Υπολείμματα υπερκαινοφανών Γιάννης Σειραδάκης Τμήμα Φυσικής, ΑΠΘ

Εκρήξεις υπερκαινοφανών Πολύ λαμπρές εκρήξεις αστέρων Ιδιαιτέρως σημαντικές για τον εμπλουτισμό του μεσοαστρικού χώρου σε χημικά στοιχεία Χρήσιμες για τον υπολογισμό κοσμολογικών αποστάσεων

Εκρήξεις υπερκαινοφανών (α) Προσαύξηση μάζας σε διπλούς αστέρες (Τύπου Ια) (β) Εξάντληση καυσίμων σε αστέρες μεγάλης μάζας (Τύπου ΙΙ)

Ταξινόμηση υπερκαινοφανών Καμπύλες φωτός

Ταξινόμηση υπερκαινοφανών Φάσμα Type Ia Supernovae

Ταξινόμηση εκρήξεων υπερκαινοφανών Από την καμπύλη φωτός και το φάσμα τους οι υπερκαινοφανείς χωρίζονται σε: Τύπου Ια: Προσαύξηση μάζας σε διπλούς αστέρες Τύπου ΙΙ (και Ιb/c): Εξάντληση καυσίμων σε αστέρες μεγάλης μάζας Τύπου Ια: Έλλειψη γραμμών Η στο φάσμα τους Τύπου ΙΙ: Παρατηρούνται γραμμές Η στο φάσμα τους Τύπου Ιb και Ιc: Έλλειψη γραμμών Η και He στο φάσμα τους

Αστέρες μεγάλης μάζας (Μ>6Μο): Ιστορική αναδρομή Το 1934: Baade και Zwicky Αστέρες μεγάλης μάζας (Μ>6Μο): Εκρήξεις: Ε= 1051 erg Δημιουργία υπερ-συμπαγών αστέρων Παραγωγή κοσμικής ακτινοβολίας Ταχύτητα διαστολής > 1000 km/s

Ιστορική αναδρομή 1968: Οι προβλέψεις των Baade και Zwicky επιβεβαιώνονται με την ανακάλυψη ενός αστέρα νετρονίων στο κέντρο του υπολείμματος υπερκαινοφανούς του Καρκίνου (Crab Nebula) στον αστερισμό του Ταύρου.

Ιστορική αναδρομή Η έκρηξη που είχε δημιουργήσει το υπόλειμμα του υπερκαινοφανούς του Καρκίνου είχε παρατηρηθεί από Κινέζους αστρονόμους το 1054 μ.Χ. Ήταν ορατό κατά τη διάρκεια της ημέρας επί 23 ημέρες!

Ιστορική αναδρομή Ιστορικές εκρήξεις υπερκαινοφανών που παρατηρήθηκαν οπτικά: 185 μ.Χ. 393 μ.Χ. 1006 μ.Χ. 1054 μ.Χ. 1181 μ.Χ. 1572 μ.Χ. (Tycho Brache) 1604 μ.Χ. (Kepler) 1987 μ.Χ. (SN 1987α – Μεγάλο Μαγγελανικό Νέφος – νετρίνα)

Υπολείμματα γνωστών υπερκαινοφανών Υπόλειμμα Tycho Brache Σε ραδιοφωνικά κύματα Σε ακτίνες Χ

Υπολείμματα γνωστών υπερκαινοφανών Υπόλειμμα Κασσιόπης (Cas A) Σε ραδιοφωνικά κύματα Σε ακτίνες Χ

Υπολείμματα γνωστών υπερκαινοφανών Υπόλειμμα Κασσιόπης (Cas A) Σε οπτικά κύματα

Υπολείμματα γνωστών υπερκαινοφανών Έκρηξη και υπόλειμμα 1987α Μοντέλο Οπτική παρατήρηση Νοέμβριος 2003 Οπτική παρατήρηση Φεβρουάριος 2004

Φασματική κατανομή του υπολείμματος του Καρκίνου α = -0.27 έως α = -1.2: μη θερμική ακτινοβολία

Η σχέση Σ(D) για υπολείμματα υπερκαινοφανών

Ταξινόμηση υπολειμμάτων υπερκαινοφανών Kepler SN Τύπου κελύφους (S-type) G292.0+1.8 Πεπληρωμένου τύπου (P-type) N49 (LMC) Ενδιάμεσου τύπου (C-type)

