Comprendre les émissions des restes de supernova avec des coques denses

Les restes de supernova, ou SNR, sont ce qu'il reste des étoiles massives qui ont explosé. La dernière étape de ces restes s'appelle la "phase radiative." À ce stade, le gaz chaud qui a été projeté dans l'espace se refroidit efficacement, ce qui ralentit l'expansion du reste. Ce processus est crucial pour comprendre les effets que les supernovae ont sur les galaxies, puisqu'elles libèrent de l'énergie et du momentum dans l'espace environnant.

Une prédiction majeure des modèles d'évolution des SNR est qu'une coquille froide et dense se forme derrière l'onde de choc créée par l'explosion. On s'attend à ce que cette coquille soit riche en hydrogène neutre. Cependant, les efforts pour trouver cette coquille par des observations n'ont pas été très fructueux. Pour y remédier, les chercheurs ont trouvé une manière différente de chercher des signes de formation de cette coquille. Ils se concentrent sur l'interaction entre les Rayons cosmiques, qui sont des particules haute énergie accélérées par l'onde de choc, et la coquille dense.

En utilisant des modèles mathématiques avancés, les scientifiques ont prédit que cette interaction génère des Émissions à différentes longueurs d'onde, y compris des ondes radio et des rayons gamma. Cela suggère que la formation d'une coquille entraîne une augmentation significative de la luminosité de ces émissions, les rendant détectables avec les instruments actuels et les futurs télescopes à rayons gamma.

Les supernovae et leurs restes sont importants pour l'évolution des galaxies. Elles injectent de l'énergie et du momentum dans le milieu interstellaire, ce qui peut freiner la formation de nouvelles étoiles et disperser des éléments lourds dans tout l'univers. Pour comprendre ce feedback dans l'évolution galactique, les chercheurs ont étudié comment les SNR s'étendent dans différentes phases du milieu interstellaire.

L'évolution des SNR peut être divisée en trois grandes étapes :

1. Phase dominée par les éjectas : Dans cette phase initiale, la masse du gaz environnant est minimale par rapport au matériel expulsé par l'explosion. Le reste s'étend librement pendant ce temps.

2. Phase Sedov-Taylor : À ce stade, le gaz ramassé devient significatif, et l'expansion du reste est adiabatique, ce qui signifie qu'elle se produit sans perte de chaleur.

3. Phase radiative : Dans cette phase finale, l'énergie thermique derrière le choc se refroidit rapidement. Une coquille dense et froide se forme, et l'expansion ralentit encore plus.

La formation de cette coquille froide se produit après quelques milliers d'années et peut entraîner une augmentation de densité dans le reste par rapport au matériel environnant. Cependant, les véritables observations ont du mal à fournir des preuves claires de la présence de ces coquilles.

En même temps, on sait que le choc avant des SNR accéléra des rayons cosmiques, qui produisent diverses émissions, y compris des ondes radio et des rayons gamma. La plupart des études d'observation se sont concentrées sur des SNR jeunes et en expansion rapide, qui tendent à accélérer plus de particules et sont plus brillants que les anciens.

Ce travail examine le rôle que joue la formation de coquilles dans les émissions des anciens SNR radiatifs. Plus précisément, il examine comment les hautes densités et les champs magnétiques dans les coquilles peuvent améliorer la production d'émissions des rayons cosmiques accélérés au choc avant. Les résultats montrent que ces anciens SNR peuvent être beaucoup plus brillants que les jeunes, avec des émissions distinctes s'étendant des ondes radio aux rayons gamma.

Des études passées ont également examiné comment la formation de coquilles peut changer les émissions des SNR. Certaines de ces études ont suggéré que la formation de coquilles pourrait entraîner une augmentation significative de la luminosité, mais seulement lorsque des rayons cosmiques plus anciens sont réaccélérés. Sans cette réaccélération, l'augmentation pourrait être beaucoup plus petite. Cette nouvelle recherche démontre que l'augmentation de la luminosité causée par la formation de coquilles est une caractéristique universelle et se produit indépendamment de la réaccélération. L'étude indique que les populations plus anciennes de particules, qui ont été accélérées plus tôt, contribuent de manière significative aux émissions.

L'étude commence par expliquer les modèles utilisés pour prédire les émissions des SNR au fur et à mesure qu'ils passent de la phase adiabatique à la phase radiative. L'accent est mis sur un SNR typique avec des valeurs d'énergie et de densité initiales spécifiques. Ce cas reflète ce qui a été observé dans des restes bien connus comme le SNR de Tycho. Bien que les changements de paramètres puissent affecter la luminosité globale, l'impact relatif de la formation de coquilles devrait rester stable.

