Supernova Remnants SNRs Restes ou vestiges ou rmanents

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Supernova Remnants (SNRs) Restes ou vestiges ou
rémanents

• N49 (Dans le grand Nuage de Magellan)

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Sommaire

• Supernovas
• Causes, types
• SNRs
• Rayons-X
• Types de Supernovas -84
• -auj
• Évolution des SNRs
• Free expansion Phase
• Adiabatic Phase Solution de Sedov,
  Instabilité de R.-T. ,
• Phase radiation Phase
• Phase de dispersion
• Accélération des particules
• Importance des SNRs
• Effets sur Voie lactée
• Modélisation

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Supernovas

• Explosion dune étoile gt création dun objet
  extrêmement lumineux gt beaucoup de radiation
• Expulse de lénergie à de très hautes vitesses,
  créant une onde de choc supersonique qui se
  propage dans le MIS en balayant la matière
  rencontrée, la comprimant et la réchauffant.
• Réchauffe matière jusquà 10 Millions Kgtplasma
• Création dune  coquille  en expansion rapide
  de matière, poussière et gaz

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Causes des Supernovas

• Plusieurs types qui peuvent être enclenchés par
  deux façons
• Larrêt de production dénergie par fusion
  nucléaire
• La soudaine production dénergie nucléaire par
  fusion nucléaire
• Arrêt de la production dénergie par le noyau gt
  soumis à plusieurs effondrements gravitationnels
  gt une étoile à neutron ou en un trou noir. gt
  chauffage et expulsion des couches externes
• Si une naine blanche accumule assez de matière
  dun compagnongt T du noyau aug. assez gt
  brûlage du Carbone possible gt fusion nucléaire
   runaway  .
• gt Aboutit à une explosion thermocucléaire

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H

• Type Ia (manque de H)
• On croit quils résultent de laccrétion sur des
  NBs
• Pas de raie de Balmer

• Type Ibc/II gtassociés à leffondrement détoiles
  massives
• Composés denviron 86 des SNs
• Type IIgtont raies de Balmer

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SNRs

• Après lexplosiongt éjection de matière
• SRNs structure résultant de lexplosion de SNs
• Atteignent ordre de 1000 à 10000km/s
• Elle repousse poussière et gaz gtcréation onde de
  choc
• SNRs Matière éjectée gaz et poussière du MIS
  que londe de choc à réchauffé et ionisé
• Émission thermique
• Le  Forward shock  excite et ionise la matière
  du MIS quil rencontre. gt
• Radiation synchrotron Rayon-X et ondes Radio
• Densité du plasma (moyenne) 1-10 millions de
  particules par cm3
• Température du plasma choqué peut atteindre 10
  Millions K
• Quand laire du vestige quelques douzaines ou
  centaines da.l. (diamètre) gt taux dexpansion
  ralentit graduellement
• Décélérationgt La matière éjectée finie par
  rattraper le restegtcréation dun choc
   inverse 
• Le  reverse shock  réchauffent la matière
  éjectée
• Spectre est enrichi déléments plus lourds
• Provenant du brûlage nucléaire avant lexplosion.

7

• 1984145 SNRs galactiques, ajd 265
• Bref, les observations des SNRs se font surtout
  dans
• Radio (radiation synchrotron)
• Optique (raies démission et synchrotron
  optique)
• Rayon-X (bremsstrahlung thermique et/ou radiation
  synchrotron)

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Rayons-X

• Les rayons-X émis par le SNR donnent beaucoup
  dindices qui aide à comprendre les SNRs, la
  composition de létoile qui la formée avant
  dexploser et leur interaction avec le MIS et la
  composition du MIS.
• Rayonnement X Émission thermique gtMIS
  réchauffé et raie gtmatière éjectée réchauffée
• Les électrons accélérés par le choc à des
  vitesses relativistes émettent de la radiation
  synchrotron (rayons-X) lorsquils changent de
  direction en présence dun champ magnétique.
• Leur présence gt preuve directe de laccélération
  de rayons cosmiques.
• Une étoile à neutron formée après une SN de type
  II pourrait aussi être une source significative
  de rayons-X

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Example de lutilité des X-Rays

• Émission en rayons-X (ROSAT) gt détecté étoile à
  neutron au centre du SNR Puppis A. (1995)
• Existence et localisationgt informations sur
  lexplosion des étoiles.
• Létoile ayant explosée ici est la plus massive
  ayant produit une étoile à neutron
• Manifeste plusieurs propriétés dune ÉàN.
• T3 millions de degrés K.
• Même dimension
• Mais pas encore détecté de pulsation.
• Pour être à sa position actuelle gt voyager à
  aumoins 1000km/s.
• Aspect unique semble voyager dans une direction
  opposée au reste de la matière éjectée.
• Preuves dexplosion asymétrique, éjectant
  létoile à neutron loin de lexplosion avec une
  vitesse de 1000km/s.

