astro.wikisort.org - Наука

Остаток сверхновой (англ. SuperNova Remnant, SNR) — туманности, появившиеся из-за произошедшего много десятков или сотен лет назад катастрофического взрыва звезды и превращения её в сверхновую. Во время взрыва оболочка сверхновой разлетается во все стороны, образуя расширяющуюся с огромной скоростью ударную волну, которая и формирует остаток сверхновой. Остаток состоит из выброшенного взрывом звёздного материала и межзвёздного вещества, поглотившего ударную волну[1].

Образование

Существует два возможных сценария рождения сверхновой звезды[1]:

• Массивная звезда, исчерпав своё топливо, прекращает производство термоядерной энергии, что влечёт коллапс звезды под действием силы собственной гравитации и её превращение в нейтронную звезду или чёрную дыру.
• Белый карлик, накапливая вещество звезды-компаньона (явление аккреции), достигает критической массы и коллапсирует в нейтронную звезду.

В обоих случаях взрыв сверхновой выбрасывает в окружающее пространство всё или почти всё вещество из внешних слоёв звезды, со скоростью около 1 % от скорости света, что соответствует порядка 3000 км/с. Когда выброшенное вещество сталкивается с околозвёздным или межзвёздным газом, формируется ударная волна, превращающая газ в горячую плазму, разогревая его до температуры порядка 10 миллионов кельвинов.

Вероятно самый красивый и лучше всего исследованный молодой остаток образован сверхновой SN 1987A в Большом Магеллановом Облаке, вспыхнувшей в 1987 г. Другие хорошо известные остатки сверхновых, это Крабовидная туманность, остаток относительно недавнего взрыва (1054 год), остаток сверхновой Тихо (SN 1572), получившей имя в честь Тихо Браге, который наблюдал и зафиксировал её первоначальную яркость сразу после вспышки в 1572 г., а также остаток сверхновой Кеплера (SN 1604), названной в честь Иоганна Кеплера.

Стадии эволюции

Остаток сверхновой во время своего развития проходит через следующие стадии:

1. Свободное расширение выброшенного вещества продолжается до тех пор, пока масса межзвёздного вещества, поглощающего ударную волну, значительно не превысит массу выброшенного звёздного материала. Продолжительность стадии от десятков до нескольких сотен лет, в зависимости от плотности окружающей газовой среды.
2. Существенное замедление ударной волны, возникновение обратной (внутренней) ударной волны, со временем достигающей центра остатка. Остаток входит в фазу Седова-Тейлора, хорошо описываемую автомодельным аналитическим решением. Столкновения ударных волн раскалённого газа сопровождаются мощным рентгеновским излучением.
3. Охлаждение внешней оболочки остатка и формирование тонкой (< 1 пк) и плотной (1-100 миллионов атомов м⁻³) оболочки вокруг очень горячей (несколько миллионов К) внутренней полости. Наступление фазы радиационного охлаждения. Оболочка остатка становится доступной для наблюдения в видимом спектре благодаря рекомбинации ионизированных атомов водорода и кислорода.
4. Охлаждение внутренней полости остатка. Плотная оболочка продолжает расширяться под влиянием собственного момента импульса (инерции). На этой стадии остаток сверхновой отчётливо «виден» в диапазоне излучения атомов нейтрального водорода.
5. Слияние с окружающим межзвёздным веществом. Примерно через миллион лет скорость расширения оболочки остатка замедлится до среднестатистических скоростей в окружающем пространстве, материя остатка сольётся с бурным потоком движения вещества, привнеся в него оставшуюся у неё кинетическую энергию.

См. также

• Список остатков сверхновых
• Звёздная эволюция
• Сверхновая
• Остаток новой

Примечания

Литература

• Рясный В.Г. Оболочки сверхновых (Библиография) (рус.) // Успехи физических наук. — М.: Российская академия наук, 1990. — № 5. — С. 141—145.

Ссылки

• Остатки вспышек сверхновых звёзд (неопр.). Т. А. Лозинская, Государственный астрономический институт им. Штернберга, МГУ. Дата обращения: 14 июня 2006. Архивировано 11 мая 2012 года.
• Остатки сверхновых (Аннотированный обзор) (неопр.). С. Б. Попов, Отдел релятивистской астрофизики, ГАИШ, МГУ. Дата обращения: 14 июня 2006. Архивировано 11 мая 2012 года.
• A Catalogue of Galactic Supernova Remnants (неопр.). D. A. Green, Astrophysics Group, Cavendish Laboratory, University of Cambridge. Дата обращения: 30 мая 2006. Архивировано 11 мая 2012 года.
• Introduction to Supernova Remnants (неопр.). SAO, Smithsonian Institution, Goddard Space Flight Center, NASA. Дата обращения: 30 мая 2006. Архивировано 11 мая 2012 года.
• NASA’s Imagine: Supernova Remnants (неопр.). Goddard Space Flight Center, NASA. Дата обращения: 30 мая 2006. Архивировано 11 мая 2012 года.
• Astronomy Knowledge Base: supernova remnant (неопр.) (недоступная ссылка). School of Information Technology and Engineering, University of Ottawa. Дата обращения: 30 мая 2006. Архивировано 5 июля 2006 года.
• Afterlife of a Supernova (неопр.). Jeff Barbour, 08 Jun 2005, Universe Today. Дата обращения: 30 мая 2006. Архивировано 11 мая 2012 года.
• 2MASS Atlas Image Gallery: Supernova Remnants (неопр.). The Two Micron All Sky Survey at IPAC, California Institute of Technology. Дата обращения: 30 мая 2006. Архивировано 11 мая 2012 года.

На других языках

---

[de] Supernovaüberrest

Ein Supernovaüberrest (engl. supernova remnant, kurz SNR) ist ein Emissionsnebel, der durch eine Supernova entsteht.

---

[en] Supernova remnant

A supernova remnant (SNR) is the structure resulting from the explosion of a star in a supernova. The supernova remnant is bounded by an expanding shock wave, and consists of ejected material expanding from the explosion, and the interstellar material it sweeps up and shocks along the way.

---

[es] Resto de supernova

Un resto de supernova o remanente de supernova (SNR por sus siglas en inglés) es la estructura nebulosa que resulta de la gigantesca explosión de una estrella como supernova. El resto de supernova está rodeado por una onda de choque en expansión que se conforma del material eyectado por la explosión y de material interestelar barrido y arrastrado durante el proceso.

---

- [ru] Остаток сверхновой

---

---