초신성 잔해

Supernova remnant
SN 1054 잔해(크랩 성운).

초신성 잔해(SNR)는 초신성 내 별의 폭발로 인한 구조이다.초신성 잔해는 팽창하는 충격파에 의해 경계되며, 폭발로부터 팽창하는 분출 물질과 그것이 휩쓸고 올라가고 그 과정에서 충격을 가하는 성간 물질로 구성됩니다.

초신성에는 두 가지 일반적인 경로가 있다: 거대한 별은 연료가 고갈되어 중심핵에서 핵융합 에너지를 생성하기 위해 멈추거나 중성자별이나 블랙홀을 형성하기 위해 자신의 중력에 의해 안쪽으로 붕괴되거나, 백색왜성은 임계 질량에 도달하여 열을 받을 때까지 동반성으로부터 물질을 축적할 수 있다.핵폭발

두 경우 모두 초신성 폭발은 빛의 속도(또는 약 30,000km/s)의 10%에 달하는 속도로 항성 물질의 대부분 또는 전부를 방출한다.이 속도들은 매우 초음속이기 때문에 강한 충격파가 분출 전에 형성된다.그러면 업스트림 플라즈마가 수백만 K를 훨씬 넘는 온도까지 가열됩니다.충격은 주변 매체를 쓸어 올리면서 시간이 지남에 따라 지속적으로 느려지지만 속도가 현지 음속 아래로 떨어질 때까지 수백, 수천 년 이상, 수십 파섹 이상 확대될 수 있습니다.

가장 잘 관찰된 젊은 초신성 잔해 중 하나는 1987년 2월에 관측된 대마젤란 구름의 초신성 SN 1987A에 의해 형성되었다.다른 잘 알려진 초신성 잔해로는 게 성운이 있다.최초 폭발의 밝기를 기록한 티코 브라헤의 이름을 딴 SN 1572의 잔해인 티코와 요하네스 케플러의 이름을 딴 SN 1604의 잔해인 케플러.우리 은하에서 가장 어린 것으로 알려진 잔해가 은하 [1]중심에서 발견된 G1.9+0.3입니다.

스테이지

SNR은 [2]확장하면서 다음 단계를 거칩니다.

  1. 별 주위나 성간 매질에서 자기들의 무게를 쓸어낼 때까지 이젝터의 자유팽창.이것은 주변 가스의 밀도에 따라 수십 년에서 수백 년 동안 지속될 수 있습니다.
  2. 충격받은 별 주위 및 성간 가스의 껍데기를 쓸어올리고 있습니다.그러면 Sedov-Taylor 단계가 시작됩니다. Sedov-Taylor 단계는 자체 유사 분석 솔루션에 의해 잘 모델링될 수 있습니다(폭파 참조).강한 X선 방출은 강한 충격파와 뜨거운 충격을 받은 가스를 추적합니다.
  3. 쉘의 냉각을 통해 고온(백만 켈빈)의 내부를 둘러싼 얇고 밀도 높은(입방미터당 1억 원자) 쉘을 형성합니다.이것은 압력 구동식 제설기 단계입니다.껍질은 이온화된 수소와 이온화된 산소 원자의 재조합으로 인한 광학적 방출에서 뚜렷하게 나타난다.
  4. 실내 냉각조밀한 껍질은 그 자체의 기세로부터 계속 팽창하고 있다.이 단계는 중성 수소 원자의 전파 방출에서 가장 잘 나타난다.
  5. 주변 성간 매체와 합쳐지고 있습니다.초신성 잔해가 주변 매질에서 무작위 속도의 속도로 느려질 때, 약 3만년 후에, 그것은 일반적인 난류 흐름으로 합쳐져 남은 운동 에너지를 난류에 기여하게 될 것이다.
초신성 잔해 분출로 행성 형성 물질 생성

초신성 잔해의 종류

초신성 잔해에는 세 가지 유형이 있습니다.

  • 카시오페이아 A와 같은 껍데기 모양
  • G11.2-0.3 또는 G21.5-0.9와 같은 중심 펄서 바람 성운을 포함하는 복합체.
  • 라디오 셸로 둘러싸인 중심 열 X선 방출이 관찰되는 혼합 형태학(일명 "열 복합"이라고도 함) 잔존물.열 X선은 주로 초신성 방출이 아닌 쓸려 올라간 성간 물질에서 나온다.이 등급의 예로는 SNR W28과 W44가 있다(혼합적으로 W44에는 펄서 및 펄서 풍운도 포함되어 있어 "고전적" 복합체이자 열 복합체이다).
초신성 잔해
HBH 3 (스피처 우주 망원경, 2018년 8월 2일)
G54.1+0.3 (2018년 11월 16일)

표준 초신성보다 훨씬 더 높은 방출 에너지에 의해서만 생성될 수 있는 잔해를 [3]생성했을 것으로 추정되는 고에너지 고노바 폭발 후, 초노바 잔존물이라고 부릅니다.

