Il resto di supernova della Vela

Nei resti di supernova evoluti l'emissione nei raggi X risulta essere tipicamente associata all'interazione fra l'onda d'urto generata dall'esplosione della supernova e le disomogeneità (nubi) del mezzo interstellare. L'emissione X dovuta all'interazione fra shock e nubi interstellari può essere interpretata alla luce di tre diversi scenari fisici: i) shock trasmessi dentro le nubi, ii) shock riflessi dalle nubi, iii) evaporazione delle nubi nel mezzo circostante. Discriminare fra questi diversi scenari interpretativi non é affatto semplice, viste le limitate caratteristiche strumentali dei satelliti per i raggi X delle passate generazioni e la mancanza di previsioni dettagliate da parte dei modelli teorici. Importanti passi avanti sono stati ottenuti grazie all'utilizzo dei satelliti per i raggi X di nuova generazione.

Per superare queste limitazioni abbiamo deciso di focalizzare la nostra attenzione sul resto di supernova della Vela (il più vicino e quindi meglio osservabile resto di supernova). In particolare abbiamo osservato la regione settentronale della Vela, in cui sono presenti chiare indicazioni dell'interazione fra lo shock e le nubi interstellari, come mostrato da precedenti osservazioni effettuate col satellite ROSAT.

Sono state analizzate tre osservazioni effettuate col satellite XMM-Newton. Le tre regioni osservate si chiamano Vela FilD (dove è presente una nube isolata relativamente piccola), Vela FilE (struttura estesa e molto brillante nei raggi X) e Vela RegNE (localizzata immediatamente alle spalle del bordo settentrionale del resto di supernova). In questa sezione descriveremo brevemente i risultati ottenuti per la regione FilD, mentre le regioni FilE e RegNE saranno discusse nel paragrafo 8.2.2. L'analisi delle osservazioni X ha evidenziato una forte relazione fra la morfologia del FilD nella banda X ed in quella ottica. Questa relazione (il filamento ottico risulta parallelo alla struttura che emette in X) esclude almeno uno degli scenari proposti per i resti di supernova evoluti (quello dello shock riflesso). Abbiamo anche condotto un'analisi spettrale spazialmente risolta che ha mostrato che gli spettri sono ben descritti da un modello di plasma termico otticamente sottile in equilibrio di ionizzazione con due componenti isoterme (rispettivamente a circa 1 e 3 milioni di gradi). Le due componenti possono essere associate a due diverse fasi delle nubi: il ``nucleo'' (ad 1 milione di gradi) e la piú calda e tenue ``corona''. Le temperature dei nuclei appaiono piuttosto uniformi in tutta la regione (valore medio $\sim 1.14\pm 0.02\times 10^{6}$ K) ed anche le corone hanno tutte circa la stessa temperatura ( $3.0\pm 0.1\times 10^{6}$ K). Si osservano invece grandi variazioni della misura di emissione di entrambe le componenti, con regioni (come il FilD appunto) dove la componente fredda domina, e regioni (localizzate principalmente a Nord del FilD) dove il contributo della componente piú calda appare ben maggiore.

L'analisi dei dati nei raggi X ci ha consentito di ampliare le nostre conoscenze sull'interazione fra il fronte di shock di un SNR evoluto ed una nube relativamente piccola (dimensioni minori di 1 pc) ed isolata. Consentendoci di ottenere diagnostiche di temperatura e densità del plasma post-shock ben più accurate di quelle ottenute con le passate generazioni di rivelatori per i raggi X. Ad ogni modo, vista l'intrinseca complessità del sistema, una comprensione completa dello scenario fisico richiede un accurato modeling idrodinamico dell'interazione shock-nube ed un confronto dettagliato fra le previsioni del modello e le osservazioni. In particolare, le questioni aperte riguardano le cause della presenza di due componenti termiche e la loro eventuale associazione a delle specifiche ``fasi'' delle nubi interstellari. In particolare ci si chiede se queste fasi siano intrinseche alle nubi o se siano il risultato dell'interazione delle nubi con lo shock. Inoltre è necessario indagare i dettagli del meccanismo di riscaldamento del plasma, verificando se tali componenti possono essere associate al plasma alle spalle dello shock trasmesso, o se possano, in qualche modo, essere legate all'evaporazione delle nubi. Nel prossimo paragrafo mostriamo come un appropriato modello idrodinamico, messo a punto sulla base dei risultati osservativi, possa rispondere a queste domande.