Остаток сверхновой - Supernova remnant

SN 1054 остаток (Крабовидная туманность ).

А остаток сверхновой (SNR) - конструкция, возникшая в результате взрыва звезда в сверхновая звезда. Остаток сверхновой ограничен расширяющейся ударная волна, и состоит из выброшенного материала, расширяющегося в результате взрыва, и межзвездного материала, который он уносит вверх и сотрясает на своем пути.

Есть два общих пути к сверхновая звезда: либо у массивной звезды может закончиться топливо, она перестанет генерировать термоядерную энергию в своем ядре и схлопнется внутрь под действием собственной гравитации, образуя нейтронная звезда или черная дыра; или белый Гном звезда может срастаться материал от звезды-компаньона до тех пор, пока он не достигнет критической массы и не подвергнется термоядерному взрыву.

В любом случае возникающий в результате взрыв сверхновой выталкивает большую часть или весь звездный материал со скоростью, равной 10% скорости света (или приблизительно 30 000 км / с). Эти скорости очень высоки сверхзвуковой, так что сильный ударная волна формируется перед выбросом. Это нагревает восходящий поток плазма до температур значительно выше миллионов К. Ударная волна непрерывно замедляется с течением времени по мере того, как она захватывает окружающую среду, но она может расширяться за сотни или тысячи лет и за десятки лет. парсек прежде чем его скорость упадет ниже местной скорости звука.

Один из наиболее наблюдаемых молодых остатков сверхновой был образован SN 1987A, сверхновая в Большое Магелланово Облако это наблюдалось в феврале 1987 года. Другие известные остатки сверхновых включают Крабовидная туманность; Тихо, остаток SN 1572, названный в честь Тихо Браге кто зафиксировал яркость его первоначального взрыва; и Кеплер, остаток SN 1604, названный в честь Иоганн Кеплер. Самый молодой известный остаток в нашей галактике - это G1.9 + 0.3, обнаруженный в центре Галактики.[1]

Этапы

По мере расширения SNR проходит следующие стадии:[2]

  1. Свободное расширение выбросов до тех пор, пока они не поднимут свой вес в околозвездном или космическом пространстве. межзвездная среда. Это может длиться от десятков до нескольких сотен лет в зависимости от плотности окружающего газа.
  2. Сметание оболочки потрясенного околозвездного и межзвездного газа. Это начинает фазу Седова-Тейлора, которую можно хорошо смоделировать с помощью автомодельного аналитического решения (см. взрывная волна ). Сильный рентгеновский снимок Эмиссия отслеживает сильные ударные волны и горячий ударный газ.
  3. Охлаждение оболочки, образование тонкой (<1 ПК ), плотная (1-100 миллионов атомов на кубический метр) оболочка, окружающая горячую (несколько миллионов кельвинов) внутреннюю часть. Это фаза снегоуборочного снегоочистителя. Оболочка хорошо видна в оптическом излучении рекомбинирующих ионизированных водород и ионизированный кислород атомы.
  4. Охлаждение салона. Плотная оболочка продолжает расширяться за счет собственного импульса. Эта стадия лучше всего видна в радиоизлучении нейтральных атомов водорода.
  5. Слияние с окружающей межзвездной средой. Когда остаток сверхновой замедляется до скорости случайной скорости в окружающей среде, примерно через 30 000 лет, он сливается с общим турбулентным потоком, вкладывая свою оставшуюся кинетическую энергию в турбулентность.
Производство остатков сверхновой звезды планетообразующий материал

Типы остатка сверхновой

Остатки сверхновой бывают трех типов:

  • В виде ракушки, например Кассиопея А
  • Композитный, в котором оболочка содержит центральную пульсарная туманность ветра, например G11.2-0.3 или G21.5-0.9.
  • Остатки смешанной морфологии (также называемые «термокомпозитом»), в которых наблюдается центральное тепловое рентгеновское излучение, заключенные в радиоболочку. Тепловое рентгеновское излучение в основном исходит от захваченного межзвездного материала, а не от выбросов сверхновой. Примеры этого класса включают отношения сигнал / шум W28 и W44. (Как ни странно, W44 дополнительно содержит пульсар и туманность пульсарный ветер; так что это одновременно и «классический» композит, и термокомпозит.)
Остатки сверхновой
HBH 3 ​​(Космический телескоп Спитцера; 2 августа 2018 г.)
G54.1 + 0.3 (16 ноября 2018 г.)

