Залишок наднової

Крабоподібна туманність - газова хмара, утворена спалахом наднової 1054 р., на стадії розширення

Залишок наднової (англ. SuperNova Remnant, SNR) - газопилова структура, яка утворилася кілька десятків або сотень років тому як результат катастрофічного вибуху зірки і перетворення її на наднову. Під час вибуху оболонка наднової розлітається навсебіч, утворюючи ударну хвилю, яка розширюється з величезною швидкістю та формує залишок наднової. Залишок складається з викинутої вибухом зоряної речовини і поглиненої ударною хвилею міжзоряної речовини.

Крім оболонки внаслідок спалаху наднової може утворюватися зоряний залишок — нейтронна зірка — яку спостерігають як пульсар. Однак терміном залишок наднової позначають саме оболонку.

Формування

Існує два можливі сценарії народження наднової:

• Масивна зірка, вичерпавши пальне у ядрі, припиняє виробництво термоядерної енергії, що спричиняє її колапс під дією сил гравітації. Падіння зовнішніх шарів, багатих на термоядерне пальне, на розігріте ядро спричиняє надзвичайно потужний термоядерний спалах та перетворення на нейтронну зірку або чорну діру.
• Білий карлик, накопичуючи шляхом акреції речовину зірки-компаньйона, досягає межі Чандрасекара і 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. Коли 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 у нашій Галактиці виявлено понад 100 залишків наднових, з них близько 40 спостерігаються в оптичному діапазоні. Ймовірно найкрасивіший і найкраще досліджений^{[Джерело?]} 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

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

1. Вільне розширення викинутої речовини, триває доти, поки маса поглиненої ударною хвилею міжзоряної речовини не перевищить масу викинутого зоряного матеріалу. Тривалість стадії — від десятків до кількох сотень років, залежно від щільності навколишнього середовища.
2. 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.
3. Формування тонкої та щільної зовнішньої оболонки (товщина <1 пк, густина 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.
4. Охолодження внутрішньої порожнини залишку. Щільна оболонка продовжує розширюватися під впливом власного моменту імпульсу (інерції ). На цій стадії залишок наднової виразно «видно» в діапазоні випромінювання атомів нейтрального водню.
5. Злиття з навколишньою міжзоряною речовиною. Приблизно через мільйон років швидкість розширення оболонки залишку сповільнюється до середньостатистичних швидкостей у навколишньому просторі, речовина залишку зливається із міжзоряною речовиною, передаючи до нього решту кінетичної енергії.

Залишки існують близько 100 000 років, їх розмір сягає 50 пк, вони охоплюють близько 50% обсягу галактичного диску.

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.

Молоді залишки наднових поділяють на два типи: оболонкові та плеріони. В оболонкових яскравість радіозображення зростає від центру до периферії. В інших яскравість зображення зростає до центру і оболонкової структури немає. Фізичною основою відмінностей між двома типами є навність чи відсутність пульсара. За наявності пульсара, який є потужним джерелом релятивістських частинок, залишок наднової стає плеріоном. У процесі ослаблення пульсара залишок перетворюється на оболонковий. Всі старі залишки мають оболонковий тип.

Див. також

• Список об'єктів Мессьє
• Зоря

Література

• ВікіСховище має мультимедійні дані за темою: Залишок наднової
• Рясний В.Г. Оболонки наднових (Бібліографія) М.: (1990) С. 141-145.
• «Залишки спалахів наднових зірок». Т. А. Лозинська, Державний астрономічний інститут ім. Штернберга, МДУ. 
• «Залишки наднових (Анотований огляд)». С. Б. Попов, Відділ релятивістської астрофізики, ГАІШ, МДУ. 
• (англ.) «A Catalogue of Galactic Supernova Remnants». D.A. Green, Astrophysics Group, Cavendish Laboratory, University of Cambridge. 
• (англ.) «Introduction to Supernova Remnants». SAO, Smithsonian Institution, Goddard Space Flight Center, NASA. 
• (англ.) «NASA's Imagine: Supernova Remnants». Goddard Space Flight Center, NASA. 
• (англ.) «Astronomy Knowledge Base: supernova remnant». School of Information Technology and Engineering, University of Ottawa. 
• (англ.) «Afterlife of a Supernova». Jeff Barbour, 08 Jun 2005, Universe Today. 
• (англ.) «2MASS Atlas Image Gallery: Supernova Remnants». The Two Micron All Sky Survey at IPAC, California Institute of Technology.