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Types de SNRs

• Mathewson en 1983-84  Shell-Type  ou
   Partial-shell-type  gt
•  Balmer-dominated 
•  Oxygen-Rich 
•  Plerionic-Composite 
•  Evolved .
•  Centrally influenced SNR 

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Balmer-Dominated

• Coquille filamenteuse avec
• Fortes raies de Balmer de lHydrogène
• Très faibles raies ou absentes pour le OIII et le
  SII.
• On peut comprendre de telles propriétés en terme
  de chocs de très hautes vitesses, sans radiation
  et sans collision qui entre en contact avec le
  gas neutre du milieu interstellaire environnent.
•  shell-type  ou  partial-shell-formed 
• Radio Non-thermique,  shell ou partial-shell,
  polarisation linéaire)
• Optique filaments émettant raies thermiques
  (Balmer),
• organisation des filaments
  full-shell ou partial shell
• X-ray Émission thermique, forme shell et
   remplie  observée
• Exemple  Type Tychonique 
• Tycho SN1604, SN de Kepler

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Remnant of Tychos supernova (1572)

• Image dans rayons-X
• Bleu plus haute énergie
• Bord externe Front de choque
• Probablement SN de Type 1A (progenitor naine
  blanche) Il ny a pas de vestige stellaire
  évident.

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 Oxygen-Rich 

• Généralement localisés près de régions HII.
• On croit aussi quils sont le résultats de
  lexplosion des étoiles massives (gt25Mo)
• Ce qui est éjectégt riche en oxygènegt est
  constitué de matériaux des profondeurs
  stellaires.
• Radio (S ou partial-S), Émission nonthermique,
  pol. Lin.
• Optique Filaments raies thermiques OIII,
  organisation S
• ou P.S
• X-Ray Émission thermique, S et  filled 
• Exemple Cassiopeia A (Sn1670). Celle-ci est
  jeune, brillante, bien étudiée et on connaît bien
  son âge.

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Plerionic-Composite

• Ces restes on un centre  pleins 
• Sous-classe  combined or composite SNRs 
  Montre un contour en coquille et un  central
  plerion .
• Les plerions qui sont des SNRs avec une
  morphologie centrale pleine prennent leur énergie
  à partir des pertes rotationnelles dénergie dun
  étoile à neutron centrale, contrairement aux
  autres classes qui prennent leur puissance des
  ondes de choc de lexplosion de la SN
• (Même si les  Composite SNRs  ont aussi une une
  coquille générée par londe de choc).
• Radio Non-thermique, (étendue/centre
   rempli -/p-e entouré dune
• coquille)
• Optique Raies thermiques des filaments et
  continuum non-thermique du
• plerions, ( filaments
  partout, continuum concentré dans le centre)
• X-rays Émission non-thermique du plerion et
  émission thermique
• possible de la coquille,
  (étendue, émission concentrée au centre et
• émetteur compact, possiblement
  un coquille externe)

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Evolved 

• Ils ont été définis par Mathewson comme étant
  les restes en forme de coquille partielle, ayant
  un rapport SII / Halpha gt0.7 et ayant des ondes
  de chocs avec des vitesses plus modestes (50-200
  km/s.)
• Émission se produit dans des petits nuages
  choqués du MIS.
• La plupart des SNRs galactiques tombent dans
  cette classe.
• Très probable que ca représente lévolution
  finale des 3 autres types de SNRs (balmer et
  oxygen, sont déjà en coquille, même jeunes, et on
  pense que les Composite-SNRs seront aussi pure
  shell-type quand le plerion interne séteindra.
• Radio Non-thermique, partiellement en coquille
• Optique Filament émettant raies thermiques, org.
  Partial
• shell des filaments
• X-Rays Émission thermique, forme irrégulière

