EXPLOSIONES DE SUPERNOVAS y sus REMANENTES EN EL CIELO Estela Reynoso, Elsa Giacani, Gabriela Castelletti, Sergio Paron, Martin Ortega y Gloria Dubner

Universo visible: ~8000 millones de años luz ~ millones de galaxias 1 supernova cada ~200 años en cada galaxia Explotan unas 8 supernovas por segundo En 1 hora aparecen casi supernovas nuevas en el Universo!!

Evolución estelar H He C+O Ne+Mg+O Si+S+ Fe

Fusión de H 40 x10 6 K9 mill. de años “ de He 170 “ 1 millón de años “ de C 700 “ 1000 años “ de O 2100 “ ~10 años “ de Si 3500 “ ~días Colapso del núcleo “ ~0.1 seg.

Energy Budget Energy Fusion Stages H He C Fe

Las supernovas pueden clasificarse ampliamente en dos clases según el mecanismo físico que originó el colapso: termonuclear SN tipo Ia En sistemas binarios con una estrella enana blanca C/O gravitacional collapse SN tipo Ib, Ic y II En estrellas de muy alta masa, al llegar a un núcleo de hierro. Se espera aproximadamente un 15 % de casos Se espera aproximadamente un 85 % de casos

Destino final de las estrellas Estrellas con masa inicial entre 0.25 y 8 masas solares Estrellas con masa inicial mayor que 8 masas solares M final <1.4 Mo, aislada Enana blanca Pierden 20-30% de masa 1.4<M<3 MoM>3 Mo Agujero negro Supern ova tipo II Supern ova tipo I M final <1.4 Mo, con compañera Estrella de neutrones

2005/06/20

La luz declina al pasar los días después de la explosión y cambia su color

SN2000E y SN1999el en NGC6951

SN2002bo en NGC3190 en Virgo SN2001cm en NGC5965 SN2003gs en NGC936 SN2004bv en NGC6907 (24/5/04).La más brillante de 2004

SN2001du (15/9/01) en NGC1365

Tras una explosión de supernova, se forma una enorme nube de restos estelares: un remanente de supernova, que se expandirá por miles de años hasta confundirse con las nubes en el espacio y perder su identidad. Un RSN puede contener: Restos de la estrella que colapsó Una cáscara de material interestelar chocado que se expande Un objeto central compacto (estrella de neutrones o agujero negro) Una nebulosa sincrotrónica alrededor de la estrella de neutrones central (nebulosa de viento de pulsar, NVP) Radiación X difusa de origen térmico en el interior muy caliente y de origen no-térmico en el frente de choque o la nebulosa de viento de pulsar. Emisión óptica, infrarroja y hasta en rayos gama

las propiedades de la estrella progenitora los mecanismos de explosión la densidad y distribución del gas Consecuencia de: circumestelar e interestelar la presencia de un remanente compacto la intensidad y orientación del campo magnético local La morfología observada en los RSN

Tipo cascara:donde los electrones son acelerados en el frente de choque Crab-like o pleriones:donde las particulas relativistas son inyectadas por la estrella de neutrones central Compuestas: incluyen ambas componentes RSN han sido clasicamente clasificados segun su morfologia en ondas de radio en 3 tipos:

Estrella de neutrones rotante

¿Porqué es importante el estudio de las Supernovas?

 Porque estamos aquí gracias a ellas. Las supernovas juegan un papel fundamental tanto en la producción como en la diseminación de los elementos.  Porque son la herramienta para entender la evolución y destino del Universo. Las supernovas de tipo Ia son valiosos faros standard que nos permiten medir la historia de la expansión cósmica.  Porque controlan los cambios químicos del Universo. Las ondas de choque de las supernovas crean y destruyen moléculas.

 Porque son generadoras del nacimiento de estrellas nuevas. La muerte violenta de una estrella es uno de los principales mecanismos desencadenantes de la formación de estrellas nuevas.  Porque controlan la circulación de materia y energía en las galaxias. Las supernovas son la principal fuente de rayos cósmicos. También comprimen, empujan y hasta desalojan gas interestelar de las galaxias.

FASE EXPERIMENTAL

wavefront Correlator B T2T1 Direction to source  Computer disk  Bsin 

I(l,m) V(u,v)= A(l,m) I(l,m) e dldm -2  i(ul+vm)  1-l 2 -m 2 - - 

VLA (Very Large Array; EE.UU.) ATCA (Australia Telescope Compact Array) GMRT (Giant Metrewave Radio Telescope; India)

-Calibración de amplitud y de fases -Calibración de la respuesta espectral -Corrección de RFI -Inversión (anti-transformación) de V(u,v) formación de la imagen y del haz (“beam”)... AIPS, MIRIAD

CLEAN - I(l,m) = residuos + residuos = I (l,m) clean componentes “clean” * *

W44 at 74 MHz

u l Solución: agregar disco simple (“single dish”) Radiotelescopio de Parkes (Australia) 64 m Radiotelescopio de Effelsberg (Alemania) 100 m Problema: FFT

1418 MHz 1422 MHz

Absorption feature at the kinematical velocity of RCW 103

NUESTROS RESULTADOS Y LOS PROBLEMAS PENDIENTES

SN 1006 Radio image at 1517 MHZ XMM image in the 0.5-2keV band

3C397-Chandra

Estrellas de Neutrones Radio Quietas / Silenciosas Fuentes puntuales en rayos X Muy brillantes en rayos X/Gama Débiles en el rango óptico Ausentes en ondas de radio

Estrellas de neutrones radio-quietas (o radio silenciosas): Pueden ser: estrellas de neutrones normales (cuya energía proviene de la pérdida de energía rotacional), pero que no se detectan porque: son débiles, distantes o su haz no apunta a la Tierra. estrellas de neutrones que nacen con período muy largo y/o enormes campos magnéticos. Esto inhibiría la producción de pares e-/e+ en la magnetosfera, y entonces no puede haber emisión en radio.

Objetos compactos centrales exoticos (CCO) estrellas de neutrones radio quietas (o radio silenciosas) pulsares anómalos en rayos X (AXP) repetidores en rayos gama blandos (SGRS) Magnetares ?

Algunos tópicos por resolver Porqué se observan más pulsares que RSNs ? Cuál es la naturaleza de los objetos exóticos centrales ? Existe una relación causal entre la explosión de una SN y la formación de estrellas nuevas ? Cuánta energía pueden inyectar en total en las galaxias ? Si explota aproximadamente una SN por siglo (o una cada 2 siglos), porqué no se detectan SN recientes ?

El grupo mantiene activas colaboraciones con investigadores de: Australia Canada Chile Estados Unidos Francia India

Star with M > 10M o core collapse SN If the fall-back is large modest disk accretor little or none B~10 9 G B~10 15 G B~10 12 G radio quiet pulsar rotation SGR/AXP Magnetar slow cooling rapid normalrapid synch. nebula + companion X-ray pulsar thermal X- ray pt. src. nothing black hole neutron star X-ray pulsar