Остаток сверхновой (Kvmgmkt vfyj]ukfkw)
![](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/0/00/Crab_Nebula.jpg/330px-Crab_Nebula.jpg)
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
[править | править код]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
[править | править код]Остаток сверхновой во время своего развития проходит через следующие стадии:
- 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.
- 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.
- 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.
- 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.
- 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
[править | править код]Примечания
[править | править код]- ↑ 1 2 ОСТА́ТКИ ВСПЫ́ШЕК СВЕРХНО́ВЫХ : [арх. 17 июля 2020] / Цветков Д. Ю. // Океанариум — Оясио. — М. : Большая российская энциклопедия, 2014. — С. 577. — (Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 24). — ISBN 978-5-85270-361-3.
Литература
[править | править код]- Рясный В.Г. Оболочки сверхновых (Библиография) // Успехи физических наук. — М.: Российская академия наук, 1990. — № 5. — С. 141—145.
Ссылки
[править | править код]- Остатки вспышек сверхновых звёзд . Т. А. Лозинская, Государственный астрономический институт им. Штернберга, МГУ. Дата обращения: 14 июня 2006. Архивировано 3 сентября 2013 года.
- Остатки сверхновых (Аннотированный обзор) . С. Б. Попов, Отдел релятивистской астрофизики, ГАИШ, МГУ. Дата обращения: 14 июня 2006. Архивировано 11 мая 2012 года.
- A Catalogue of Galactic Supernova Remnants . D. A. Green, Astrophysics Group, Cavendish Laboratory, University of Cambridge. Дата обращения: 30 мая 2006. Архивировано 19 мая 2012 года.
- Introduction to Supernova Remnants . SAO, Smithsonian Institution, Goddard Space Flight Center, NASA. Дата обращения: 30 мая 2006. Архивировано 11 марта 2007 года.
- NASA’s Imagine: Supernova Remnants . Goddard Space Flight Center, NASA. Дата обращения: 30 мая 2006. Архивировано 13 мая 2012 года.
- Astronomy Knowledge Base: supernova remnant . School of Information Technology and Engineering, University of Ottawa. Дата обращения: 30 мая 2006. Архивировано из оригинала 5 июля 2006 года.
- Afterlife of a Supernova . Jeff Barbour, 08 Jun 2005, Universe Today. Дата обращения: 30 мая 2006. Архивировано 3 мая 2007 года.
- 2MASS Atlas Image Gallery: Supernova Remnants . The Two Micron All Sky Survey at IPAC, California Institute of Technology. Дата обращения: 30 мая 2006. Архивировано 13 мая 2012 года.