Zbytek supernovy - Supernova remnant

SN 1054 zbytek (Krabí mlhovina ).

A zbytek supernovy (SNR) je struktura vzniklá explozí a hvězda v supernova. Zbytek supernovy je ohraničen rozpínajícím se rázová vlna, a sestává z vyvrženého materiálu expandujícího z exploze a mezihvězdného materiálu, který zametá a šokuje.

Existují dvě společné trasy do a supernova: buď hmotné hvězdě může dojít palivo, přestane generovat fúzní energii ve svém jádru a zhroutí se dovnitř silou své vlastní gravitace a vytvoří neutronová hvězda nebo a Černá díra; nebo a bílý trpaslík hvězda může přirůstat materiál z doprovodné hvězdy, dokud nedosáhne kritického množství a nepodstoupí termonukleární výbuch.

V obou případech výsledná exploze supernovy vypudí velkou část nebo celý hvězdný materiál s rychlostmi až 10% rychlosti světla (nebo přibližně 30 000 km / s). Tyto rychlosti jsou velmi vysoké nadzvukový, tak silný rázová vlna tvoří před ejectou. To ohřívá proti proudu plazma až na teploty výrazně nad miliony K. Šok se v průběhu času neustále zpomaluje, protože zametá okolní médium, ale může expandovat po stovky nebo tisíce let a přes desítky parsecs než jeho rychlost klesne pod místní rychlost zvuku.

Jeden z nejlépe pozorovaných mladých zbytků supernov byl vytvořen SN 1987A, supernova v Velký Magellanovo mračno který byl pozorován v únoru 1987. Mezi další známé zbytky supernov patří Krabí mlhovina; Tycho, zbytek SN 1572, pojmenoval podle Tycho Brahe kdo zaznamenal jas původní exploze; a Kepler, zbytek SN 1604, pojmenoval podle Johannes Kepler. Nejmladší známý zbytek v naší galaxii je G1,9 + 0,3, objevený v galaktickém středu.[1]

Fáze

Při rozšiřování SNR prochází následujícími fázemi:[2]

  1. Volná expanze ejecta, dokud nezmetou svoji vlastní váhu v cirkuláru nebo mezihvězdné médium. To může trvat desítky až několik set let v závislosti na hustotě okolního plynu.
  2. Zametání pláště šokovaného okolního a mezihvězdného plynu. Tím začíná fáze Sedov-Taylor, kterou lze dobře modelovat pomocí podobného analytického řešení (viz tlaková vlna ). Silný rentgen emise sleduje silné rázové vlny a horký šokovaný plyn.
  3. Chlazení skořápky, aby se vytvořil tenký (<1 ks ), hustá skořápka (1–100 milionů atomů na metr krychlový) obklopující horký vnitřek (několik milionů kelvinů). Toto je fáze sněžného pluhu poháněná tlakem. Plášť lze jasně vidět na optické emisi z rekombinace ionizované vodík a ionizovaný kyslík atomy.
  4. Chlazení interiéru. Hustá skořápka se dále rozpíná ze své vlastní hybnosti. Tento stupeň je nejlépe vidět na radiovém vyzařování neutrálních atomů vodíku.
  5. Sloučení s okolním mezihvězdným médiem. Když zbytek supernovy zpomalí na rychlost náhodných rychlostí v okolním médiu, po zhruba 30 000 letech se spojí v obecný turbulentní tok a přispěje svou zbývající kinetickou energií k turbulenci.
Vytváření zbytku supernovy z ejecty planetotvorný materiál

Druhy zbytků supernovy

Existují tři typy zbytků supernovy:

  • Shell-like, jako je Cassiopeia A
  • Kompozitní, ve kterém skořápka obsahuje střed pulsar větrná mlhovina, jako je G11.2-0.3 nebo G21.5-0.9.
  • Smíšená morfologie (nazývaná také „tepelný kompozit“) zbytky, ve kterých je vidět centrální tepelná rentgenová emise, uzavřená rádiovým pláštěm. Tepelné rentgenové paprsky pocházejí primárně ze zameteného mezihvězdného materiálu, nikoli z ejektu supernovy. Mezi příklady této třídy patří SNR W28 a W44. (Matoucí je, že W44 navíc obsahuje a pulsar a pulsární větrná mlhovina; jedná se tedy současně o „klasický“ kompozit i tepelný kompozit.)
Zbytky supernovy
HBH 3 ​​(Spitzerův vesmírný dalekohled; 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 hypernova, po vysoké energii hypernova výbuch, o kterém se předpokládá, že je vytvořil.[3]

