Залишок наднової — Вікіпедія

Залишок наднової (англ. SuperNova Remnant, SNR) — газопилова структура, яка утворилася як результат вибуху наднової зорі. Під час вибуху оболонка наднової розлітається навсебіч, утворюючи ударну хвилю, яка розширюється зі швидкістю близько 3000 км/сек та формує залишок наднової. Залишок складається з викинутої вибухом зоряної речовини й поглиненої ударною хвилею міжзоряної речовини.

Крім оболонки внаслідок спалаху наднової може утворюватися нейтронна зоря, яку спостерігають як пульсар. Однак терміном залишок наднової позначають саме оболонку^[1]. Залишки існують близько 100 000 років, їх розмір сягає 50 пк, вони охоплюють близько 50% обсягу галактичного диску^[1].

Формування[ред. | ред. код]

Існує два можливі сценарії народження наднової:

Масивна зоря вичерпує пальне у ядрі, що призводить до зупинки виробництва термоядерної енергії й спричиняє гравітаційний колапс. Падіння зовнішніх шарів, багатих на термоядерне пальне, на розігріте ядро спричиняє надзвичайно потужний термоядерний спалах та перетворення на нейтронну зорю або чорну діру.
Білий карлик у подвійній системі шляхом акреції накопичує речовину зорі-компаньйона, досягає межі Чандрасекара й перетворюється на наднову, зазнаючи термоядерного спалаху.

В обох випадках вибух наднової викидає до навколишнього простору зі швидкістю близько 3000 км/сек (1% швидкості світла) значну частину речовини із зовнішніх шарів зірки. Викинута речовина взаємодіє з навколозоряним або міжзоряним газом, формується ударна хвиля, що перетворює газ на гарячу плазму, розігріваючи його до температури близько 10 мільйонів К.

Методами радіоастрономії в нашій Галактиці виявлено понад 100 залишків наднових, з них близько 40 спостерігаються в оптичному діапазоні^[1]. Молодий залишок утворено надновою SN 1987A у Великій Магеллановій Хмарі. Інші добре відомі залишки наднових — це Крабоподібна туманність, залишок від недавнього вибуху (1054), залишок наднової Тихо (SN 1572), що отримала назву на честь Тихо Браге, який спостерігав і зафіксував її первинну яскравість одразу після спалаху 1572 р., а також залишок наднової Кеплера (SN 1604), названої на честь Йоганна Кеплера.

Стадії еволюції[ред. | ред. код]

Залишок наднової під час свого розвитку проходить наступні стадії^{[джерело?]}:

Вільне розширення викинутої речовини, триває доти, поки маса поглиненої ударною хвилею міжзоряної речовини не перевищить масу викинутої зоряної речовини. Тривалість стадії — від десятків до кількох сотень років, залежно від густини навколишнього середовища.
Істотне уповільнення ударної хвилі, утворення зворотної (внутрішньої) ударної хвилі, яка з часом досягає центру залишку. Залишок входить у фазу Сєдова-Тейлора, що добре описується автомодельним аналітичним рішенням. Зіткнення ударних хвиль розжареного газу супроводжуються потужним рентгенівським випромінюванням.
Формування тонкої та щільної зовнішньої оболонки (товщиною менше 1 пк, та густиною 1—100 мільйонів атомів/м³) навколо дуже гарячої (кілька мільйонів К) внутрішньої порожнини та охолодження оболонки. Настання фази радіаційного охолодження. Оболонка залишку стає доступною для спостереження у видимому спектрі завдяки рекомбінації іонізованих атомів водню та кисню.
Охолодження внутрішньої порожнини залишку. Щільна оболонка продовжує розширюватися по інерції. На цій стадії залишок наднової виразно «видно» в діапазоні випромінювання атомів нейтрального водню.
Злиття з навколишнім середовищем. Швидкість розширення оболонки сповільнюється до середньостатистичних швидкостей у навколишньому просторі, речовина залишку зливається з міжзоряною речовиною, передаючи до нього решту кінетичної енергії.

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].

Див. також[ред. | ред. код]

Посилання[ред. | ред. код]

↑ ^а ^б ^в ^г ^д ^е Залишок наднової // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 161. — ISBN 966-613-263-X.

Література[ред. | ред. код]

Вікісховище має мультимедійні дані за темою: Залишок наднової

В. Г. Рясный. Архівована копія // Успехи физических наук : библиография. — М., 1990. — № 5. — С. 141—145. Архівовано з джерела 24 грудня 2012. Процитовано 22 березня 2011.
Т.А.Лозинская. Остатки вспышек сверхновых звезд. Наша энциклопедия. Архів оригіналу за 1 червня 2009. Процитовано 22 березня 2011.
Sergei Popov. Остатки сверхновых. аннотированный обзор astro-ph с 2004 года. Архів оригіналу за 25 серпня 2011. Процитовано 22 вересня 2011.
D.A. Green. A Catalogue of Galactic Supernova Remnants. Astrophysics Group, Cavendish Laboratory, University of Cambridge. Архів оригіналу за 4 квітня 2011. Процитовано 22 березня 2011.(англ.)
Introduction to Supernova Remnants. SAO, Smithsonian Institution, Goddard Space Flight Center, NASA. Архів оригіналу за 11 березня 2007. Процитовано 22 вересня 2011.(англ.)
NASA's Imagine: Supernova Remnants. Goddard Space Flight Center, NASA. Архів оригіналу за 17 березня 2011. Процитовано 22 березня 2011.(англ.)
Astronomy Knowledge Base: supernova remnant. School of Information Technology and Engineering, University of Ottawa. Архів оригіналу за 5 липня 2006. Процитовано 22 вересня 2011.(англ.)
Afterlife of a Supernova. Jeff Barbour, 08 Jun 2005, Universe Today. Архів оригіналу за 3 травня 2007. Процитовано 22 вересня 2011.(англ.)
2MASS Atlas Image Gallery: Supernova Remnants. The Two Micron All Sky Survey at IPAC, California Institute of Technology. Архів оригіналу за 27 вересня 2011. Процитовано 22 вересня 2011.(англ.)

[aes-1] а ^б ^в ^г ^д ^е Залишок наднової // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 161. — ISBN 966-613-263-X.

[1]