radio-evolucija ostataka supernovih i nelinearno difuzno...

Radio-evolucija ostatakasupernovih i nelinearno

difuzno ubrzavanje čestica

Marko PavlovićKatedra za astronomijuMatematički fakultetmarko@matf.bg.ac.rs

Seminar Katedre za astronomiju, 30.01.2018.

1. Uvod1.1 Zašto radio-evolucija?1.2 Zašto ubrzavanje čestica?

2. Model3. Rezultati

3.1 Radio-evolucija OSN G1.9+0.33.2 Opšti model radio-evolucije OSN3.3 Ekviparticija u OSN

4. Zaključak5. Planovi za dalji rad6. Pitanja i diskusija

1.1 Zašto radio-evolucija?

Case & Bhattacharya (1998)

Urošević at al. (2003); Arbutina and Urošević(2009); Urošević et al. (2009); Urošević et al. (2010); Pavlović et al. (2013); Vukotić et al. (2014); Pavlović et al. (2014); Kostić et al. (2016); Bozzetto et al. (2017)

Berezhko & Volk (2004)

Ksenofontov et al. (2010)

1.2 Zašto ubrzavanje čestica?

Baade & Zwicky 1934

Fermi 1949

Bell 1978a, b

Axford et al. 1977, Krymsky 1977Blandford & Ostriker 1978

Blasi et al. 2002, 2005

Početni uslovi OSN: eksponencijalni profil

odbačenog materijala u eksploziji SN

Dinamička evolucija:2D/3D hidrodinamikaPLUTO

Ubrzavanje čestica:NLDSA

detekcija udarnog talasa + uticaj kosmičkih zraka

Dwarkadas and Chevalier 1998

Mignone et al. 2007Orlando et. al 2012Pavlović 2017Pavlović et al. 2018

Ferrand et al. 2010Ellison et al. 2007

Pojačanje magnetnog poljaCaprioli et al. 2008, 2009, Pavlović et al. 2017

2. Model

Blasi et al. 2002, 2005

Početni uslovi OSN: eksponencijalni profil

odbačenog materijala u eksploziji SN

Dinamička evolucija:2D/3D hidrodinamikaPLUTO

Ubrzavanje čestica:NLDSA

detekcija udarnog talasa + uticaj kosmičkih zraka

Dwarkadas and Chevalier 1998

Mignone et al. 2007Orlando et. al 2012Pavlović 2017Pavlović et al. 2018

Ferrand et al. 2010Ellison et al. 2007

Pojačanje magnetnog poljaCaprioli et al. 2008, 2009, Pavlović et al. 2017

Početni uslovi OSN: eksponencijalni profil

odbačenog materijala u eksploziji SN

Dwarkadas and Chevalier 1998

Početni uslovi OSN: eksponencijalni profil

odbačenog materijala u eksploziji SN

• Eksponencijalni profil gustine odbačenog materijala:

• Kinetička energija eksplozije:

• Masa odbačenog materijala:

• Homogena MZM Melson et al. (2015)

Blasi et al. 2002, 2005

Početni uslovi OSN: eksponencijalni profil

odbačenog materijala u eksploziji SN

Dinamička evolucija:2D/3D hidrodinamikaPLUTO

Ubrzavanje čestica:NLDSA

detekcija udarnog talasa + uticaj kosmičkih zraka

Dwarkadas and Chevalier 1998

Mignone et al. 2007Orlando et. al 2012Pavlović 2017Pavlović et al. 2018

Ferrand et al. 2010Ellison et al. 2007

Pojačanje magnetnog poljaCaprioli et al. 2008, 2009, Pavlović et al. 2017

Blasi et al. 2002, 2005

Početni uslovi OSN: eksponencijalni profil

odbačenog materijala u eksploziji SN

Dinamička evolucija:2D/3D hidrodinamikaPLUTO

Ubrzavanje čestica:NLDSA

detekcija udarnog talasa + uticaj kosmičkih zraka

Dwarkadas and Chevalier 1998

Mignone et al. 2007Orlando et. al 2012Pavlović 2017Pavlović et al. 2018

Ferrand et al. 2010Ellison et al. 2007

Pojačanje magnetnog poljaCaprioli et al. 2008, 2009, Pavlović et al. 2017

Dinamička evolucija:2D/3D hidrodinamikaPLUTO

Dinamička evolucija:2D/3D hidrodinamikaPLUTO

Mignone et al. 2007

• Vremenska i prostorna zavisnost adijabatskog indeksa plazme:

