Остаток од супернова

Од Википедија — слободната енциклопедија
Прејди на: содржини, барај
Остаток од суперновата SN 1054 (Раковидна Маглина).

Остаток од супернова (крат. ОСН или SNR, од англиски: supernova remnant) — образба настаната од избувот на ѕвезда во супернова. Се одликува со ударен бран и составена е од исфрлениот материјал кој се шири со избувот, како и меѓуѕвездениот материјал кој го нафаќа при ширењето.

Суперновата може да настане на два начина. Првиот начин е кога една масивна ѕвезда ќе снема гориво (што значи престанок на фузијата во јадрото) и ќе се сруши навнатре поради својата тежа и ќе создаде неутронска ѕвезда или црна дупка. Друг начин на настанок е кога едно бело џуџе ќе насобере доволно материјал од придружната ѕвезда за да постигне критична маса и да се случи термонуклеарен избув.

Во обата случаја, настанатата супернова го исфрла ѕвездениот материјал со брзина до 10% од онаа на светлината, т.е. 30.000 км/с. Претпоставувајќи вообичаена температура на меѓуѕвездената средина од 10.000 K, исфрлениот материјал има првична брзина од преку 1000 маха. Поради оваа голема надзвучна брзина, материјалот пред себе создава ударен бран кој ја загрева претстојната плазма до температура од милиони келвини. Бранот постепено се забавува додека нафаќа материјал од околината, но може да се шири стотици или илјадници години на простор од десетици парсеци пред брзината да му падне под месната звучна брзина.

Најпознат пример за остаток од супернова е оној на SN 1987A од Големиот Магеланов Облак забележан во февруари 1987 г. Други познати остатоци се Раковидната Маглина, која е остаток од Тиховата Супернова и наречена по Тихо Брахе кој ја забележал сјајноста на избувот, и оној од Кеплеровата Супернова (SN 1604), наречена по Јоханес Кеплер. Најскорешен остаток во нашата галаксија е G1.9+0.3, откриен во нејзиното средиште.[1]

Развојни степени[уреди | уреди извор]

При своето ширење, остатокот од супернова минува низ следниве развојни степени:[2]

  1. Слободно ширење на исфрлениот материјал, сè додека не насобере материјал од околуѕвездена или меѓуѕвездена средина во иста тежина. Ова може да потрае од неколку децении до неколку века, зависно од густината на околниот гас.
  2. Настанок на облога од нафатениот околуѕвезден или меѓуѕвезден гас. Ова ја отпочнува Седов-Тејлоровата фаза, која добро се моделира со самослично аналитичко решение. Силните ударни бранови и врелиот гас се отцртуваат како силно рендгенско зрачење.
  3. Ладење на облогата, кога се образува тенка (< 1 парсек) и густа (1-100 мил. атоми на кубен метар) облога околу врелата (неколку милиони келвини) внатрешност. This is the pressure-driven snowplow phase. Облогата can be clearly seen in optical emission from recombining јонизирани атоми на водород и кислород.
  4. Ладење на внатрешноста. Густата облога продолжува да се шири по сила на сопствениот залет. Оваа фаза е најзабележлива по радиобрановото зрачење од неутрални атоми на водород.
  5. Смешување со околната меѓуѕвездена средина. Кога остатокот од суперновата ќе се забави до произволна брзина на околната средина (по околу 30.000 години), тој се измешува со општата стихија, давајќи ѝ ја својата преостаната енергија.

Видови[уреди | уреди извор]

Постојат три вида остатоци од супернова:

  • облогест — како што е Касиопеја А
  • сложен — каде во средиштето на облогата има плерион; вакви се G11.2-0.3 и G21.5-0.9.
  • морфолошки мешан (топлински сложен) — во чие средиште се забележува топлинско рендгенско зрачење обложено со радиобранова обвивка. Топлинските рендгенски зраци доаѓаат претежно од меѓуѕвезден материјал, а не од оној исфрлен од самата супернова. Примери за оваа класа се остатоците W28 и W44.

Потекло на космичките зраци[уреди | уреди извор]

Остатоците од супернови важат за значаен извор на галактичките космички зраци.[3][4][5] Поврзаноста на овие зраци со суперновите први ја увиделе Валтер Баде и Фриц Цвики во 1934 г. Две децении подоцна, Виталиј Гинзбург и Сергеј Сироватски забележале дека, под претпоставка дека космичките зраци од остатоците од супернови се забрзуваат со делотворност од 10 отсто, тогаш загубата на космички зраци во Млечниот Пат може да се надомести. Оваа хипотеза е поддржана од механизмот наречен „забрзување на ударниот бран“ заснован на идеите на Енрико Ферми, кој сè уште е во развој.

Самиот Ферми во 1949 г. предложил модел на забрзувањето на космчките зраци по пат на судир на честичките со магнетните облаци во меѓувездената средина.[6] Овој процес, наречен „Фермиев механизам од втор ред“ ја накачува енергијата на честичките при челни судири на постепен начин. Ваквото забрзување подоца е претставено со моќна ударно чело, при што честичките кои повеќекратно ја преминуваат тоа чело значително добиваат на енергија. Ова се нарекува „Фермиев механизам од прв ред“.[7]

Остатоците од супернови ги овозможуваат енергетските ударни чела потребни за создавање на космички зраци со ултрависока енергија. Рендгенското набљудување на остатокот SN 1006 покажува синхротронско зрачење соодветно за таков извор .[3] Меѓутоа, ова важи само за енергии до 1018 електронволти. Секоја повисока енергија настанува по поинаков механизам бидејќи остатоците од супернови немаат доволно енергија.[7]

Останува непознато дали остатоците од супернови ги забрзуваат космичките зраци до петаелектронволтски степен. Тоа прашње ќе биде одговорено со Стројот на Черенкови телескопи (CTA).

Поврзано[уреди | уреди извор]

Наводи[уреди | уреди извор]

  1. Discovery of most recent supernova in our galaxy May 14, 2008
  2. Reynolds, Stephen P. (2008 г). Supernova Remnants at High Energy. „Annual Review of Astronomy and Astrophysics“ том  46 (46): 89–126. doi:10.1146/annurev.astro.46.060407.145237. Bibcode2008ARA&A..46...89R. http://www.annualreviews.org/doi/abs/10.1146/annurev.astro.46.060407.145237. 
  3. 3,0 3,1 K. Koyama; R. Petre; E.V. Gotthelf; U. Hwang; M. Matsuura; M. Ozaki; S. S. Holt (1995 г). Evidence for shock acceleration of high-energy electrons in the supernova remnant SN1006. „Nature“ том  378 (6554): 255–258. doi:10.1038/378255a0. Bibcode1995Natur.378..255K. 
  4. Supernova produces cosmic rays“, BBC News, 4 ноември 2004 (посет. 28 ноември 2006 г).
  5. „SNR and Cosmic Ray Acceleration“. NASA Goddard Space Flight Center. http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/features/topics/snr_group/cosmic_rays.html. посет. 8 февруари 2007 г. 
  6. E. Fermi (1949 г). On the Origin of the Cosmic Radiation. „Physical Review“ том  75 (8): 1169–1174. doi:10.1103/PhysRev.75.1169. Bibcode1949PhRv...75.1169F. 
  7. 7,0 7,1 „Ultra-High Energy Cosmic Rays“. University of Utah. http://www.cosmic-ray.org/reading/uhecr.html. посет. 10 август 2006 г. 

Надворешни врски[уреди | уреди извор]