#Évolution du choc

La progression d'un SNR peut être décomposée en trois étapes :

1. Phase dominée par les éjectas : Cela dure quelques centaines d'années, où le matériel ramassé par le choc est négligeable par rapport au matériel expulsé lors de l'explosion.

2. Phase Sedov-Taylor : Durant quelques milliers d'années, ce stade voit l'expansion du reste tout en incorporant la masse ramassée.

3. Phase radiative : Cette phase peut durer de milliers à des dizaines de milliers d'années, caractérisée par un refroidissement rapide du gaz derrière le choc. Une coquille dense se forme, ralentissant considérablement l'expansion du choc.

En examinant les effets de la formation de coquilles dans la phase radiative, deux modèles sont considérés :

1. Modèle de coquille fine : Ce modèle de base analyse comment la pression du gaz thermique influence la vitesse du choc, mais n'inclut pas la formation de la coquille dense et froide.

2. Modèle hydrodynamique : Ce modèle plus avancé suit le profil de densité du SNR et inclut la formation d'une coquille dense derrière le choc.

Pour évaluer comment les rayons cosmiques sont accélérés au choc, un cadre semi-analyptique est utilisé. Cette approche permet de calculer la distribution des rayons cosmiques à l'avant du choc. Elle tient compte des propriétés des champs magnétiques et des changements de ces champs dus à la présence de rayons cosmiques.

Le processus d'accélération se concentre principalement sur les protons avec des niveaux d'énergie spécifiques. Le modèle estime ensuite l'énergie des protons en fonction de la distance qu'ils diffusent depuis le choc et calcule à quelle vitesse ils s'échappent. Des observations ont suggéré que les rayons cosmiques conduisent à des amplifications de champ magnétique, surtout dans les jeunes restes.

De plus, on a observé que les rayons cosmiques changent le spectre des particules, ce qui peut affecter les émissions calculées à partir des modèles. Cette étude souligne la nature multi-zone du modèle, où des contributions significatives proviennent des rayons cosmiques qui ont été accélérés plus tôt dans la vie du reste.

#Émission non thermique

Pour calculer les émissions des particules accélérées, divers processus de radiation sont considérés, y compris le synchrotron, le bremsstrahlung, la diffusion inverse de Compton, et la désintégration des pions neutres. Chacun de ces processus contribue différemment à travers différentes longueurs d'onde, ce qui signifie que les SNR peuvent être observés en utilisant différents outils adaptés à leurs propriétés d'émission.

L'étude discute des émissions attendues d'un SNR représentatif tant sans que avec la formation d'une coquille dense. Les résultats indiquent que les coquilles entraînent une augmentation significative des émissions à diverses longueurs d'onde, fournissant une signature observable claire.

En l'absence d'une coquille, les émissions déclinent rapidement une fois que la phase radiative commence. Cependant, lorsqu'une coquille se forme, les émissions remontent à nouveau de manière spectaculaire. Cette augmentation de luminosité pourrait potentiellement permettre aux télescopes actuels de détecter ces restes dans des régions proches.

#Perspectives d'observation

Les émissions brillantes émergentes des SNR avec des coquilles denses peuvent être détectées avec des instruments astronomiques modernes. Les télescopes radio actuels peuvent déjà observer des restes comme IC443 et W44, qui montrent des coquilles partielles. Cependant, distinguer la véritable formation de coquille d'autres interactions dans le milieu interstellaire reste difficile.

Pour confirmer la formation de coquille, les astronomes devraient observer une coquille complète d'émissions autour du SNR, car dans des conditions réelles, des amas de gaz dans le milieu interstellaire peuvent interférer avec des observations claires.

Des observations à haute résolution des futurs télescopes à rayons gamma, comme le Cherenkov Telescope Array, devraient fournir des données cruciales pour vérifier ou infirmer la formation de coquilles autour des SNR proches. Ces avancées pourraient donner de nouvelles perspectives sur le comportement des SNR et leur rôle dans l'environnement cosmique plus large.

#Conclusion

L'étude met en lumière l'importance de comprendre les émissions des restes de supernova, en particulier les effets provoqués par la formation de coquilles. Les prédictions suggèrent que les SNR passent d'émissions relativement calmes à des émissions brillantes en présence de coquilles denses, avec un potentiel de détection par des télescopes contemporains et à venir.

Ce travail souligne la nécessité de prendre en compte soigneusement les divers processus en jeu durant l'évolution des restes de supernova et comment ils interagissent avec leur environnement. Les observations futures pourraient donner des aperçus significatifs sur la dynamique de ces restes et leurs impacts sur les galaxies.