Il ruolo dei campo magnetico durante l’evoluzione dei resti di supernova. Lo studio: “Magneto-hydrodynamic simulations of young supernova remnants and their energy-conversion phase” di O. Petruk (IAPMM NASU) pubblicato su MNRAS
Le esplosioni di supernova sono suddivise in due categorie: quelle prodotte dall’esplosione di una nana bianca in un sistema binario stretto (tipo Ia) e le supernove innescate dal collasso gravitazionale del nucleo di stelle massive (tipo Ib/c e II). Data la rarità di resti di supernova molto giovani conosciuti (più giovani di un migliaio di anni circa), lo sviluppo di modelli fisici che descrivono l’evoluzione dei resti di supernova è uno strumento importante per comprendere il legame tra le proprietà della stella progenitrice, i processi fisici coinvolti durante l’esplosione della supernova, e del resto di supernova. Sebbene sia stato dimostrato che alcuni aspetti evolutivi dei resti di supernova siano fortemente influenzati dal campo magnetico locale, solo pochi modelli includono il campo magnetico in maniera dettagliata nel descrivere la morfologia dei resti, usando quindi una trattazione magnetoidrodinamica.
Seguendo gli studi condotti dall’astrofisico L. Woltjer durante gli anni ’70, l’evoluzione dei resti di supernova può essere divisa in tre fasi principali: ad una prima fase di espansione libera degli ejecta (ossia i frammenti della stella progenitrice espulsi a velocità di diverse migliaia di km/sec durante l’esplosione della supernova), segue una fase adiabatica dove l’energia rilasciata dal resto di supernova tramite radiazione è trascurabile (fase di Sedov). Infine, il resto di supernova forma uno strato denso e sottile che si raffredda rapidamente per irraggiamento (fase radiativa).
Per studiare il ruolo del campo magnetico durante le fasi evolutive dei resti di supernova, il team guidato dall’astrofisico O. Petruk (Institute for Applied Problems in Mechanics and Mathematics, Lviv, Ukraine) ha sviluppato dei modelli magnetoidrodinamici che descrivono l’evoluzione dei resti di supernova prodotti da tre tipi diversi di esplosioni. Il primo modello è prodotto da un’esplosione di tipo Ia, che ha come progenitrice una nana bianca di 1.4 masse solari e che ha rilasciato un’energia di 1051 erg, e in cui l’onda d’urto si propaga attraverso un mezzo circum- e interstellare con un campo magnetico uniforme. Gli altri due modelli descrivono due supernove a collasso del nucleo, dove in un caso la stella progenitrice è una supergigante rossa con una massa tra 8 e 20 masse solari (tipo IIP), mentre nel terzo caso una stella Wolf-Rayet con una massa maggiore di 35 masse solari (tipo Ic). In tutti e tre i casi, l’evoluzione del resto di supernova segue lo schema di Woltjer, ma le simulazioni dimostrano che altre due fasi possono essere introdotte in questo schema evolutivo. La prima è un regime intermedio che si innesca quando il giovane resto di supernova comincia ad interagire con il mezzo circostante e modifica la propria struttura dalla fase di espansione a quella di Sedov. La seconda è una fase chiamata “post-adiabatica”, durante la quale le perdite radiative di energia diventano via via più importanti. Le simulazioni hanno anche permesso di studiare come cambia il campo magnetico durante l’evoluzione del resto di supernova. Risulta infatti che il campo magnetico non è importante nel determinare le proprietà del resto di supernova fino alla fine della fase di Sedov, mentre comincia ad essere dominante dalla fase post-adiabatica. Lo studio è descritto nell’articolo: “Magneto-hydrodynamic simulations of young supernova remnants and their energy-conversion phase“, recentemente pubblicato sulla rivista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Tra i coautori dell’articolo, anche l’astrofisico S. Orlando dell’INAF – Osservatorio Astronomico di Palermo.
La figura (cliccare qui per visualizzare l’immagine interamente) mostra l’evoluzione delle varie componenti energetiche nei diversi tipi di resti di supernova riprodotti dalle simulazione presentate in questo studio: Ia (pannelli in alto), Ic (al centro), IIP (in basso). A sinistra, l’energia cinetica è rappresentata da linee blu mentre l’energia termica da linee verdi. I pannelli a destra mostrano l’energia totale (cinetica + termica). Le linee continue rappresentano l’energia integrata su tutto il volume del resto di supernova; la linea tratteggiata rappresenta il volume nel mezzo interstellare compresso dall’onda d’urto; la linea punteggiata descrive gli ejecta attraversati dall’onda d’urto; la linea tratteggiata-punteggiata gli ejecta non compressi; la linea continua-punteggiata-punteggiata tutti gli ejecta.
Mario Giuseppe Guarcello ( segui mguarce) ( youtube)
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