Ellison et al. 2004Ferrand et. al 2010Orlando et. al 2012

Rimanov problem Rimanovi rešavači

Metod Godunova

Dinamička evolucija:2D/3D hidrodinamikaPLUTO

Mignone et al. 2007

• Vremenska i prostorna zavisnost adijabatskog indeksa plazme:

Ellison et al. 2004Ferrand et. al 2010Orlando et. al 2012

Blasi et al. 2002, 2005

Početni uslovi OSN: eksponencijalni profil

odbačenog materijala u eksploziji SN

Dinamička evolucija:2D/3D hidrodinamikaPLUTO

Ubrzavanje čestica:NLDSA

detekcija udarnog talasa + uticaj kosmičkih zraka

Dwarkadas and Chevalier 1998

Mignone et al. 2007Orlando et. al 2012Pavlović 2017Pavlović et al. 2018

Ferrand et al. 2010Ellison et al. 2007

Pojačanje magnetnog poljaCaprioli et al. 2008, 2009, Pavlović et al. 2017

Blasi et al. 2002, 2005

Početni uslovi OSN: eksponencijalni profil

odbačenog materijala u eksploziji SN

Dinamička evolucija:2D/3D hidrodinamikaPLUTO

Ubrzavanje čestica:NLDSA

detekcija udarnog talasa + uticaj kosmičkih zraka

Dwarkadas and Chevalier 1998

Mignone et al. 2007Orlando et. al 2012Pavlović 2017Pavlović et al. 2018

Ferrand et al. 2010Ellison et al. 2007

Pojačanje magnetnog poljaCaprioli et al. 2008, 2009, Pavlović et al. 2017

Ubrzavanje čestica:NLDSA

Ubrzavanje čestica:NLDSA

Blasi et al. 2002, 2005

Blasi et al. 2002, 2005

Početni uslovi OSN: eksponencijalni profil

odbačenog materijala u eksploziji SN

Dinamička evolucija:2D/3D hidrodinamikaPLUTO

Ubrzavanje čestica:NLDSA

detekcija udarnog talasa + uticaj kosmičkih zraka

Dwarkadas and Chevalier 1998

Mignone et al. 2007Orlando et. al 2012Pavlović 2017Pavlović et al. 2018

Ferrand et al. 2010Ellison et al. 2007

Pojačanje magnetnog poljaCaprioli et al. 2008, 2009, Pavlović et al. 2017

Blasi et al. 2002, 2005

Početni uslovi OSN: eksponencijalni profil

odbačenog materijala u eksploziji SN

Dinamička evolucija:2D/3D hidrodinamikaPLUTO

Ubrzavanje čestica:NLDSA

detekcija udarnog talasa + uticaj kosmičkih zraka

Dwarkadas and Chevalier 1998

Mignone et al. 2007Orlando et. al 2012Pavlović 2017Pavlović et al. 2018

Ferrand et al. 2010Ellison et al. 2007

Pojačanje magnetnog poljaCaprioli et al. 2008, 2009, Pavlović et al. 2017

Pojačanje magnetnog polja

“Particle-In-Cell (PIC)” simulacije

Caprioli and Spitkovsky 2014a,b,c

Orlando et al. 2015

Caprioli and Spitkovsky 2014a,b,c

Pojačanje magnetnog polja

Caprioli et al. 2008, 2009

• Pojačanje magnetnog polja usled rezonantnih i nerezonantnihnestabilnosti izazvanih tokom kosmičkih zraka.

• Magnetni pritisak Alfenovih talasa u prekursoru.

3. Rezultati

Green & Gull 1984, Green et al. 2008

3.1 Radio-evolucija OSN G1.9+0.3Pavlović, M. Z., MNRAS, 468, 1616 (2017)

De Horta et al. 2014

Murphy et al. 2008 (MOST)

3.2 Opšti model radio-evolucije OSNPavlović, M. Z., Urošević, D., Arbutina, B., Salvatore, O., Maxted, N.,

Filipović, M., ApJ, 852, 84 (2018)

3.3 Ekviparticija u OSNUrošević, D., Pavlović, M. Z., Arbutina, ApJ, u štampi (2018)

4. Zaključak1) Efikasno difuzno ubrzavanje čestica modifikuje strukturu udarnog talasa, značajno pojačava međuzvezdano magnetno polje, čime proces ubrzavanja i radio-emisije ubrzanih elektrona postaje nelinearan i zahteva primenu numeričkihsimulacija.

