next up previous contents
Next: Morfologia dei resti di Up: Resti di Supernova Previous: Ejecta nel resto di   Indice

Origine delle asimmetrie nei resti di supernova di tipo "bilateral"

I resti di supernova di tipo "bilateral" (BSNRs; noti anche come SNR bipolari) sono considerati un punto di riferimento per lo studio dell'interazione su larga scala tra SNR e mezzo interstellare, dal momento che per questo oggetti non sembrano esserci effetti su piccola scala come, ad esempio, interazioni con nubi di materiale interstellare. I BSNRs sono caratterizzati da due opposti bordi brillanti nella banda radio separati da una regione con bassa emissione superficiale. Spesso i BSNRs appaiono asimmetrici. Malgrado l'interesse nello studio di questi oggetti, un modello completo e soddisfacente che spieghi la morfologia osservata e l'origine delle asimmetrie non esiste.

Il nostro gruppo ha avviato un progetto dedicato allo studio della morfologia dei BSNRs con l'obiettivo di investigare la loro natura e l'origine delle asimmetrie osservate nelle bande radio ed X. Il nostro studio ha richiesto lo sviluppo di un modello fisico dettagliato, l'implementazione numerica del modello ed un esteso programma di simulazioni MHD 3D condotto presso il CINECA. Il modello da noi sviluppato descrive la propagazione di uno shock prodotto dall'esplosione di un supernova attraverso il mezzo interstellare magnetizzato e disomogeneo (Orlando et al. 2007, A&A in press). Abbiamo considerato due casi complementari di shock che si propaga: 1) attraverso un mezzo disomogeneo con campo magnetico ambiente uniforme; 2) attraverso un mezzo isotermo omogeneo con un campo magnetico ambiente non uniforme. Per studiare la morfologia dei BSNRs nella banda radio, abbiamo sintetizzato l'emissione radio di sincrotrone a partire dalle simulazioni numeriche. Nella sintesi dell'emissione di sincrotrone abbiamo considerato i principali modelli discussi in letteratura per descrivere i meccanismi di accelerazione ed iniezione degli elettroni relativistici.

Figura 50: Sezioni bidimensionali sul piano $(x,z)$ della distribuzione spaziale di densità di massa (pannelli a destra) e di intensità del campo magnetico (pannelli a sinistra) in due esempi di simulazioni (modello GZ2 e DX2 in Orlando et al. 2007) 18 kyr dopo l'esplosione.
\begin{figure}\centerline{\psfig{figure=orlando/bilateral_hy.ps,width=13cm}}\end{figure}

Le simulazione MHD hanno mostrato che lo shock di espande velocemente nel mezzo interstellare: le instabilità di Richtmeyer-Meshkov si sviluppano alla discontinuità di contatto (vedi esempi in Fig. 50) mentre lo shock primario ed il riflesso si propagano attraverso il mezzo interstellare e il materiale espulso nell'esplosione dalla stella progenitrice ("ejecta"). La sintesi dell'emissione radio ha mostrato che gradienti nella densità del plasma del mezzo interstellare o nell'intensità del campo magnetico possono indurre asimmetrie nelle mappe di emissione radio dei BSNRs. In particolare, tali asimmetrie si evidenziano quando la linea di vista non è allineata con tali gradienti.

Figura 51: Emissione radio di sincrotrone (normalizzata al massimo in ciascun pannello), a $t=18$ kyr, sintetizzata dai modelli ed assumendo un gradiente della densità di massa del mezzo ambiente (pannelli A e D) oppure un gradiente dell'intensità del campo magnetico (pannelli B ed E) quando la linea di vista è allineata con l'asse $y$. Le direzioni del campo magnetico medio non perturbato, $\langle{\bf B}\rangle$, ed il gradiente di densità di massa o di intensità di campo magnetico ambiente, sono mostrati negli angoli in alto a sinistra ed in basso a destra di ciscun pannello. I pannelli a destra mostrano due esempi di mappe radio (dati adattati da Whiteoak & Green 1996 e Gaensler 1998; le freccie indicano il Nord) ottenute per i SNRs G338.1+0.4 (pannello C) e G296.5+10.0 (pannello F). La scala di colori è lineare ed è data dalla barra sulla destra di ciscun pannello.
\begin{figure}\centerline{\psfig{figure=orlando/bilateral.ps,width=15cm}}\end{figure}

Abbiamo mostrato che BSNRs caratterizzati da emissione molto diversa nei due bordi radio (come, ad esempio, il SNR G338.1+0.4; vedi Fig. 51) possono essere spiegati se un gradiente di densità o, più probabilmente, di intensità di campo magnetico nel mezzo ambiente è perpendicolare ai due bordi radio (vedi confronto tra modelli ed osservazioni nei pannelli in alto di Fig. 51). In questo caso, il bordo radio più brillante è quello nella regione di più alta densità di plasma o di maggiore intensità del campo magnetico.

Nel caso di BSNRs caratterizzati da due bordi radio di intensità simile e convergenti da un lato (come, ad esempio, G296.5+10.0; vedi Fig. 51), le nostre simulazione hanno mostrato che tale morfologia può essere spiegata se un gradiente i densità o di intensità di campo magnetico nel mezzo ambiente è allineato con i due bordi radio (vedi confronto tra modelli ed osservazioni nei pannelli in basso di Fig. 51). In questo caso, la regione di convergenza è localizzata dove la densità del plasma o l'intensità del campo magnetico è maggiore.

Il nostro studio ci ha inoltre permesso di definire dei parametri molto utili per quantificare il grado di asimmetria di un BSNR. Attraverso un primo confronto dei risultati dei nostri modelli con dati radio reali, abbiamo mostrato che tali parametri possono essere un potente mezzo di diagnostica nel confronto tra modelli ed osservazioni (vedi Orlando et al. 2007, A&A in press). In particolare essi possono essere molto utili nell'indagine della microfisica che governa l'accelerazione e l'iniezione degli elettroni relativistici che determinano l'emissione di sincrotrone. Per esempio, nei casi in cui la distribuzione spaziale della densità del plasma del mezzo in cui si espande il BSNR è nota, il confronto tra i nostri modelli e le osservazioni può aiutare nell'indagine di come l'efficienza dell'iniezione degli elettroni varia in funzione del'angolo tra la normale allo shock ed il campo magnetico ambiente, oppure nell'indagine della dipendenza dell'efficienza dell'iniezione di elettroni dalla velocità dello shock.


next up previous contents
Next: Morfologia dei resti di Up: Resti di Supernova Previous: Ejecta nel resto di   Indice
Flavio Morale 2007-08-14