OSSERVATORIO ASTRONOMICO DI PALERMO GIUSEPPE S. VAIANA

Report Annuale

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Uno Studio Multibanda del Resto di Supernova della Vela: Risultati

Nel corso del 1998-1999 è stato approfondito lo studio della regione di interazione fra lo shock primario del resto di supernova della Vela e le disomogeneità del mezzo interstellare. In particolare è stato sviluppato uno schema di confronto fra le caratteristiche osservative e le previsione dei modelli di shock radiativo, che ha portato alla derivazione accurata della densità, velocità e campo magnetico nella regione di interazione ed al conseguimento di un quadro consistente sulla conformazione delle disomogeneità e la direzione di propagazione dello shock che le attraversa.
 
 

Figure 29: Immagini CCD multi colore della regione del filamento E nel resto di supernova della Vela. L'emissione nel filtro ESO #694 (H$\alpha$) è in verde, mentre l'emissione nel filtro ESO #689 ([O III] $\lambda 5007$ è in viola. In entrambi i casi sono sovrapposti i contorni dell'emissione X, nonché le posizioni della fenditura delle osservazioni spettrofotometriche.

Il confronto modelli - osservazioni è infatto reso diffcile dal grande dettaglio con cui sono stati osservati i due filamenti nel bordo settentrionale della shell del RSN della Vela e dagli effetti di proiezione che realisticamente influenzano l'interpretazione delle caratteristiche osservate. Per esempio nel caso del Filamento E, mostrato in Figura 29, è palese che l'emissione nella riga dell'H$\alpha$e nelle righe del gruppo delle altre spece a bassa ionizzazione (gruppo LIS, identificata dal colore verde) non coincide spazialmente con quella nella riga della specie a più alta ionizzazione [O III], e questo suggerisce che stiamo risolvendo regioni diverse dietro lo shock radiativo; ma, d'altro canto, l'esatta localizzazione del fronte d'onda e quindi la misurazione della distanza da quest'ultimo alle feature osservative non è immediata.
 
 

Figure 30: Profili di riga lungo la fenditura nella posizione Pe4. In ascissa c'è la posizione lungo la fenditura, misurata in bin spaziali dai quali è stato estratto lo spettro, ciascuno di 3.3". La posizione ed il numero dei bin sono anche rappresentati in figura. I tratti mancanti dei profili corrispondono a bin in cui la misurazione è stata rigettata perché troppo rumorosa. I flussi sono normalizzati per l'emissione nella riga dell'H$\alpha$. Questa normalizzazione, usata di norma per le predizioni dei modelli di emissione da shock radiativi, elimina le variazioni dovute alla diversa misura di emissione e risalta invece le differenze spettrali nella varie posizioni.

 
 

Figure 31: Profili di riga in funzione della distanza dallo shock sintetizzati dal modello di shock radiativo sviluppato in collaborazione con il Dr. J. Raymond del CfA. La velocità di shock è di 110 km sec^-1.

Abbiamo individuato essenzialmente tre quantità osservate utili al confronto fra i profili di flusso nelle varie righe di emissione sintetizzati dai modelli di shock radiativo ed i profili osservati, come mostrati nelle figure 30 e 31 nel caso del Filamento E e del modello con velocità di shock pari a 110 km sec^-1:

1.

Il valore di picco dei profili in flusso normalizzato a H $\alpha=100$.

2.

La larghezza del filamento in [S II] e [N II].

3.

La separazione fra il filamento in [O III] e nelle righe del gruppo LIS.
 

 

Table 1: Confronto fra intensitá osservate e predette

Linea	PD4	PE4	Modello 2 (peak)	Modello Na
[O III] $\lambda 4959+5007$	1900	1000-1500	5500	640
[O II] $\lambda 3727$	300	600-800	2000	710
[N II] $\lambda 6548+6583$	150	150b	250	170
[S II] $\lambda 6716+6730$	140	190b	200	100
[O I] $\lambda 6300+6363$	20-40b	50	90	10

a - I valori per questo modello differiscono da quello del Modello 1 perché sono sono spazialmente integrati, mentre il Modello 1 fornisce i valori al variare della distanza dallo shock

b - Picco non evidente

Il valore di picco dei profili è facilmente ricavata sia nelle osservazioni che nei profili sitetizzati. I valori attesi e misurati sono riassunti in tabella 1. I valori dei rapporti [N II]/H$\alpha$, [S II]/H$\alpha$ e [O I]/H$\alpha$ sono entro un fattore 2 dai valori di picco predetti, e quindi in ragionevole accordo con il modello. D'altro canto, i valori di picco osservati del rapporto [O III]/H$\alpha$ sono un fattore 3-4 più bassi dei valori attesi, ed il rapporto [O II]/H$\alpha$ è un fattore 3 più basso delle predizioni del modello. Il caso dell'[O III] può essere spiegato considerando che, secondo il modello in figura 31, il picco del rapporto cade in una regione dove la densità di potenza della riga dell'[O III] è un fattore 5 sotto il suo valore massimo, e che la densità di potenza dell'H$\alpha$ è un fattore 100 più bassa del suo valore massimo. Quindi, il contributo al flusso totale del filamento che proviene da questa regione è trascurabile. In altre parole, l'emissione osservata del filamento proviene dalle regioni di post-shock dove l'emissività delle righe è massima (cioè a $2 - 3\times 10^{16}$ cm dal fronte dell'onda d'urto); in queste regioni brillanti, il modello predice delle variazione del rapporto [O III]/H$\alpha$ da 5000 a circa 1, cioè un range che include il valore osservato. Il valore effettivamente osservato dipende chiaramente dalla soglia di sensibilità per la misurazione del flusso in ogni riga, chè difficile da stimare, perchè dipende da molte caratteristiche strumentali (CCD ed efficienza del grism in funzione della lunghezza d'onda, tempo di esposizione, larghezza della fenditura). Inoltre, per poter trasformare la soglia in flusso in una soglia sulla densità di potenza emessa in ogni riga (quest'ultima è la quantità rappresentata in figura 31), è necessario sapere la misura di emissione del filamento che a sua volta dipende dalla (sconosciuta) estensione di quest'utlimo lungo la linea di vista. In conclusione, il fatto che noi non osserviamo [O III]/H$\alpha \geq 2000$ suggerisce che la nostra sensibilità non è sufficiente per osservare le regioni vicine al fronte d'onda dove [O III]/H$\alpha$ è $\sim 5000$ ma l'emissività delle righe è bassa. Il caso dell'[O II]/H$\alpha$ può essere spiegato nello stesso modo.