2) Modelovali smo specifičnu radio-evoluciju najmlađeg poznatog GalaktičkogOSN G1.9+0.3. Procenjena starost ovog OSN iz našeg modela iznosi oko 120 godina, dok gustina okolne MZM iznosi 0.02 cm . Strmiji spektralni indeksi(standardna DSA teorija predviđa oko 0.5) kod mladih OSN dobijaju se putemefikasnog NLDSA mehanizma i odgovarajućeg pojačanja magnetnog polja.

3) Radio-emisija ostatka G1.9+0.3 raste tokom faze slobodnog širenja, dostižemaksimalnu vrednost 600 godina posle eksplozije da bi zatim ukupan sjajopadao do kraja faze slobodnog širenja i u fazi Sedov-Tejlora. Numerički modelpokazuje da je porast radio-emisije uobicajena pojava kod mladih OSN.

4) Pored radio-emisije, implementiran je i jednostavan model za sintezusinhrotronskog spektra OSN G1.9+0.3 od radio do X-područja, koji pokazujedobro slaganje sa posmatranjima.

3-

5) Evolutivne trake, dobijene u ovom radu, mogu biti veoma korisne za radio-posmatrače. Oni ih mogu primeniti na određivanje evolutivnog statusa svihposmatranih Galaktičkih i vangalaktičkih OSN, za koje je nepoznata starost iliparametri okoline.

6) Radio evolutivne trake za OSN koji evoluiraju u različitoj gustini seku se između10 pc i nekoliko desetina parseka. Sigma-D trake za vecu gustinu MZM seposle toga nalaze ispod traka koje odgovaraju retkoj sredini. Stoga korelacijaizmeđu okolne gustine i položaja na Sigma-D dijagramu nije uvek jednoznačna.

7) U našim simulacijama se dobijaju Sigma-D nagibi između -4 i -6 za potpunirežim Sedov-Tejlora, koji se dobro slažu sa teorijskim predviđanjima i vrednostimaza posmatrane uzorke OSN.

8) Zaključujemo da je ekviparticija opravdana pretpostavka za energijuelektrona i magnetnog polja u starijim OSN, tokom faze Sedov-Tejlora. Takođe, simulacije nude moguće objašnjenje za ekviparticiju izmedju kosmičkihzraka i magnetnog polja u MZM.

5. Planovi za dalji rad1) Neophodan je rad na razvoju numeričkih modela hidrodinamičke evolucijeOSN u radijativnoj fazi.

2) Od velikog značaja, posebno kod mladih OSN, bi bilo uključivanje Alfenovogdrifta u model NLDSA.

3) Planirano je povezivanje simulacija OSN razvijenih u ovom radu sasimulacijama eksplozija supernovih na znatno manjim skalama.

4) Planiramo da analizu ekviparticije proširimo na sve OSN za koje postojidovoljno posmatranja u različitim oblastima elektromagnetnog spektra.

5) Kao jedan od glavnih nerešenih problema u oblasti vidimo injekciju i ubrzavanje elektrona na udarnim talasima.

Acknowledgements

• Numerical simulations were run on thePARADOX-IV supercomputing facility at theScientific Computing Laboratory of the Institute ofPhysics Belgrade, supported in part by theMinistry of Education, Science and TechnologicalDevelopment of the Republic of Serbia underproject No. ON171017.

• We acknowledge the hospitality of theOsservatorio Astronomico di Palermo where partof this work was carried out, special thanks toSalvatore Orlando and Marco Micelli for theirilluminating contributions to this project.

• M. P. also thanks Gilles Ferrand for extremelyhelpful discussions, advices and help during thiswork. We are indebted to Brian Reville for hisvaluable comments on different approaches inSNR modeling.

• This work is part of Project No. 176005"Emission nebulae: structure and evolution"supported by the Ministry of Education, Science,and Technological Development of the Republicof Serbia.

Hvala na pažnji