Zbytek supernovy - Supernova remnant

Zbytek SN 1054 ( Krabí mlhovina ).

Supernově ( SNR ) je struktura vyplývající z exploze hvězdy v supernova . Zbytek supernovy je ohraničen expandující rázovou vlnou a sestává z vyvrženého materiálu expandujícího z výbuchu a mezihvězdného materiálu, který se smete a otřese po cestě.

Existují dvě běžné cesty k supernově : buď může hmotné hvězdě dojít palivo, přestane v jejím jádru generovat fúzní energii a pod vlastní gravitací se zhroutí dovnitř a vytvoří neutronovou hvězdu nebo černou díru ; nebo bílá trpasličí hvězda může shromažďovat materiál z doprovodné hvězdy, dokud nedosáhne kritické hmotnosti a neprojde termonukleární explozí.

V obou případech výsledná exploze supernovy vytlačí většinu nebo veškerý hvězdný materiál rychlostí až 10% rychlosti světla (nebo přibližně 30 000 km/s). Tyto rychlosti jsou vysoce nadzvukové , takže se před ejektou vytvoří silná rázová vlna . To ohřívá plazmu proti proudu až na teploty výrazně nad miliony K. Šok se v průběhu času neustále zpomaluje, když zametá okolní médium, ale může se rozpínat po stovky nebo tisíce let a přes desítky parseků, než jeho rychlost klesne pod místní rychlost zvuku.

Jeden z nejlépe pozorovaných mladých zbytků supernovy vytvořil SN 1987A , supernova ve Velkém Magellanově mračnu, která byla pozorována v únoru 1987. Mezi další známé zbytky supernovy patří Krabí mlhovina ; Tycho, pozůstatek SN 1572 , pojmenovaný po Tycho Brahe, který zaznamenal jas původního výbuchu; a Kepler, pozůstatek SN 1604 , pojmenovaný po Johannesu Keplerovi . Nejmladším známým zbytkem v naší galaxii je G1,9+0,3 , objevený v galaktickém centru.

Fáze

SNR prochází následujícími fázemi, jak se rozšiřuje:

  1. Volná expanze ejecta, dokud nerozmetou svou vlastní váhu v circumstellar nebo mezihvězdném médiu . To může trvat desítky až několik set let v závislosti na hustotě okolního plynu.
  2. Zametání skořápky šokovaného cirkumstelárního a mezihvězdného plynu. Tím začíná fáze Sedov-Taylor, kterou lze dobře modelovat pomocí podobného analytického řešení (viz výbuchová vlna ). Silná rentgenová emise sleduje silné rázové vlny a horký šokový plyn.
  3. Ochlazením skořápky se vytvoří tenký (<1  ks ) hustý (1 až 100 milionů atomů na metr krychlový) obklopující horký (několik milionů kelvinových) vnitřek. Toto je fáze sněžného pluhu poháněná tlakem. Skořápku lze jasně vidět na optické emisi z rekombinace atomů ionizovaného vodíku a ionizovaného kyslíku .
  4. Chlazení interiéru. Hustá skořápka se stále rozšiřuje ze své vlastní hybnosti. Tento stupeň je nejlépe vidět na radiovém vyzařování z neutrálních atomů vodíku.
  5. Splynutí s okolním mezihvězdným médiem. Když pozůstatek supernovy zpomalí na rychlost náhodných rychlostí v okolním médiu, po zhruba 30 000 letech se sloučí do obecného turbulentního proudění a svou zbývající kinetickou energií přispěje k turbulenci.
Zbytky supernovy ejecta produkující materiál vytvářející planetu

Druhy zbytku supernovy

Existují tři typy zbytku supernovy:

  • Shell-like, jako je Cassiopeia A
  • Kompozit, ve kterém skořápka obsahuje centrální pulsarovou větrnou mlhovinu , například G11.2-0.3 nebo G21.5-0.9.
  • Zbytky smíšené morfologie (nazývané také „termální kompozit“), ve kterých je vidět centrální termální emise rentgenového záření, uzavřené radiovou skořepinou. Tepelné rentgenové paprsky jsou primárně ze zametaného mezihvězdného materiálu, spíše než z vyvržení supernovy. Příklady této třídy zahrnují SNR W28 a W44. (Matouce, W44 navíc obsahuje pulsaru a pulsar vítr mlhovinu, takže je současně jak „klasické“ kompozit a tepelnou kompozitu.)
Zbytky supernovy
HBH 3 ​​( vesmírný dalekohled Spitzer ; 2. srpna 2018)
G54.1+0.3 (16. listopadu 2018)

Zbytky, které by mohly být vytvořeny pouze výrazně vyššími ejekčními energiemi než standardní supernova, se nazývají zbytky hypernovy po výbuchu hyperenergické hypernovy, u kterého se předpokládá, že je vytvořil.

Původ kosmických paprsků

Zbytky supernovy jsou považovány za hlavní zdroj galaktických kosmických paprsků . Spojení mezi kosmickými paprsky a supernovami poprvé navrhli Walter Baade a Fritz Zwicky v roce 1934. Vitaly Ginzburg a Sergei Syrovatskii v roce 1964 poznamenali, že pokud je účinnost zrychlení kosmického záření ve zbytcích supernovy asi 10 procent, ztráty kosmického paprsku v mléce Cesty jsou kompenzovány. Tuto hypotézu podporuje specifický mechanismus nazvaný „zrychlení rázovou vlnou“ založený na myšlenkách Enrica Fermiho , který se stále vyvíjí.

V roce 1949 Fermi navrhl model pro zrychlení kosmických paprsků srážkami částic s magnetickými mraky v mezihvězdném prostředí . Tento proces, známý jako „ Fermiho mechanismus druhého řádu “, zvyšuje energii částic při čelních srážkách, což má za následek stálý zisk energie. Pozdější model pro produkci akcelerace Fermi byl generován silným nárazovým čelem pohybujícím se prostorem. Částice, které opakovaně překračují přední část výboje, mohou získat výrazné zvýšení energie. Toto se stalo známé jako „mechanismus Fermi prvního řádu“.

Zbytky supernovy mohou poskytnout fronty energetických šoků potřebné ke generování kosmických paprsků s ultra vysokou energií. Pozorování zbytku SN 1006 na rentgenovém záření ukázalo, že emise synchrotronu jsou v souladu s tím, že je zdrojem kosmického záření. U energií vyšších než asi 10 18 eV je však zapotřebí jiný mechanismus, protože zbytky supernovy nemohou poskytnout dostatečnou energii.

Stále není jasné, zda zbytky supernov urychlují kosmické paprsky až k energiím PeV. Na tuto otázku pomůže odpovědět budoucí teleskop CTA .

Viz také

Reference

externí odkazy