazione alternativa potrebbe essere che il mezzo interstellare costituisce una sorta di anello (disposto sul piano che contiene la linea di vista) intorno a W49B: gli ejecta sono pertanto stati espulsi secondo una simmetria sferica, ma solo quelli che hanno impattato contro l'anello sono stati riscaldati dallo shock riflesso generato dall'impatto. In questo modo solo una piccola percentuale del mezzo espulso può raggiungere temperature tali da produrre emissione X e, supponendo di osservare il sistema lungo il piano che contiene l'anello, si otterrebbe in proiezione una morfologia allungata come quella della regione centrale. Tuttavia, va notato che, secondo le nostre stime di densità del plasma, la massa totale osservata degli ejcta in tutte le regioni spettrali risulta di $\sim 8$ M$_{\odot}$. Pertanto, se supponiamo di osservare soltanto una piccola frazione degli ejecta (quella che ha interagito con la nube molecolare), otteniamo dei valori eccessivamente alti di massa totale espulsa. Masse di ejecta molto superiori ad 8 M$_{\odot}$ risultano irrealistiche, dal momento che: i) le stelle più massicce mai osservate hanno masse di $100$ M$_{\odot}$; ii) prima di esplodere come supernovae queste perdono considerevoli frazioni della loro massa sotto forma di vento; iii) non tutto il materiale della stella viene espulso nell'esplosione dato che il nucleo, di alcune masse solari, collassa gravitazionalmente formando una stella di neutroni od un buco nero.

Un'altra possibilità è che la barra centrale $b$ sia in effetti associata ad un'esplosione asferica e quindi ad un getto bipolare. La similitudine nei valori di abbondanze nella regione ad est, $a$, ed in $b$ suggerisce inoltre che $a$ sia la testa del getto orientale. Lo scenario che emerge è che questo getto sia stato distorto e deviato verso il basso dall'impatto con la nube di H$_{2}$. Si noti che, assumendo un'esplosione asferica e bipolare, dovremmo necessariamente considerare un getto anisotropo in cui il braccio orientale è significativamente più lungo, più caldo e più ricco di Fe di quello occidentale. Si noti tuttavia che la presenza di un'esplosione asferica non implica necessariamente la produzione di un GRB, per il quale è necessaria anche la liberazione di $\sim10^{52}$ erg di energia, ovvero un'hypernova.

Figura 49: Valori delle abbondanze chimiche nella struttura a barra presente al centro di W49B (croci rosse), normalizzati all'abbondanza del ferro relativamente al valore solare, confrontati con i valori previsti dai modelli di nucleosintesi esplosiva per esplosione asferica (ricavati da Maeda e Nomoto 2003) 25a ( $E=6.7\times 10^{51}$ erg ed $M_{ZAMS}=25\rm M_{\odot}$, quadrati), 25b ( $E=0.6\times 10^{51}$ erg ed $M_{ZAMS}=25\rm M_{\odot}$, rombi) e 40A ( $E=3.2\times 10^{52}$ erg ed $M_{ZAMS}=40\rm M_{\odot}$, triangoli) e dal modello di esplosione sferica 25Sa ( $E=1\times 10^{51}$ erg ed $M_{ZAMS}=25\rm M_{\odot}$, asterischi).
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Per verificare la possibilità che W49B sia un resto di GRB, abbiamo confrontato le abbondanze trovate nella barra $a$ con le previsioni dei modelli numerici di nucleosintesi esplosiva in esplosioni asferiche e bipolari di supernova elaborati da Maeda e Nomoto 2003. In particolare, abbiamo confrontato i valori attesi e quelli osservati $(X/X_{\odot})/(Fe/Fe_{\odot})$, con $X=Si$, $S$, $Ar$, $Ca$, $Cr$, $Mn$ e $Ni$ . Nessuno dei modelli riproduce esattamente le abbondanze osservate. I modelli di hypernova con massa (all'origine della sequenza principale) della stella progenitrice $M_{ZAMS}=40\rm M_{\odot }$ ed energia $E>10^{52}$ erg sono quelli più in disaccordo coi valori osservati (con le maggiori discrepanze osservate per Si, S ed Ar), mentre abbiamo ottenuto risultati nettamente migliori con modelli meno energetici come quelli con $E=6.7\times 10^{51}$ erg ed $M_{ZAMS}=25\rm M_{\odot }$ (modello 25a) e con $E=0.6\times 10^{51}$ erg ed $M_{ZAMS}=25\rm M_{\odot }$ (25b). Abbiamo trovato un discreto accordo anche con un modello di esplosione sferica, quello con $E=1\times 10^{51}$ erg ed $M_{ZAMS}=25\rm M_{\odot }$ (25Sa). I valori predetti da questi modelli ed i nostri risultati osservativi sono confrontati in Fig. 49.

Per verificare ulteriormente la possibilità che W49B sia un resto di GRB abbiamo anche effettuato delle stime dell'energia (cinetica$+$termica) degli ejecta ottenendo un limite superiore di $1.5\times 10^{51}$ erg (ben al di sotto, quindi, dei valori di enertgia tipici dei GRB).

In conclusione la nostra analisi ha mostrato che l'associazione di W49B con un $\gamma$-ray burst non appare supportata da chiare evidenze osservative, ma che sono comunque presenti chiare indicazioni di un'esplosione asferica.


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Flavio Morale 2007-08-14