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Centrally influenced SNRs

• Trouvé Objets pas habituels
• Entraient dans aucun Type ( shell, pure plerion,
  composite shell-plerion, ou evolve)
• Semble avoir forme générale en coquille mais
  altérée significativement par lactivité
  centrale, émettant habituellement dans les rayons
  X.
• Besoin de plus dinfos
• Il y eu propositions de modèles, où des jets en
  précessions sont présents à cause dun objet
  compact central (binaire en accrétion ou pulsar
  par exemple)
• Pourrait affecter la structure du SNR
  significativement

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Types de SNRs

• Shell-type remnants
• Crab-like remnants
• Composite Remnants
•  Mixed-morphology SNRs 

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Shell-type remnants

• La grande majorité des restes de supernovas sont
  de ce type (80)
• Les provisions en énergie sont apportées par
  lénergie cinétique de lexplosion.
• Immense coquille de matière chaude dans l'espace
  produite par lexpansion de londe de choc, etc.
• En lobservant, on voit plutôt une structure en
  forme danneau ( limb brightening ).
• Ex Cassiopeia A (Oxygen-Rich)- Class S

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(No Transcript)
20
Cas A (radio) Cas A (X-Ray)
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• Distribution complexe de matière
• éjectée
• - Fe formé dans noyau trouvé près du rim

• filaments non-thermique
• - accélération de rayons cosmiques

Hughes, Rakowski, Burrows, Slane 2000, ApJ,
528, L109

• Étoile à Neutron à lintérieur
• - pas de pulsation ou de wind nebula observée

Hwang, Holt, Petre 2000, ApJ, 537, L119
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Cassiopeia A
23
Cassiopeia A

• Source radio extrasolaire la plus brillante.
• La supernova (type inconnue) cest produit à
  environ 11,000 a.l. dici dans la Voie lactée.
• La coquille en expansion est maintenant denviron
  10 a.l. de large.
• On croit quelle est environ âgée de 300 ans.
• La coquille à une température autour de 50
  Millions de degrés Fahrenheit (30 megakelvins),
  et voyage à plus de 10 millions de milles par
  heure ou 4 Mm/s
• En 1979, Shklovsky avait prédit que Cas A avait
  un trou noir.
• En 1999, le Chandra X-Ray Observatory à trouvé
  un "hot point-like source "   près du centre qui
  serait probablement létoile à neutron ou le trou
  noir prédit.
• Les calculs disent que lexplosion aurait eu lieu
  en 1667,
• Les observations avec le Hubble telescope ont
  montrées que , même si on croyait originalement
  que lexpansion se faisait uniformément, il y a
  deux jets opposés de débris qui voyagent à 20
  millions de milles/heure plus rapidement que le
  reste
• Les différentes couleurs montrent les matériaux
  de différentes compositions chimique (matériaux
  similaires restent  rassemblés ).

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Kepler's Supernova
Kepler's Supernova
25
Kepler's Supernova
26
Kepler's Supernova

• Constellation Ophiuchus.
• En 2007, cétait la dernière supernova a avoir
  été indubitablement observée dans notre propre
  galaxie.
• À 6 kiloparsecs de la Terre.
• Visible à lil nu, ce SNR à son pic de
  luminosité était plus brillant que toutes les
  autres objets dans le ciel magnitude apparente
  de 2.5.
• Observé en premier en 1604

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Crab-like remnants

• On les nomme souvent  plerions 
• Ils ressembles beaucoup à la nébuleuse du crabe.
• Ils sont similaires aux  shell-types remnants ,
  sauf qu'ils ont un pulsar en leur centre qui
  expulse des jets de matière qui avancent très
  rapidement.
• Ces restes ressembles plus à un  blob  (une
  structure de forme assez irrégulière et donc
  dapparence flou) plutôt qu'à un anneau.
• Cest Weiler Panagia (1978) qui ont suggéré le
  terme  plerions  (qui veut dire  plein  en
  grecque).

