Ostatak supernove

Iz Wikipedije, slobodne enciklopedije
Idi na navigaciju Idi na pretragu
Rakova maglina je oblak gasa koji se širi, formiran od supernove 1054. godine

Ostatak supernove ( eng. The S uper of N the R emnant of ova, SNR) - maglina, koja se pojavila zbog onoga što se dogodilo prije mnogo desetina ili stotina godina, katastrofalne eksplozije zvijezde i njene transformacije u supernovu . Tokom eksplozije, omotač supernove se raspršuje u svim smjerovima, formirajući šireći udarni val ogromnom brzinom, koji formira ostatak supernove . Ostatak se sastoji od zvjezdanog materijala izbačenog eksplozijom i međuzvjezdane materije koja je apsorbirala udarni val [1] .

Obrazovanje

Postoje dva moguća scenarija za rođenje supernove [1] :

U oba slučaja, eksplozija supernove izbacuje u okolni prostor svu ili gotovo svu materiju iz vanjskih slojeva zvijezde, brzinom od oko 1% brzine svjetlosti , što odgovara oko 3000 km / s . Kada se izbačena materija sudari sa cirkumzvjezdanim ili međuzvjezdanim plinom, formira se udarni val koji pretvara plin u vruću plazmu , zagrijavajući je na temperaturu od oko 10 miliona Kelvina .

Vjerovatno najljepši i najbolje proučavani mladi ostatak je SN 1987A u Velikom Magelanovom oblaku , koji je eksplodirao 1987. Drugi poznati ostaci supernove su Rakova maglina , relativno nedavni ostatak eksplozije ( 1054 ), ostatak Tycho supernove1572 ( SN ), nazvan po Tychu Braheu , koji je uočio i zabilježio njen početni sjaj odmah nakon izbijanja 1572. godine , kao i ostatak Keplerove supernove ( SN 1604 ), nazvan po Johanesu Kepleru .

Faze evolucije

Tokom svog razvoja, ostatak supernove prolazi kroz sljedeće faze:

  1. Slobodno širenje izbačene materije nastavlja se sve dok masa međuzvjezdane tvari koja apsorbira udarni val značajno ne premaši masu izbačenog zvjezdanog materijala. Trajanje faze je od desetina do nekoliko stotina godina, u zavisnosti od gustine okolnog gasovitog medija.
  2. Značajno usporavanje udarnog talasa, pojava povratnog (unutrašnjeg) udarnog talasa, koji na kraju stiže do centra ostatka. Ostatak ulazi u Sedov-Taylor fazu , koja je dobro opisana samosličnim analitičkim rješenjem . Sudari udarnih talasa užarenog gasa su praćeni snažnim rendgenskim zracima .
  3. Hlađenje spoljne ljuske ostatka i formiranje tanke (<1 kom ) i guste (1-100 miliona atoma m −3 ) ljuske oko veoma vruće (nekoliko miliona K) unutrašnje šupljine. Početak faze radijacijskog hlađenja. Školjka ostatka postaje dostupna za posmatranje u vidljivom spektru zbog rekombinacije jonizovanih atoma vodika i kiseonika .
  4. Hlađenje unutrašnje šupljine ostatka. Gusta školjka nastavlja da se širi pod uticajem sopstvenog ugaonog momenta (inercije). U ovoj fazi, ostatak supernove je jasno "vidljiv" u opsegu emisije neutralnih atoma vodika.
  5. Spajanje sa okolnom međuzvjezdanom materijom. Nakon otprilike milion godina, brzina širenja omotača ostatka će se usporiti na prosječnu brzinu u okolnom prostoru, ostatak materije će se stopiti sa brzim protokom materije, donoseći kinetičku energiju koju je ostavio.

vidi takođe

Bilješke (uredi)

  1. 1 2 Tsvetkov DY ostaci supernove bigenc.ru . Velika ruska enciklopedija - elektronska verzija (2016). Datum tretmana: 17.07.2020.

Književnost

Linkovi