Loading AI tools
залишки зорі, що вибухнула З Вікіпедії, вільної енциклопедії
Залишок наднової (англ. SuperNova Remnant, SNR) — газопилова структура, яка утворилася як результат вибуху наднової зорі. Під час вибуху наднової викинута нею маса розлітається навсебіч, утворюючи ударну хвилю, яка з часом розширюється, змітаючи по дорозі міжзоряну речовину.
Методами радіоастрономії в нашій Галактиці виявлено понад 100 залишків наднових, з них близько 40 спостерігаються в оптичному діапазоні[1]. Один із найкраще досліджених залишків молодих наднових був утворений SN 1987A, надновою у Великій Магеллановій Хмарі, яку спостерігали в лютому 1987 року. Інші добре відомі залишки наднових включають Крабоподібну туманність; залишок наднової Тихо SN 1572, названої на честь Тихо Браге, який дослідив цю наднову; залишок наднової Кеплера SN 1604, названий на честь Йоганна Кеплера. Наймолодшим відомим залишком у Чумацькому Шляху є G1.9+0.3[en], виявлений у Галактичному центрі[2].
Існує два можливі сценарії народження наднової:
В обох випадках більша частина маси наднової викидається зі швидкістю до 10 % швидкості світла (порядку 30 000 км/с). Коли викинута речовина рухається з такою надзвуковою швидкістю, перед нею утворюється ударна хвиля, а плазма перед ударним фронтом нагрівається до температур у мільйони кельвінів. Ударна хвиля поступово охоплює все більший простір і з часом сповільнюється, однак продовжує розширюватися протягом сотень або тисяч років, досягаючи радіусів у десятки парсеків, перш ніж її швидкість впаде нижче місцевої швидкості звуку.
Залишок наднової під час свого розвитку проходить наступні стадії[3]:
Молоді залишки наднових зберігають особливості наднової, такі як хімічний склад та геометрія оболонки. Параметри старих залишків здебільшого залежать від міжзоряного газу, який «нагребла» оболонка під час розширення[1].
Молоді залишки наднових поділяють на два типи[1]: оболонкові та плеріони. В оболонкових яскравість радіозображення зростає від центру до периферії. У плеріонах яскравість зображення зростає до центру й оболонкова структура не спостерігається. Фізичною основою відмінностей між двома типами є наявність або відсутність пульсара. За наявності пульсара, який є потужним джерелом релятивістських частинок, залишок наднової стає плеріоном. У процесі ослаблення пульсара залишок перетворюється на оболонковий. Усі старі залишки мають оболонковий тип[1].
Залишки наднових вважаються основним джерелом галактичних космічних променів[4][5][6]. Зв'язок між космічними променями та ударними хвилями наднових вперше запропонували Вальтер Бааде та Фріц Цвіккі в 1934 році. Віталій Гінзбург і Сергій Сироватський у 1964 році зауважили, що 10-відсоткової ефективності прискорення космічних променів у залишках наднових має вистачати, щоб компенсувати втрати космічних променів Чумацького Шляху. Прискорення космічних променів в ударних фронтах відбувається за механізмом прискорення Фермі[7][8], який запропонував Енріко Фермі в 1949 році[9]. Однак цей механізм не здатний забезпечувати енергії понад 1018 еВ, тому промені надвисоких енергій мають прискорюватися іншими механізмами[10].
Seamless Wikipedia browsing. On steroids.
Every time you click a link to Wikipedia, Wiktionary or Wikiquote in your browser's search results, it will show the modern Wikiwand interface.
Wikiwand extension is a five stars, simple, with minimum permission required to keep your browsing private, safe and transparent.