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(No Transcript)
29
Nébuleuse du Crabe  A pulsar-driven supernova
remnant 
Radio
IR proche
Optique
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 Crab-like or plerionic type 

• Source radio dans le centre gt ici pulsar
• Il y a une accélération de particules causée par
  linteraction du rémanent avec lémission de la
  source centrale.
• Fig- Crab Neb. Rayons-X

Chandra
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Crab Nebula (M1, NGC 1952, Taurus A)

•  Pulsar wind nebula  dans la constellation du
  Taurus.
• Été observée la première fois en 1731 par John
  Bevis
• Distance denviron 6,500 a.l. (2 kpc) de la Terre
  et a un diamètre de 3.4 pc
• Il sétend à un taux de 1,500 km/s.
• Il y a un pulsar au centre, donc une étoile à
  neutron en rotation qui émet des pulsations de
  radiation des rayons gammas jusquaux ondes
  radios à un taux de 30.2 fois par seconde.
• Premier objet identifié historiquement avec une
  explosion de supernova.

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Composite Remnants

• Mélange entre les  shell-types  et les
   crab-like  remnants. On les voit sous l'une ou
  l'autre des formes selon la partie du spectre
  électromagnétique dans laquelle on les observe.
• Définition exacte dépend de si  radio
  astronomer  ou si  x-ray astronomer 
• Radio astronomer émission dans le centre et
  dans coquille en radio et en rayon-X
• X-ray astronomer Coquille gtradio et émission
  plerionique au centre dans les Rayons-X.

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Kes 75

• Diamètre 13 pc
• Distance 9-20 kpc.
• Âge 700 ans.
• Radio Shell et un corps central (pulsar).
  Coquille remplie démission diffuse avec un
  spectre  flat 
• Rayons-X Possède un pulsar émettant dans les
  rayons-X (période 0.3 seconds) et une  
  pulsar-wind nebula  (Chandra).

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Partie de Vela SNR

• Distance 0.25-0.3 kpc.
• Dimension angulaire dici 255 minutes darc.
• Optique filaments
• Radio Grande coquille (Vela X).

35
Vela

• (Grand champ )
• Rayons-X Coquille partielle avec des extensions,
  une nébuleuse centrale et un pulsar avec un jet
  dun côté seulement

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G292.01.8  Oxygen-Rich  et
 Composite 

• Oxygen-rich SNR
• massive star progenitor
• - dynamical age 2000 yr
• - O Ne dominate Fe-L, as expected

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 Mixed-morphology SNRs 

• Types  shell-type  dans le Radio
• morphologie qui présente un pic dintensité
  central produit par les rayons-X.
• Le mécanisme démissions dominantes de rayons-X
  est thermique , (même si similaires au
   crab-type ) nous informant donc qu'il
  proviennent du milieu interstellaire et non de la
  matière éjectée de lexplosion d'une étoile
  formant le reste de supernovae.
• On peut facilement croire que lénergie qui
  produit ces rayons-X au centre proviendrait dun
  pulsar ou dune  nébuleuse synchrotron  produit
  par un pulsar, mais le spectre thermique indique
  que cest plutôt un autre mécanisme qui serait
  responsable de cette émission centrale en
  rayons-X.
• 2 hypothèses (modèles) proposées pour expliqué
  ceci.

38
Ex W28

• Assez récent, donc pas pu trouver dimage mais
  rien de super particulier.
• 19 objets avait été étudiés en 1997

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ÉVOLUTION DES SNRs

•  Free Expansion 
•  Sedov or Adiabatic Phase .
•  Snowplough ou Radiative phase .
•  Dispersal Phase .
• Il y a des limites aux modèles classiques
• Ce modèle de 4 phases est très théorique.
• On a trouvé en réalité que la plupart des SNRs ne
  semblent pas suivre exactement ce modèle.
• Certaines raisons proposées
• Manque duniformité du MIS

40
 Free Expansion 

• Elle peut durer entre 90 et 300 ans.
• Le début ou le  front  de cette expansion est
  formé par l'interaction de l'onde de choc avec la
  matière interstellaire quelle rencontre.
• Caractérisée par une température constante
  partout dans le vestige. 
• (températures de 107 à 108 K). gt Assez pour
  générer une radiation thermique de rayons-X.
• Cette phase est aussi caractérisée par une
  vitesse constante dexpansion de la  coquille ,
  puisque la matière  balayée  du MIS est
  présente en beaucoup moins grande quantité que la
  grande masse de matière éjectée par létoile (de
  lordre de 10000 km/s).
• Les restes de la supernova émettent de la
  radiation thermique et de la radiation
  synchrotron du radio jusquaux rayons-X, mais
  lénergie initiale de londe de choc diminuera
  quand même très peu durant cette phase.