Se però la velocità di shock non è esattamente perpendicolare alla linea di vista, i valori dei rapporti di riga potrebbero essere diversi da quelli predetti dal modello di figura 31. Per questo motivo, nella tabella 1 abbiamo anche riportato i valori predetti dal Modello N di Raymond (1979), che ha delle caratteristiche simile al modello da noi impiegato, ma riporta dei valori calcolati integrando lungo tutta la regione di post-shock, una situazione che corrisponde ad un filamento visto frontalmente. In questo caso, il flusso predetto di [O II], [N II], [O III] e [S II] è entro un fattore 2 dalle osservazioni nel caso della fenditura PE4, mentre i valori di [O I] in PE4 e di [O II], [O II] and [O I] in PD4 sono più discrepanti. Questo indica che anche il modello "frontale" non può spiegare tutti i dati.

Il confronto fra la larghezza del filamento nelle varie righe in emissione conferma che la direzione di propagazione non è perpendicolare alla linea di vista. Infatti, la larghezza della regione che emette nelle righe [S II] e [N II] predetta dal modello, misurata ad 1/10 del valore di picco del profilo della densità di potenza in figura 31 è $1.5-2\times 10^{16}$ cm, cioè 1-2 bin spaziali ($3.4^{\prime\prime}=1.2\times 10^{16}$ cm =0.004 pc ad una distanza di 250 pc), e la regione che emette [O III] ha una larghezza simile. Al contrario, le osservazioni mostrano che i filamenti H$\alpha$ e [O III] sono rispettivamente larghi 3 e 5 bin FWHM nella fenditura PD4, e 10 e 5 bin, rispettivamente, nella fenditura PE4, mentre la larghezza ad 1/10 del massimo e fra 15 e 20 bin in entrambe le fenditure. Se, appunto, la direzione di propagazione non è sul piano del cielo, allora ci aspettiamo che le larghezze osservate siano maggiori di quelle predette, in quando i filamenti hanno una forma a foglio sottile ed il plasma è otticamente sottile.

L'ultima quantità osservata che abbiamo preso in considerazione, e cioè la separazione fra l'emissione dei filamenti nella riga dell'[O III] ed in quella del gruppo LIS (figura 29 e 30) è risultata determinante per la formulazione della spiegazione basata sul gradiente di densità nel mezzo interstellare investito dall'onda d'urto (figura 32). Infatti, se consideriamo i profili dei flussi assoluti, la separazione fra il picco dell'[O III] ed il picco dell'[N II] o dell'[S II] predetto dal modello è $<1\times 10^{16}$ cm =0.003 pc, e dunque $\leq 1$ spatial bins; in PE4, dove i picchi sono più evidenti, la separazione è di 5 bin nei profili di flussi normalizzati e di 2-3 bin nei profili di densità di potenza. Le osservazioni quindi mostrano una regione di post-shock molto più estesa di quanto predetto dai modelli, che, ricordiamo, assumono che la propagazione avvenga perpendicolarmente alla linea di vista. Gli effetti di proiezione non spiegano questo "allargamento" perche, al contrario, tenderebbero a ridurre la separazione osservata rispetto a quella prevista dal modello. Per spiegare questa discrepanza fra modello ed osservazioni, dobbiamo assumere che lo shock si stia propagando in un mezzo che ha una densità crescente verso la direzione di propagazione. In questo caso, la separazione fra [O III] e le altre righe in emissione è spiegato assumendo che la disposizione del fronte d'onda e delle disomogeneità rispetto alla linea di vista dell'osservatore è quella mostrata in figura 32, in cui è rappresentato un fronte d'onda che avanza verso zone a densità crescente e le raggiunge in istanti diversi (A, B e C), interagendo nei punti 1, 2, 3 e 4. Per piccoli valori di $\theta$, l'angolo fra la direzione di propagazione (v_s) e la linea di vista, l'osservatore O vede la regione postshock c, definita dalla separazione fra la regione di emissione dell' [O III], intesa come emissione proveniente da una regione quasi coincidente con lo shock, e quella dell' H$\alpha$, intesa come emissione proveniente da una regione in cui il plasma ha avuto il tempo di raffreddarsi (e perciò lontana dallo shock) espansa fino a diventare i. Per un angolo compreso fra 20 e 30 gradi, la separazione osservata diventa compatibile con quella attesa.
 
 

Figure 32: A sinistra: stratificazione del mezzo interstellare ed effetti sulla propagazione dello shock del RSN della Vela. Per piccoli valori di $\theta$, l'angolo fra la direzione di propagazione (v_s) e la linea di vista, l'osservatore O vede la regione postshock c espansa fino a diventare i. A destra: prospettiva da O che mostra la forma delle disomogeneità compatibili con la curvatura osservata del FilE.

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