우주선의 기원

초신성 잔해가 은하 우주선의 [4][5][6]주요 근원으로 여겨진다.우주선과 초신성의 연관성은 1934년 Walter Baade와 Fritz Zwicky에 의해 처음 제안되었다.1964년 비탈리 긴츠부르크와 세르게이 시로바츠키는 초신성 잔해의 우주선 가속 효율이 약 10%라면 은하수의 우주선 손실이 보상된다고 말했다.이 가설은 엔리코 페르미의 아이디어에 기초한 "충격파 가속"이라고 불리는 특정한 메커니즘에 의해 뒷받침되고 있으며, 이는 아직 개발 [7]중에 있다.

1949년, 페르미는 성간 [8]매체의 자기 구름과 입자 충돌을 통한 우주선의 가속 모델을 제안했다."2차 페르미 메커니즘"으로 알려진 이 과정은 정면 충돌 시 입자 에너지를 증가시켜 에너지를 지속적으로 증가시킵니다.페르미 가속을 만들기 위한 더 최근의 모델은 우주를 이동하는 강력한 충격 전선에 의해 생성되었다.충격의 전면을 반복적으로 가로지르는 입자는 상당한 에너지 증가를 가져올 수 있습니다.이것은 "1차 페르미 메커니즘"[9]으로 알려지게 되었다.

초신성 잔해는 초고에너지 우주선을 생성하는데 필요한 강력한 충격 전선을 제공할 수 있다.SN 1006 잔해를 X선으로 관찰한 결과 싱크로트론 방출이 우주선의 [4]근원이라는 사실이 밝혀졌다.그러나 약18 10eV 이상의 에너지의 경우 초신성 잔해가 충분한 [9]에너지를 제공할 수 없기 때문에 다른 메커니즘이 필요하다.

초신성 잔해가 우주선을 PeV 에너지까지 가속시키는지는 아직 불분명하다.미래의 망원경 CTA가 이 질문에 대답하는데 도움을 줄 것이다.

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

  1. ^ 2008년 5월 14일 우리 은하에서 가장 최근의 초신성 발견
  2. ^ Reynolds, Stephen P. (2008). "Supernova Remnants at High Energy". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 46 (46): 89–126. Bibcode:2008ARA&A..46...89R. doi:10.1146/annurev.astro.46.060407.145237.
  3. ^ Lai, Shih‐Ping; Chu, You‐Hua; Chen, C.‐H. Rosie; Ciardullo, Robin; Grebel, Eva K. (2001). "A Critical Examination of Hypernova Remnant Candidates in M101. I. MF 83". The Astrophysical Journal. 547 (2): 754–764. arXiv:astro-ph/0009238. Bibcode:2001ApJ...547..754L. doi:10.1086/318420. S2CID 14620463.
  4. ^ a b K. Koyama; R. Petre; E.V. Gotthelf; U. Hwang; et al. (1995). "Evidence for shock acceleration of high-energy electrons in the supernova remnant SN1006". Nature. 378 (6554): 255–258. Bibcode:1995Natur.378..255K. doi:10.1038/378255a0. S2CID 4257238.
  5. ^ "Supernova produces cosmic rays". BBC News. November 4, 2004. Retrieved 2006-11-28.
  6. ^ "SNR and Cosmic Ray Acceleration". NASA Goddard Space Flight Center. Archived from the original on 1999-02-21. Retrieved 2007-02-08.
  7. ^ S.P. Reynolds (2011). "Particle acceleration in supernova-remnant shocks". Astrophysics and Space Science. 336 (1): 257–262. arXiv:1012.1306. Bibcode:2011Ap&SS.336..257R. doi:10.1007/s10509-010-0559-8. S2CID 118735190.
  8. ^ E. Fermi (1949). "On the Origin of the Cosmic Radiation". Physical Review. 75 (8): 1169–1174. Bibcode:1949PhRv...75.1169F. doi:10.1103/PhysRev.75.1169.
  9. ^ a b "Ultra-High Energy Cosmic Rays". University of Utah. Retrieved 2006-08-10.

외부 링크

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