Romanent de supernova

De Viquip??dia

Un romanent de supernova ??s l'estructura nebulosa que resulta d'una explosi?? gegantina d'una estrella molt massiva que es denomina supernova. El romanent de supernova est?? envoltat per una ona de xoc que s'expandeix, i consisteix de material expulsat de l'explosi?? expandint-se, i el material interestel??lar que escombra i xoca durant el cam??.

Hi ha dues rutes possibles cap a una supernova: o b?? una enorme estrella es queda sense combustible, deixant de generar energia de fusi?? en el seu nucli, i implosiona sota la for??a de la seva pr??pia gravetat per a formar una estrella de neutrons o un forat negre (es denominen supernoves tipus II o tipus Ib o Ic); o una estrella nana blanca pot acumular material des d'una estrella companya fins que arriba a una massa cr??tica i experimenta una explosi?? termonuclear en la seva superf??cie (explosi?? classificada com supernova Ia).

En qualsevol cas, l'explosi?? resultant de la supernova expulsada molt o tot el material estel??lar amb velocitats de fins a un 1% de la velocitat de la llum, uns 3.000 km/s. Quan aquest material col??lideix amb el circumdant gas circumestel??lar o interestel??lar, forma una ona de xoc que pot escalfar el gas a altes temperatures de fins a 10 milions de K, formant un plasma.

Potser el romanent de supernova jove m??s fam??s i millor observat ??s el format per la SN 1987A, una supernova en el Gran N??vol de Magallanes que va ser descoberta en el 1987. No obstant aix??, l'exemple m??s t??pic de resta de supernova ??s la nebulosa del Cranc (M 1, en la constel??laci?? de Taure). Altres coneguts restes de supernoves, m??s vells, inclouen al Tycho (SN 1572), una resta anomenada en honor a Tycho Brahe, que va deixar const??ncia sobre la lluminositat de la seva explosi?? original (1572) i Kepler (SN 1604), anomenat en honor a Johannes Kepler.

Taula de continguts 1 Resum d'estadis 2 Origen dels raigs c??smics 3 Refer??ncies 4 Enlla??os externs

[edita] Resum d'estadis

Un romanent de supernova passa pels seg??ents estadis a l'expandir-se:

1. Expansi?? lliure del material ejectat fins que escombra el seu propi pes de mitj?? interestel??lar. Aix?? pot durar entre algunes desenes d'anys fins a unes centenes d'anys, depenent de la densitat dels gasos circumdants.
2. Escombrat fins a l'envoltant exterior de xoc del gas estel??lar. Aix?? inicia la fase de Sedov-Taylor, que es pot modelar usant solucions auto-anal??tiques. Les fortes ones de xoc i de gasos calents s??n delineades per l'emissi?? de raigs X.
3. Refredament de la coberta exterior per a formar una prima (< 1 pc) i densa (1-100 milions d'??toms per m³) capa que envolta a l'interior calent (alguns milions de K). Aquesta fase est?? governada per la pressi??. La cobderta edxterna es pot veure clarament, a causa de la desionitzaci?? d'??toms d'hidrogen i oxigen.
4. Refredament de l'interior. La densa capa continua expandint-se a causa de la seva pr??pia in??rcia. Aquest estadi de l'evoluci?? es detecta principalment per l'emissi?? d'ones de r??dio dels ??toms d'hidrogen neutres.
5. Fusi?? amb el mitj?? estel??lar. Quan el romanent de supernova es desaccelera i arriba a la velocitat del mitj?? que li envolta, al voltant d'un mili?? d'anys despr??s, es barreja amb el turbulent mig interestel??lar contribuint amb el seu energia cin??tica.

[edita] Origen dels raigs c??smics

Els romanents de supernova s??n la major font de raigs c??smics. L'any 1949 Enrico Fermi va proposar un model d'acceleraci?? de raigs c??smics basat en la interacci?? d'aquests amb el camp magn??tic del mitj?? interestel??lar^[1]. Aquest mecanisme es coneix com el "Mecanisme de Fermi de segon ordre". Un segon mecanisme d'acceleraci?? de part??cules es produ??x dintre del front d'ona en la seva expansi?? en l'espai. Aquest mecanisme ha passat a anomenar-se "Mecanisme de Fermi de primer ordre".

Observacions del romanent de supernova SN 1006 en la freq????ncia de raigs x mostren una emissi?? de sincrot?? que es correspon, de manera consistent, amb la creaci?? de raigs c??smics^[2]. No obstant aix?? aquest mecanisme de creaci?? de raigs c??smics, ??s insuficient per a explicar l'exist??ncia de part??cules amb energies majors als 10¹⁵ eV.

[edita] Refer??ncies

1. ??? E. Fermi, On the origin fo comsic rays, Phys. Rev. (1949) 75 1169-1174.
2. ??? K. Koyama, R. Petre, E.V. Gotthelf, U. Hwang, M. Matsuura, M. Ozaki, S. S. Holt, Evidence for shock acceleration of high-energy electrons in the supernova remnant SN1006, Nature (1995) 378 255-258.

[edita] Enlla??os externs

• Romanent de supernova(catal??)
• Romanent de supernova(catal??)
• Plana de la NASA(angl??s)