Ταξινόμηση υπολειμμάτων υπερκαινοφανών Χαρακτηριστικές ιδιότητες Τύπου Κελύφους (S) Σε οπτικά μήκη κύματος ♪ Νήματα θερμικής εκπομπής ♪ Οργάνωση των νημάτων σε διάταξη κελύφους ♪ Εμφανή ίχνη κρουστικού κύματος Σε ραδιοφωνικά μήκη κύματος ♪ Μη θερμική εκπομπή ♪ Δομή κελύφους ‑όχι κεντρική εκπομπή ♪ Φασματικός δείκτης: α ~ ‑0.45 ♪ Ασθενή πόλωση ♪ Ασθενή συσχέτιση Σ(D) ♪ Κυκλική διάταξη του μαγνητικού πεδίου ♪ Εμφανή ίχνη κρουστικού Σε ακτίνες Χ ♪ Θερμική εκπομπή ♪ Δομή κελύφους αλλά και κεντρική εκπομπή ♪ Εμφανή ίχνη κρουστικού κύματος

Ταξινόμηση υπολειμμάτων υπερκαινοφανών Χαρακτηριστικές ιδιότητες Πεπληρωμένου τύπου (Ρ) Σε οπτικά μήκη κύματος ♪ Μη θερμική εκπομπή ♪ Iσχυρή ακτινοβολία από εκτεταμένη κεντρική περιοχή ♪ Νήματα θερμικής εκπομπής ♪ Κεντρική (συμπαγής) πηγή ενέργειας (πάλσαρ;) Σε ραδιοφωνικά μήκη κύματος ♪ Μη θερμική εκπομπή ♪ Iσχυρή ακτινοβολία από εκτεταμένη κεντρική περιοχή ♪ Φασματικός δείκτης: α ~ ‑0.30 ♪ Iσχυρή πόλωση, ιδιαίτερα σε υψηλές συχνότητες ♪ Καλή συσχέτιση Σ(D) ♪ Κεντρική (συμπαγής) πηγή ενέργειας (πάλσαρ;) Σε ακτίνες Χ και γ ♪ Μη θερμική εκπομπή ♪ Iσχυρή ακτινοβολία από εκτεταμένη κεντρική περιοχή ♪ Ύπαρξη συμπαγούς (ή συμπαγών) πηγών ενέργειας ♪ Παραγωγή ακτίνων γ

Εξέλιξη υπολειμμάτων υπερκαινοφανών: Κρουστικά κύματα Φάση ελεύθερης διαστολής Φάση αδιαβατικής εκτόνωσης Φάση θερμικής ακτινοβολίας Φάση διάχυσης

Φάση ελεύθερης διαστολής – Free expansion Έκρηξη αστέρα μάζας Μ* στο μεσοαστρικό χώρο πυκνότητας ρο Αρχικά Μ* > 4/3 π R3×ρο Αργότερα όμως Μ* < 4/3 π R3×ρο Οπότε σταματά η ελεύθερη διαστολή Έστω Μ* = 6×1033 gr (=3 Μο) και ρο = 1.67×10-24 gr/cm3 (= 1 άτομο/cm3) Τη στιγμή που τελειώνει η φάση της ελεύθερης διαστολής: Μ* = 4/3 π R3×ρο → R = 9.5×1018 cm (~1 pc) ... και αν η ταχύτητα διαστολής είναι v = 10000 km/s → t = 1000 έτη

Φάση αδιαβατικής εκτόνωσης – Adiabatic expansion Έκρηξη αστέρα Αύξηση θερμοκρασίας - Κρουστικό μέτωπο

Φάση αδιαβατικής εκτόνωσης – Adiabatic expansion Τελικά δημιουργείται ένα πολύ λεπτό κρουστικό μέτωπο, πάχους ℓ (μέσης ελεύθερης διαδρομής)

Φάση αδιαβατικής εκτόνωσης – Adiabatic expansion Η πίεση, η πυκνότητα και η ταχύτητα του αερίου εκατέρωθεν ενός κρουστικού μετώπου.

Φάση αδιαβατικής εκτόνωσης – Adiabatic expansion Αρχή διατήρησης μάζας Η ροή μάζας διατηρείται!