41

• Gaz en expansion beaucoup plus dense que le
  milieu externe (sa dynamique nest pas affectée)
• Il y a une expansion adiabatique du gaz chaud
  suivant r t (expansion constante de la
  coquille) et T r3-3?.
• Expansion uniforme avec v r jusquà ce que la
  masse de la matière balayée deviennent assez
  importante
• Il y a deux surfaces importantes
•  discontinuité de contact  Entre le gaz de la
  SN et le MIS  choqués 
•  front de choc séparant la matière qui à été
   choquée  de celle qui ne la pas encore été.
• Quand par exemple, le MIS (gaz froid) est
  réchauffé à T1010 K (lionisation)gt Il y a
  radiation  bremsstrahlung thermique .

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 Sedov or Adiabatic Phase .

• Peut durer entre 100 et 100000 ans.
• La matière des vestiges commencent à rencontrer
  un milieu environnant de masse de plus en plus
  égale à sa propre masse.
• gtEffet sur la dynamique de la matière en
  expansion.
• La coquille principale devient instable gtla
  matière sur le bord du rémanent se mélange
  énormément ou plutôt très activement avec le gaz
  qui vient tout juste dentrer en collision avec
  l'onde de choc initiale. Instabilité de
  Rayleigh-Taylor
• ?Ce mélange augmente aussi le champ magnétique
  dans la coquille
• ?Dure en moyenne entre 10 000 et 20000 ans
• Lénergie interne du choc continue dêtre très
  grand comparativement aux pertes de la radiation
  thermique et de la radiation synchrotron. gt Donc
  lénergie totale demeure à peu près constante
  quand même.

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Modèle ST

• Quand la masse balayée (gt 1-5 Mej), on peut
  décrire lexpansion par la solution de
  (Sedov-Taylor)
• gtUn modèle de base de lévolution des supernovas
  
• Commence avec explosion de symétrie sphérique
• Milieu uniforme ambiant dindex adiabatique
  ?5/3 (Suppose gaz idéal monoatomique, expansion
  adiabatique)
• Seul le MIS choqué est considéré dans le modèle
  (Mgt Méj)
• Paramètres qui gouvernent cette phase Énergie
  initiale de lexplosion, E, la densité du milieu
  ambiant ?o et le temps to depuis lexplosion.
  Ces 3 paramètres décrivent complètement la
  dynamiques du modèle de Sedov.
• On peut facilement  arranger  ces paramètres
  pour former une unité de longueur au rayon du
  choc
• On connait aussi que
• Pars les conditions de Rankine-Hugoniot des chocs
  quon a vu en classe gt Peut aussi trouver les
  valeurs  avant le choc  de pression, de densité
  et de vitesse

44

• On sait que
• Ex ME 0.25 Mo ? 106 particules/m3 gtgt r
  1.4 pc
• Les variables dynamiques sont le rayon et le
  temps.
• Les dimensions de E/?0 sont L5T-2, alors, la
  quantité sans dimension suivante (E/?0 ) t2/r5 ,
  doit contrôler lexpansion.
• Le taux dexpansion peut être estimé par
• La matière du SNR commence à se refroidir
  lentement suivant 1/r3 et à désaccélérer suivant
  1/r3/2
• Mais les couches plus internes ne savent pas ça!

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• La densité augmente donc sur le bord externe
• La température diminue à lintérieur de la sphère
  (Expansion Adiabatique)
• Le flux du gaz dans les couches internes devient
  supersonique
• Formation dun  Reverse shock  interne qui
  réchauffe à nouveau la matière dans la coquille
  externe et se propage vers lintérieur, donc vers
  lorigine.

Émission rayons-X
46
The Evolution of Shocks

• before phase I shock moving with a Lorentz
  Factor ?
• phase I reverse shock starts penetrating the
  ejecta, slowing the shocked ejecta but does not
  slow down the unshocked ejecta ejecta begins
  sweeping up materials
• phase II reverse shock is penetrating the
  ejecta, sweeping more materials
• phase III reverse shock penetrates the ejecta,
  swept material reaching a fraction of 1/? of the
  mass of ejecta

47
Rayleigh-Taylor instabilities

• Se produit quand un fluide plus dense
  poussé/comprimé sur/contre un fluide moins
  dense. Le fluide dense est accéléré par celui
  moins dense.
• Les 2 fluides changent de place part des  
  sticking fingers  qui entre lun dans lautre.
• Cest  doigts  peuvent apporter les lignes
  champ magnétique avec eux

48
(No Transcript)
49
 Snowplough ou Radiative phase .

