OSSERVATORIO ASTRONOMICO DI PALERMO GIUSEPPE S. VAIANA

Report Annuale


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L'origine dell'emissione X dei resti di supernova: la natura multi-componente ed il problema delle abbondanze

Gli studi fin qui condotti sul resto di supernova della Vela, ci hanno mostrato che le disomogeneità dell'ISM si rivelano attraverso (almeno) due componenti di temperatura nello spettro X. Da questo punto di vista, la natura bi-fase del plasma emittente in X di questi oggetti è, in linea di principio, assolutamente generale. Questo non è un risultato totalmente nuovo perchè in letteratura si trovano molte pubblicazioni riguardanti RSN che sottolineano la necessita di modelli di emissione multi-componente per poter spiegare l'emissione di oggeti anche a diversi fasi evolutive. D'altro canto, la disponibilità dei dati ASCA e SAX ha portato alla determinazione dei parametri di queste componenti con una precsione non trascurabile, seppur con una risoluzione spaziale ancora al di sopra delle scale spaziali tipiche delle variazioni nello spettro dettate dalla presenza di disomogeneità nel mezzo interstellare o negli ejecta. A tutt'oggi, però, manca ancora un quadro soddisfacente sull'intepretazione delle componenti rivelate e sui parametri misurati, con particolare riferimento alle abbondanze dei metalli. Questa situazione è in un certo senso alimentata da alcune discrepanze ottenute da osservazione del medesimo oggetto con diversi strumenti. La corretta interpretazione delle componenti è necessaria per la formulazione di un quadro completo delle prorietà del RSN, ivi comprese quelle più basilari, quali la determinazione dello stadio evolutivo e la connessione con eventuali supernove in epoca storica, ed è inoltre necessaria per lo studio dettagliato di alcuni processi di interazione shock-materia, quali ad esempio la distruzione dei grani dietro lo shock.

Per questo motivo, abbiamo quindi avviato un programma di osservazione X di altri RSN di questo tipo usando il satellite SAX, e ne stiamo analizzando i dati.

  
Figure 33: Immagini LECS 0.1-2.0 keV ( a sinistra) e MECS 2.0-10.5 keV ( a destra della Regione SW della shell di RCW86. Le unita sono contaggi al secondo in pixel da 32".
\begin{figure}\centerline{\hbox{
\psfig{figure=SNR/rcw86SW_le_bl4_10_187_ctr_sm...
... \psfig{figure=SNR/rcw86SW_me_bl4_43_227_ctr_smo.ps,width=8cm}
}}
\end{figure}

Partiolarmente interessante si è rivelato il caso di RCW86, un RSN probabilmente associato alla supernova del 185 AD. L'analisi dei risultati pubblicati in letteratura sull'emissione X di RCW86 ha rivelato che sino ad ora non esiste un modello che descriva l'emissione da questo oggetto in modo soddisfacente. In particolare, i valori di temperatura del plasma ottenuti integrano l'emissione su tutta l'estensione spaziale dell'oggetto sono discordanti. Solo recentemente, con ASCA, sono stati pubblicati dei risultati di alcune subregioni della shell, che però mostrano delle abbondanze inverosimilmente basse, ed in disaccordo rispetto ai modelli di distruzione dei grani dietro lo shock. Inoltre, la maggior parte di questi risultati si basa su fit non accettabili secondo il criterio del $\chi ^2$.

L'analisi dei nostri dati SAX è stata quindi mirata ad ottenere una descrizione accettabile dell'emissione X della regione SW (figura 33) e della regione N della shell di RCW86. I risultati ottenuti, in corso di pubblicazione, mostrano chiaramente delle differenze significative delle caratteristiche spettrale delle regioni SW e N. Nella regione N, un modello a singola temperatura (kT=3.4keV) è consistente con lo spettro SAX LECS+MECS. Abbiamo associato questa componente allo shock primario che si propaga nel mezzo interstellare. Infatti, i valori di abbondanza trovati sono perfettamente compatibili con il modello di distruzione dei grani, tranne che per il Neon. Il problema del Neon è in un certo senso atteso perchè le righe del Ne IX cadono in mezzo al blend delle righe del Ferro attorno ad 1 keV, e quindi l'abbondanza, derivata dal confronto fra le righe ed il continuo, non è ben determinata. L'analisi dei dati ROSAT della stessa regione hanno mostrato la presenza bassa ma significativa di una seconda componente a kt=0.2 keV che abbiamo messo in relazione con delle piccole disomogeneità del mezzo interstellare.

  
Figure 34: Spettro LECS e MECS con modello di best-fit a due temperature in Non Equilibrio di ionizzazione ed abbondanze variabili.
\begin{figure}\centerline{\psfig{figure=SNR/p1pha.ps,width=8cm,angle=-90}}
\end{figure}

Nel caso della regione SW (figura 34), a differenza della regione N, abbiamo scoperto che sono necessarie due componenti di temperatura (kT1=5.5 e kT2=1.0 keV) e che l'abbondanza dei metalli della componente calda è significativamente sopra le abbondanze ``cosmiche" (Z=2.8), mentre le abbondanze della componente più fredda son intorno ad 1/4 di quelle cosmiche. L'interpretazione di questi risultati, che rappresentano una novità non solo per RCW86, può essere formulata nel modo seguente. La componente più calda è associata all'espansione di un materiale meno denso della densità media del mezzo interstellare che si riscontra nella regione N (perchè il tempo di ionizzazione è più basso, e la temperatura è più alta); inoltre, il fatto che le abbondanze siano superiori a quelle cosmiche suggerisce che l'interazione sta avvenendo con gli ejecta della supernova progenitrice. La componente più fredda è invece ancora associabile al mezzo interstellare. Abbiamo verificato, ripetendo diverse volti i fit con varie scelte dei parameteri iniziali, che in nessun modo i fit della regione di SW possano dare delle abbondanze al di sotto di quelle cosmiche per la componente calda, e abbondanze sopra quelle cosmiche per la componente fredda. Inoltre, i valori calcolati di $\chi ^2$ per questi fit sono accettabili ad un livello di confidenza $>10\%$.

Prossimamente, a partire da questi risultati deriveremo le stime di densità per tutte le componenti coinvolte che ci permetteranno di confermare o smentire l'interpretazione preliminare che abbiamo dato. È da notare che la presenza di interazione con gli ejecta, e dunque la conclusione che il RSN non è ancora in fase adiabatica nella regione SW, è molto importante in quando vincola fortemente l'età di questo oggetto e permette di stabilire in modo chiaro la controversa questione sull'associazione con la supernova del 185 AD.



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