Φάση αδιαβατικής εκτόνωσης – Adiabatic expansion Αρχή διατήρησης ορμής

Φάση αδιαβατικής εκτόνωσης – Adiabatic expansion Από την εξίσωση διατήρησης μάζας και την εξίσωση διατήρησης ορμής: Η ροή ορμής διατηρείται

Φάση αδιαβατικής εκτόνωσης – Adiabatic expansion Αρχή διατήρησης ενέργειας Η ενέργεια που εισέρχεται Η ενέργεια που εξέρχεται

Φάση αδιαβατικής εκτόνωσης – Adiabatic expansion Αλλά λόγω της διαφοράς πίεσης (P2 – P1) έχουμε παραγωγή ενέργειας! Επομένως ισχύει Ε1 – Εο = Ροuο ‑ Ρ1u1

Φάση αδιαβατικής εκτόνωσης – Adiabatic expansion Τελικά ισχύει:

Φάση αδιαβατικής εκτόνωσης – Adiabatic expansion Οι εξισώσεις Rankine – Hugοniοt 1 2 3

η αδιαβατική ταχύτητα του ήχου Όπου: Ο αριθμός Mach Μο = uο/us η αδιαβατική ταχύτητα του ήχου Όπου: Για μονοατομικό αέριο ισχύει:

Εάν Μ >> 1: και

Εάν Μ>> 1: Ρ1 >> Ρο  Αρχή διατήρησης ορμής Εάν Μ>> 1: Ρ1 >> Ρο  Οπότε:

Εάν πρόκειται για τέλειο αέριο Οπότε η θερμοκρασία πίσω από το μέτωπο είναι Δηλαδή T1 ~ uo2

Αλλαγή συστήματος συντεταγμένων VS ● Αν Vο και V1 οι ταχύτητες του μετώπου ως προς το νέο σύστημα, τότε uο = Vο – VS και u1 = V1 – VS

και Αλλαγή συστήματος συντεταγμένων Η σχέση γράφεται ΟΙ σχέσεις για την πίεση και θερμοκρασία γράφονται και

Τέλος λαμβάνοντας υπόψη τις εξισώσεις ... και ... η ειδική δυναμική και η ειδική κινητική ενέργεια πίσω από το μέτωπο, γράφονται: και Δηλαδή είναι ίσες!

ή Η ολική ενέργεια, πίσω από το μέτωπο, είναι: ● Θεωρώντας ότι ΕΤ = Ε* και VS = R Η προηγούμενη σχέση γράφεται:

Αδιαβατική ή φάση Sedov Απλή διαφορική εξίσωση Αρχικές συνθήκες: Για t = 0, R = 0 και Αδιαβατική ή φάση Sedov

Φάση θερμικής ακτινοβολίας Από την εξίσωση έπεται ότι: Όταν VS  0, T  0 Το υπόλειμμα ψύχεται, αρχίζουν επανασυνδέσεις ... ... και το υπόλειμμα ακτινοβολεί Δεν ισχύει πλέον η αρχή διατήρησης της ενέργειας

Φάση θερμικής ακτινοβολίας Ισχύει όμως η αρχή διατήρησης της ορμής: Αρχικές συνθήκες: Για t = tc , R = Rc και R = Rc Άρα: ● ● και

Σύγκριση φάσης Sedov με θερμική φάση Θερμική φάση Η μετάβαση από τη μία φάση στην άλλη γίνεται όταν VS = ~200- 300 km/s

Σύγκριση φάσης Sedov με θερμική φάση Φάση Sedov, t < tc: Τ > 106 . Εκπομπή ακτίνων Χ Θερμική φάση, t > tc: Τ < 105 . Διέγερση ΟΙΙΙ, ΝΙΙ

Φάση ελεύθερης διαστολής Παρατηρήσεις Φάση ελεύθερης διαστολής Hubble Μοντέλο SN 1987A

Φάση αδιαβατικής διαστολής Παρατηρήσεις Φάση αδιαβατικής διαστολής VLA Chandra SN 1572 μ.Χ. (Tycho Brache)

Φάση θερμικής διαστολής Παρατηρήσεις Φάση θερμικής διαστολής Gum Nebula

Μερικοί ποσοτικοί υπολογισμοί Έστω ότι: Ε* = 1051 erg και nο = 1 άτομο/cm3 (ρο = nο mp = 1.67×10‑24 gr/cm3) τότε: R ≈ 3.6×10‑4×t 2/5 pc και R ≈ 4.4×109 t‑3/5 km/s . και για: R = 250 km/s, tc = 39 000 έτη και Rc = 24 pc .

Το υπόλειμμα διαχέεται στο μεσοαστρικό χώρο Φάση της διάχυσης Το υπόλειμμα διαχέεται στο μεσοαστρικό χώρο