• Débute lorsque la coquille s'est refroidit à
  environ 1,000,000 K. , quand la vitesse
  dexpansion 250 km/s
• Puisque londe de choc se refroidit encore plus
  gt devient plus efficace pour émettre de
  lénergie sous forme de radiation Lorsquelle
  chute sous environ 20000K, les électrons sont
  capables de se recombiner avec, par exemple, les
  ions de carbones et doxygènes. gt production de
  raies démission dans lUltraviolet.
• Cette émission de rayons UV est un mécanisme de
  radiation beaucoup plus efficace que les
  radiations thermiques de rayons-X et de radiation
  synchrotron. En conséquence, la coquille (le
   contour ) est refroidit plus rapidement, ce
  qui la fait rapetisser. Elle devient ainsi plus
  dense.
• Toute la massegtdans ce  rim  derrière le front
  du choc
• La vitesse décroît donc très rapidement
• Cette phase peut durer des centaines et des
  milliers d'années

50

• La température post-choc décroît très rapidement
  comme t -6/5
• gtça prend donc 104 -105 ans.

51
 Dispersal Phase .

• On croit que la coquille se brise lorsque la
  vitesse dexpansion devient subsonique. La
  vitesse de propagation étant comparable à celle
  du son de la matière externe gt Il ny a plus de
  choc.
• La radiation sous forme de rayons-X devient
  toujours beaucoup moins apparentes
• Ce qui reste des SNRs se refroidit et se disperse
  dans le milieu environnent, doù  Dispersal
  Phase .
• Cest donc la  mort   du SNR.
• (dispersion 10000ans)
• Mais leffet du SNR sur le MIS est beaucoup plus
  long puisquil y a accélération de particules
  (émission dans le radio à grande échelle dans la
  Galaxie) et production de rayons cosmiques.

52
Accélération Relativiste dans les SNRs

• Cas A Énergie synchrotron minimale 2 x 1041 J
• Comparé lénergie cinétique totale de lexplosion
  2 x 1044 J.
• Donc énergétiquement, cest possible daccélérer
  les particules!
• Les accélérations de Fermi du premier ordre dans
  les chocs de SNRs peuvent accélérer les
  particules à des énergies ultra-relativistes.
• La durée maximale de lexpansion du SNR (105
  ans) fixe une énergie maximale de 1014 - 1015 eV
  pour laccélération des particules. gt Alors, les
  SNRs ne peuvent pas produire les rayons cosmiques
  de plus hautes énergies
• -Rayons cosmiques les plus énergétiques peuvent
  avoir une énergie au-dessus de 1020 eV

53
Fermi acceleration (1er ordre)

• On lappel souvent  diffusive shock
  acceleration  (une sous classe daccélération de
  Fermi).
• 2 types daccélération de Fermi Premier ordre
  (dans les chocs) et 2e ordre (dans
  lenvironnement des nuages gazeux magnétiques en
  mouvement).
• gtLaccélération que subissent les particules
  chargées quand elles sont réfléchies par un
   miroir magnétique .
• (Miroir magnétique Configuration de champ
  magnétique où le champ change sur le long de la
  ligne de champ.  Leffet miroir  tendance
  quon les particules chargées dêtre
   réfléchies  (bounce back) par les régions de
  champ élevées.
• gt Multiples réflexions augmentent beaucoup son
  énergie
• On croît que cest le premier mécanisme par
  lequel les particules gagnent de lénergie (après
  le gain en énergie thermique dans les ondes de
  choques)
• Donc rôle très important dans les modèles
  astrophysiques, surtout des chocs

       .
54

• Les spectres dénergie résultant de plusieurs
  particules subissant ce processus (en supposant
  quil ninfluence pas la structure du choc)
  devient une loi de puissance exprimée par
• Où
• Bien sûr gt cause la production de radiation
  non-thermique (certains modèles développés
  là-dessus aussi.)