Původ kosmických paprsků

Zbytky supernovy jsou považovány za hlavní zdroj galaktické kosmické paprsky.[4][5][6] Spojení mezi kosmickými paprsky a supernovami navrhl poprvé Walter Baade a Fritz Zwicky v roce 1934. Vitaly Ginzburg a Sergej Syrovatskii v roce 1964 poznamenal, že pokud je účinnost zrychlení kosmického záření ve zbytcích supernovy asi 10 procent, ztráty kosmického záření v Mléčné dráze jsou kompenzovány. Tato hypotéza je podpořena specifickým mechanismem zvaným „zrychlení rázovou vlnou“ na základě Enrico Fermi nápady, které se stále vyvíjejí.[Citace je zapotřebí ]

Vskutku, Enrico Fermi navrhl v roce 1949 model pro zrychlení kosmických paprsků prostřednictvím srážek částic s magnetickými mračny v mezihvězdné médium.[7] Tento proces, známý jako „Druhý řád Fermiho mechanismus ", zvyšuje energii částic při čelních srážkách, což má za následek stálý zisk energie. Pozdější model k výrobě Fermiho zrychlení byl generován silnou přední částí nárazů pohybující se vesmírem. Částice, které opakovaně procházejí přední částí nárazů, mohou získat významné zvýšení v energii. Toto se stalo známé jako „Fermiho mechanismus prvního řádu“.[8]

Zbytky supernovy mohou poskytnout fronty energetických šoků potřebné ke generování kosmických paprsků s vysokou energií. Pozorování SN 1006 pozůstatek v rentgenovém paprsku ukázal emise synchrotronu v souladu s tím, že je zdrojem kosmických paprsků.[4] U energií vyšších než 1018 eV je vyžadován jiný mechanismus, protože zbytky supernovy nemohou poskytnout dostatečnou energii.[8]

Stále není jasné, zda zbytky supernovy urychlují kosmické paprsky až na energie PeV. Budoucí dalekohled CTA pomůže odpovědět na tuto otázku.

Viz také

Reference

  1. ^ Objev nejnovější supernovy v naší galaxii 14. května 2008
  2. ^ Reynolds, Stephen P. (2008). "Zbytky supernovy při vysoké energii". Výroční přehled astronomie a astrofyziky. 46 (46): 89–126. Bibcode:2008ARA & A..46 ... 89R. doi:10.1146 / annurev.astro.46.060407.145237.
  3. ^ Lai, Shih-Ping; Chu, You-Hua; Chen, C.‐H. Rosie; Ciardullo, Robin; Grebel, Eva K. (2001). „Kritická zkouška kandidátů na zbytky Hypernova v M101. I. MF 83“. Astrofyzikální deník. 547 (2): 754–764. arXiv:astro-ph / 0009238. Bibcode:2001ApJ ... 547..754L. doi:10.1086/318420. S2CID  14620463.
  4. ^ A b K. Koyama; R. Petre; E.V. Gotthelf; U. Hwang; et al. (1995). „Důkazy o rázové akceleraci vysokoenergetických elektronů ve zbytku supernovy SN1006“. Příroda. 378 (6554): 255–258. Bibcode:1995 Natur.378..255K. doi:10.1038 / 378255a0. S2CID  4257238.
  5. ^ „Supernova produkuje kosmické paprsky“. BBC novinky. 4. listopadu 2004. Citováno 2006-11-28.
  6. ^ „SNR a zrychlení kosmickým paprskem“. NASA Goddard Space Flight Center. Archivovány od originál dne 1999-02-21. Citováno 2007-02-08.
  7. ^ E. Fermi (1949). „O původu kosmického záření“. Fyzický přehled. 75 (8): 1169–1174. Bibcode:1949PhRv ... 75.1169F. doi:10.1103 / PhysRev.75.1169.
  8. ^ A b „Kosmické paprsky s ultra vysokou energií“. University of Utah. Citováno 2006-08-10.

externí odkazy