초신성의 잔해

초신성 잔해

 

초신성 잔해 (초신성 잔해, SNA)는 초신성 폭발로 형성된 별의 잔해입니다. 초신성 잔해는 폭발로 방출되는 물질로 구성된 팽창하지만, 이것은 밖으로 퍼져 성간 물질과 충돌하여 성간 물질을 밀어내어 발생하는 충격파를 통해 경계를 형성한다. 초신성으로 가는 길은 무거운 별 연료의 고갈, 별의 중심핵으로부터의 융합 에너지의 발생을 방해하고, 그 자체의 중력에 의해 내부로 분해되어 중성자별과 블랙홀을 형성하는 것, 그리고 백색 왜성이 어떤 임계 질량에 도달하여 열 폭발을 경험할 때 그 결합으로부터 물질을 얻고 축적한다는 사실을 포함한다. 이러한 초신성 폭발의 결과로, 상당한 양 또는 모든 물질이 방출되는데, 이것은 빛의 속도의 10%에 해당하는 속도로 별을 구성한다. 이러한 방출 속도는 소리의 속도를 크게 초과하고, 일반적인 성간 매체 온도는 10,000이다. K가 초기 마하수는 1000 이상이기 때문에 방출 초기에는 강력한 충격파가 발생하여 외부에서 흐르는 플라스마를 약 100만 켈빈으로 가열합니다. 충격파는 시간에 따라 주변 매체를 누르는 동안 점차 느려지지만, 앞으로 몇백 년 또는 수천 년 동안 지역 지역의 소리 속도보다 속도가 느려질 때까지 수십 개 이상의 박해로 확장될 것이다. 관찰된 가장 어린 초신성 잔해 중 하나는 1987년 2월 위대한 마젤란 운으로 발생한 SN 1,987A에서 형성되었습니다. 다른 유명한 초신성 잔해로는 원형 폭발의 밝기를 기록한 테우코 브레이의 이름을 딴 테우코 초신성 SN 1572의 잔해인 게 소 논과 요하네스 케플러의 이름을 딴 케플러의 초신성 SN이 있다. 1,604개의 잔해가 있다; 은하의 중심에 있는 G1.9+0.3은 우리 은하에서 가장 어린 것으로 알려진 유해들이다.

 

초신성 잔존물의 처리 SNA은 1과 같은 과정을 거친다. 잔여물은 별의 주변 물질이나 성간 매체를 밀어낼 때까지 자유롭게 팽창한다. 주변 가스 2의 밀도에 따라 수십 광에서 수백 광으로 확장할 수 있습니다. 잔존물의 피부는 충격을 통해 별 주위로 물질과 성간 가스를 밀어낸다.이 시간부터 자기 유사 분석으로 잘 모형화 된 세도프 테일러 단계가 시작됩니다. 강력한 충격파와 충격적인 뜨거운 가스로 밝은 X선 방출이 이루어진다.3 잔여물의 껍질을 식히면 뜨거운 (백만 켈빈) 내부 형태를 둘러싸고 있는 얇은 두께의 껍질이 퍼센트당 1퍼센트 미만으로 닫힌다. 이 단계를 압력 구동 셸 밀 단계 (압력 구동 스냅로우 단계)라고 합니다. 피부는 이온화 수소와 산소 원자의 재조합에의 한 방출이며 가시광선 영역에서 두드러진 4개의 내부 냉각이 수행됩니다. 가까운 껍질은 자신의 운동량에 의해 관성으로 계속 확장됩니다.이 단계에서 중성 수소 원자의 전파 방출이 가장 일반적으로 보입니다. 5 잔재와 주변 성간 매체의 병합이 이루어진다. 초신성 잔해가 주변 매체의 무작위 속도만 늦추면, 잔해들은 나중에 마지 도요새 자체의 남은 운동 에너지를 약 3만 년 동안 일반 난류의 난류로 전달할 것이다. 초신성 잔재 유형 초신성 잔존물은 혼합 형태의 잔재로 나뉘며, 여기서 열 X선 방출은 Casie Fair Site A와 같은 셸 모양의 G11.2-0.3 또는 G21.5-0.9를 포함하여 합성 셸 방사 셸로 둘러싸인 중심에서 관찰된다. 때로는 "열 합성"(열 복합체)이라고도 하는데, 열 X 선은 주로 초신성의 배출량보다 더 많은 성간 물질에서 방출됩니다.이 유형의 예로는 SNA W28과 W44가 있습니다.혼란스럽게도 W44는 펄서와 펄서 성운을 추가 했으므로 이 잔재는 "클래식"및 결합성 유형 모두에 포함됩니다.