55
Particle Acceleration dans SN 1006

• Spectrum of limb dominated by
• nonthermal emission (Koyama et al. 96)

• Chandra Montre structure de
• choc dans la coquille

ASCA
56
Importance des Supernovas?

• Les SNRs ont une grande impacte sur la Voie
  Lactée. Sans eux , il ny aurait pas de Soleil ni
  de Terre!
• Tous les éléments plus lourds que le  Bore 
  sont fais soit dans une étoile ou dans une
  explosion de supernova.
• Comment ces éléments lourds se sont rendus sur la
  Terre?gt Par laction des restes de Supernovas!
• Composition chimique du MIS devient celle de la
  prochaine génération détoiles gtCar MIS
  influencé par SNRs
• Si ce nétait pas des SNRs, notre système solaire
  avec ces planètes rocheuses naurait jamais pu se
  former

57
Quest-ce que les SNRs font dans la Voie Lactée?

• Enrichissent notre Galaxie déléments lourds
• Ajoutent beaucoup dénergie au MIS (1028
  mega-tones par supernova)
• Londe de choc qui avance dans le MIS affecte
  celui-ci de deux façons particulières
• Londe de choc réchauffe le gaz quil rencontre
  Augmente la Température du MIS gt Certaines
  parties de la galaxie sont plus chaudes que
  dautres. Ces ?T garde la galaxiegt endroit
  dynamique et intéressant.
• Londe de choc accélère les électrons, les
  protons et les ions ( via laccélération de
  Fermi) à des vitesses très proches de la vitesse
  de la lumière. gt Phénomène très important gt
  Lorigine des rayons cosmiques est encore lun
  des plus grand problème en astrophysique.

58
MODÉLISATION des SNRs

• Modélisation Une technique pour comprendre les
  SNRs.
• Développement de modèles, qui sont simplifiés
  mais contiennent dimportantes caractéristiques
  communes à tous les SNRs
• LÉnergie initiale de lexplosion, par exemple.
• Ces modèles analytiques (ex équation de la
  dimension du vestige en fonction du temps) ou
  numériques (simulations) peuvent prédire
  lémission en rayons-X et les autres émissions
  auxquelles on sattend.
• On peut ensuite les comparer avec les SNRs
  observés pour voir si les modèles fit bien.
• Il y a peu de modèles analytiques, puisque les
  équations qui gouvernent les mouvements du gaz du
  SNR sont très complexes et ne peuvent pas
  vraiment être résolues, sauf pour certains cas
  simplifiés (géométrie sphérique, Énergie
  constante)
• Dans un modèle numérique, lévolution de la
  matière éjectée et du gaz MIS,  fitté  à une
  grille de modèle, est suivit dans le temps, en
  utilisant les équations de conservations de la
  masse, de la quantité de mouvement et de
  lénergie par exemple.
• Les modèles numériques sont contraints par les
  limites sur le temps et lespace que ça prend
  pour  runner  les simulations et pour ensuite
  les stocker.
• Pas compliqué de faire simulations qui ont des
  symétries sphériques ou cylindriques (1D et 2D
  respectivement). Mais beaucoup de structures
  compliquées trouvées dans de vraies SNRs sont
  détruites par limposition de ces symétries.

59

• Les simulations en 3D sont très dispendieuses
   computationnellement , surtout sils ont des
   résolutions  suffisantes (small enough
  numerical grid size) pour que les petites
  particularités, comme les turbulences à petites
  échelles, ne se fassent pas  moyenner .
• Même avec ces difficultés, il y a beaucoup de
  très bons modèles qui ont été développés qui
  augmente notre compréhension de lévolution des
  SNRs et leur interaction avec le MIS environnent
• EX
• Lyerly et al. (1997 ) (abstract for a Bulletin of
  the American Astronomical Society article
  entitled Nonequilibrium-Ionization X-ray Spectra
  from a Sedov-Taylor Blast Wave Model for a
  Supernova Remnant ) (pas accès)
• Truelove McKee (abstract for a Bulletin of the
  American Astronomical Society article entitled
  Evolution of Nonradiative Supernova Remnants )
• Reynolds, S. P. (abstract for a Bulletin of the
  American Astronomical Society article entitled
  Theoretical Calculations of Synchrotron X-rays
  from Supernova Remnants Images and Spectra)

60
FIN