Остатки, которые могут быть созданы только при значительно более высоких энергиях выброса, чем стандартная сверхновая, называются остатки гиперновой звезды, после высокоэнергетической гипернова взрыв, который предположительно их создал.[3]

Происхождение космических лучей

Остатки сверхновых считаются основным источником галактические космические лучи.[4][5][6] Связь между космическими лучами и сверхновыми была впервые предложена Вальтер Бааде и Фриц Цвикки в 1934 г. Виталий Гинзбург и Сергей Сыроватский в 1964 году заметил, что если эффективность ускорения космических лучей в остатках сверхновой составляет около 10 процентов, потери космических лучей в Млечном Пути компенсируются. Эта гипотеза поддерживается особым механизмом, называемым «ускорение ударной волной», основанным на Энрико Ферми идеи, которые все еще находятся в стадии разработки.[нужна цитата ]

В самом деле, Энрико Ферми предложила в 1949 году модель ускорения космических лучей за счет столкновений частиц с магнитными облаками в межзвездная среда.[7] Этот процесс, известный как «Второй порядок Механизм Ферми ", увеличивает энергию частиц во время лобовых столкновений, что приводит к постоянному увеличению энергии. Более поздняя модель для создания ускорения Ферми была создана мощным фронтом ударной волны, движущимся через пространство. Частицы, которые многократно пересекают фронт удара, могут значительно увеличиваться Это стало известно как «механизм Ферми первого порядка».[8]

Остатки сверхновых могут создавать энергетические ударные фронты, необходимые для генерации космических лучей сверхвысокой энергии. Наблюдение за SN 1006 остаток на рентгеновском снимке показал синхротронное излучение в соответствии с тем, что он является источником космических лучей.[4] Однако для энергий выше примерно 1018 эВ требуется другой механизм, поскольку остатки сверхновой не могут обеспечить достаточную энергию.[8]

До сих пор неясно, ускоряют ли остатки сверхновой космические лучи до энергий ПэВ. Будущий телескоп CTA поможет ответить на этот вопрос.

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ Открытие самой последней сверхновой в нашей галактике 14 мая 2008 г.
  2. ^ Рейнольдс, Стивен П. (2008). «Остатки сверхновых на высоких энергиях». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 46 (46): 89–126. Bibcode:2008ARA & A..46 ... 89R. Дои:10.1146 / annurev.astro.46.060407.145237.
  3. ^ Лай, Ши-Пин; Чу, Ю-Хуа; Чен, К.-Х. Рози; Чардулло, Робин; Гребель, Ева К. (2001). "Критическое исследование кандидатов остатков гиперновой в M101. I. MF 83". Астрофизический журнал. 547 (2): 754–764. arXiv:astro-ph / 0009238. Bibcode:2001ApJ ... 547..754L. Дои:10.1086/318420. S2CID  14620463.
  4. ^ а б К. Кояма; Р. Петре; Е.В. Готтхельф; У. Хван; и другие. (1995). "Свидетельства ударного ускорения электронов высоких энергий в остатке сверхновой SN1006". Природа. 378 (6554): 255–258. Bibcode:1995Натура 378..255K. Дои:10.1038 / 378255a0. S2CID  4257238.
  5. ^ «Сверхновая звезда испускает космические лучи». Новости BBC. 4 ноября 2004 г.. Получено 2006-11-28.
  6. ^ "ОСШ и ускорение космических лучей". Центр космических полетов имени Годдарда НАСА. Архивировано из оригинал на 1999-02-21. Получено 2007-02-08.
  7. ^ Э. Ферми (1949). «О происхождении космического излучения». Физический обзор. 75 (8): 1169–1174. Bibcode:1949ПхРв ... 75.1169Ф. Дои:10.1103 / PhysRev.75.1169.
  8. ^ а б "Космические лучи сверхвысокой энергии". Университет Юты. Получено 2006-08-10.

внешняя ссылка