Abbiamo studiato l'origine della morfologia osservata nei resti di supernova di tipo "mixed-morphology" (MM SNRs; Orlando et al. 2007). La caratteristica principale dei SNRs appartenenti a questa classe è di avere una morfologia di tipo "shell" nella banda radio ed emissione termica concentrata prevalentemente al centro del SNR nella banda X. Inoltre, di recente, è stato dimostrato che nella metà dei casi i MM SNRs sono caratterizzati da abbondanze sovrasolari, suggerendo la presenza di materiale stellare ("ejecta") mescolato al mezzo interstellare caldo post-shock. Malgrado l'interesse della cominità scientifica per questa classe di oggetti, l'origine dei MM SNRs ed i meccasnimi responsabili della loro particolare morfologia non sono stati ancora identificati.
Il nostro progetto vuole contribuire alla comprensione dei processi fisici che danno origine ai MM SNRs, come ad esempio W44, il prototipo di questa classe. I nostri principali obiettivi sono di investigare: 1) il ruolo che può avere la conduzione termica nel determinare l'emissione X del SNR; 2) l'effetto di un mezzo circumstellare (CSM) disomogeneo; 3) il ruolo degli ejecta nel determinare le abbondanze sovrasolari trovate in molti MM SNRs.
Per raggiungere questi obiettivi, abbiamo modellato l'evoluzione dell'onda d'urto generata da una esplosione di supernova (SN) che si propaga in un mezzo disomogeneo, determinato dai vari stadi evolutivi di una stella progenitrice di 15 masse solari, tenendo conto degli effetti della conduzione termica e delle perdite radiative da parte di plasma otticamente sottile. Il materiale degli ejecta, caratterizzato da alta metallicità, è seguito per mezzo di un tracciante. I calcoli sono stati eseguiti con il codice FLASH (Fryxell et al. 2000, ApJS 131, 273). Abbiamo considerato una simulazione idrodinamica 3-D in geometria cartesiana, che copre circa 30000 anni di evoluzione del SNR. La simulazione è stata condotta presso il CINECA ed ha richiesto un totale di 150000 ore di calcolo CPU su 128 processori IBM/Sp5.
I risultati della simulazione sono stati usati per la sintesi dell'emissione termica nella banda X [0.1-10] keV al fine di studiare la morfologia del SNR durante le sue fasi evolutive. L'analisi preliminare dei risultati ha mostrato che tale morfologia cambia durante l'evoluzione del SNR (vedi Fig. 56). Durante la prima fase evolutiva della durata di circa 2500 anni, l'onda d'urto generata dall'esplosione di SN si propaga attraverso il CSM disomogeneo determinato dal vento stellare (cavità) durante gli stadi evolutivi della stella progenitrice (stadio di sequenza principale e di supergigante rossa). Lo shock di SN con temperature dell'ordine di decine di milioni di gradi si propaga velocemente nel mezzo a bassa densità della cavità, raggiungendone il bordo ("cavity wall") alla fine di questa fase. La conduzione termica, molto efficace in questa fase, induce un aumento di densità del plasma nelle zone più interne del SNR. Tuttavia, l'emissione termica nella banda X si mantiene massima in prossimità dello shock durante tutta questa fase e, pertanto la morfologia del SNR è di tipo "shell".
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Dopo aver raggiunto il bordo della cavità, lo shock di SN inizia
l'interazione con il mezzo interstellare più denso, determinando uno
shock trasmesso lento con temperature dell'ordine di 
K ed uno
shock riflesso con temperature dell'ordine di 
K. Quest'ultimo si
focalizza al centro del SNR dopo circa 18000 anni determinando in tale
zona l'aumento della densità del plasma. A tale aumento contribuisce
anche la conduzione termica che risulta molto efficace per i valori di
temperatura del plasma post-shock. Durante questa fase, le immagini
sintetizzate nella banda X mostrano una morfologia con emissione massima
al centro del SNR che riproduce le caratteristiche osservate nei MM
SNRs. Tale morfologia viene mantenuta durante le successive fasi
evolutive, sebbene il massimo di emissione al centro del SNR si vada
via via attenuando.
In conclusione, i risultati preliminari della nostra analisi mostrano che: 1) la morfologia dei MM SNRs viene determinata principalmente dal mezzo circumstellare disomogeneo ed, in particolare, dallo shock riflesso che si determina al bordo della cavità dall'interazione tra shock di SN e mezzo interstellare denso; 2) la conduzione termica contribuisce ad aumentare la densità del plasma nelle zone interne del SNR; 3) il SNR mostra una morfologia di tipo "mixed-morphology" in fasi evolutive avanzate, dopo che lo shock riflesso al bordo della cavità si è focalizzato nella zona centrale del SNR. Un aspetto del nostro studio ancora da approfondire è l'analisi delle abbondanze sovrasolari rivelate nei MM SNRs. A tal fine, prevediamo di sintetizzare spettri X estratti da diverse zone del SNR da noi simulato e di fare il fit degli spettri con modelli di emissione con metallicità variabile.