Ostanek supernove

Iz Wikipedije, proste enciklopedije
Pojdi na navigacijo Pojdi na iskanje
Rakova meglica je razširjen plinski oblak, ki ga je leta 1054 oblikovala supernova

Ostanek supernove ( eng. The S uper of N the R emnant of ova, SNR) - meglica, ki se je pojavila zaradi tega, kar se je zgodilo pred mnogimi desetimi ali sto leti, katastrofalne eksplozije zvezde in njene preobrazbe v supernovo . Med eksplozijo se ovoj supernove razprši v vse smeri in z izjemno hitrostjo tvori razširjajoč se udarni val , ki tvori ostanek supernove . Ostanek je sestavljen iz zvezdnega materiala, ki ga je izvrgla eksplozija, in medzvezdne snovi, ki je absorbirala udarni val [1] .

Izobraževanje

Obstajata dva možna scenarija za rojstvo supernove [1] :

V obeh primerih eksplozija supernove vrže v okoliški prostor vso ali skoraj vso snov iz zunanjih plasti zvezde s hitrostjo približno 1 % svetlobne hitrosti , kar ustreza približno 3000 km / s . Ko izvržena snov trči z okrogzvezdnim ali medzvezdnim plinom, nastane udarni val, ki spremeni plin v vročo plazmo in jo segreje na temperaturo približno 10 milijonov Kelvinov .

Verjetno najlepši in najbolje raziskani mladi ostanek je SN 1987A v Velikem Magellanovem oblaku , ki je eksplodiral leta 1987. Drugi znani ostanki supernove so Rakova meglica , relativno nedavni ostanek eksplozije ( 1054 ), ostanek supernove Tycho1572 ( SN ), poimenovan po Tychu Braheju , ki je opazoval in zabeležil njeno začetno svetlost takoj po izbruhu leta 1572 , pa tudi ostanek Keplerjeve supernove ( SN 1604 ), poimenovane po Johannesu Keplerju .

Faze evolucije

V svojem razvoju ostane ostanek supernove skozi naslednje faze:

  1. Prosta ekspanzija izvržene snovi se nadaljuje, dokler masa medzvezdne snovi, ki absorbira udarni val, bistveno ne preseže maso izvrženega zvezdnega materiala. Trajanje faze je od deset do nekaj sto let, odvisno od gostote okoliškega plinastega medija.
  2. Znatno upočasnitev udarnega vala, pojav povratnega (notranjega) udarnega vala, ki sčasoma doseže središče ostanka. Preostanek vstopi v fazo Sedov-Taylor , ki jo dobro opisuje samopodobna analitična rešitev . Trke udarnih valov žarečega plina spremljajo močni rentgenski žarki .
  3. Hlajenje zunanje lupine ostanka in nastanek tanke (<1 kos ) in goste (1-100 milijonov atomov m −3 ) lupine okoli zelo vroče (več milijonov K) notranje votline. Začetek faze sevalnega hlajenja. Lupina ostanka postane na voljo za opazovanje v vidnem spektru zaradi rekombinacije ioniziranih vodikovih in kisikovih atomov .
  4. Hlajenje notranje votline ostanka. Gosta lupina se še naprej širi pod vplivom lastne kotne količine (vztrajnosti). V tej fazi je ostanek supernove jasno "viden" v območju emisije nevtralnih vodikovih atomov.
  5. Spajanje z okoliško medzvezdno snovjo. Po približno milijonu let se bo hitrost širjenja ostanka ovojnice upočasnila na povprečno hitrost v okoliškem prostoru, ostanki snovi se bodo združili s hitrim tokom snovi in ​​prinesli kinetično energijo, ki jo je zapustila.

Poglej tudi

Opombe (uredi)

  1. 1 2 Tsvetkov DY ostanki supernove bigenc.ru . Velika ruska enciklopedija - elektronska različica (2016). Datum zdravljenja: 17. julij 2020.

Literatura

Povezave