Υπόλειμμα υπερκαινοφανούς
Στην αστρονομία υπόλειμμα υπερκαινοφανούς γνωστό διεθνώς ως SNR από τα αρχικά των λέξεων SuperNova Remnant, είναι η δομή νεφελώματος που προέρχεται από την έκρηξη ενός αστέρα ως υπερκαινοφανούς. Τα εξωτερικά όρια ενός υπολείμματος υπερκαινοφανούς καθορίζονται από ένα ταχύτατα διαδιδόμενο στον διαστρικό χώρο κρουστικό κύμα. Το νεφέλωμα αποτελείται από υλικό των ανώτερων στρωμάτων του αστέρα που εξερράγη, το οποίο έχει εκτιναχθεί από την έκρηξη με ταχύτητες πολλών χιλιάδων χιλιομέτρων ανά δευτερόλεπτο, και από τη διαστρική ύλη με την οποία συγκρούεται και την οποία συμπαρασύρει.
Περιγραφή Επεξεργασία
Υπάρχουν δύο μηχανισμοί προκλήσεως μιας εκρήξεως υπερκαινοφανούς: η βαρυτική κατάρρευση ενός αστέρα μεγάλης μάζας, κατά την οποία οι κεντρικές του περιοχές δημιουργούν έναν αστέρα νετρονίων ή μια μαύρη τρύπα, και η συσσώρευση ύλης πάνω σε έναν λευκό νάνο σε διπλό αστρικό σύστημα μέχρι την επίτευξη ενός ορίου πάνω από το οποίο αυτός εκρήγνυται.
Σε αμφότερες τις περιπτώσεις η έκρηξη εκτινάσσει το σύνολο σχεδόν των εξωτερικών στρωμάτων του αστέρα με ταχύτητες που μπορεί να φθάσουν μέχρι και το 10% της ταχύτητας του φωτός, δηλαδή 30.000 km/sec. Ακόμα και στην αραιότερη και θερμότερη διαστρική ύλη, αυτές οι ταχύτητες είναι υπερηχητικές: για μια τυπική θερμοκρασία 10.000 K, ο αντίστοιχος αριθμός Μαχ μπορεί να είναι μεγαλύτερος του 1.000. Ως αποτέλεσμα, σχηματίζεται ένα ισχυρό κρουστικό κύμα στο μέτωπο των εκτιναχθέντων ποσοτήτων ύλης, το οποίο θερμαίνει το πλάσμα σε θερμοκρασίες εκατομμυρίων βαθμών K. Το κύμα αυτό επιβραδύνεται αργά με τον καιρό, καθώς σαρώνει το περιβάλλον διαστρικό μέσο, αλλά συνεχίζει να ταξιδεύει επί χιλιάδες χρόνια και για εκατό και πλέον έτη φωτός προτού η ταχύτητά του γίνει υποηχητική.
Το καλύτερα παρατηρημένο από τη στιγμή της δημιουργίας του υπόλειμμα υπερκαινοφανούς είναι αυτό του SN 1987A στον γαλαξία Μέγα Νέφος του Μαγγελάνου. Το γνωστότερο όμως είναι το λεγόμενο «Νεφέλωμα του Καρκίνου» (ονομασία που προκαλεί σύγχυση, αφού δεν βρίσκεται στον αστερισμό Καρκίνο, αλλά στον Ταύρο), υπόλειμμα από τον Υπερκαινοφανή του 1054 μ.Χ.. Γνωστά υπολείμματα υπερκαινοφανών αστέρων είναι επίσης αυτό του SN 1572 (Cas B), και του «Αστέρα του Κέπλερ» (ο Υπερκαινοφανής του 1604. Το νεαρότερο γνωστό υπόλειμμα στον δικό μας Γαλαξία είναι το G1.9+0.3, που ανακαλύφθηκε στο γαλαξιακό κέντρο.[1]
Στάδια Επεξεργασία
Κάθε SNR περνά από τα ακόλουθα στάδια καθώς διαστέλλεται[2]:
- Ελεύθερη διαστολή του εκτινασσόμενου από την έκρηξη υλικού, μέχρι που να σαρώσουν ύλη με μάζα ίση με τη δική τους. Αυτή η φάση μπορεί να διαρκέσει από δεκάδες μέχρι λίγες εκατοντάδες έτη, ανάλογα με την πυκνότητα της περιβάλλουσας περιαστρικής και διαστρικής ύλης.
- Σάρωση ενός κελύφους συμπιεζόμενου περιαστρικού και διαστρικού αερίου. Η διεργασία αυτή αρχίζει τη λεγόμενη φάση Sedov-Taylor, που μπορεί να μοντελοποιηθεί καλά με μία αυτοόμοια αναλυτική λύση. Τα ισχυρά κρουστικά κύματα και το αέριο που υπερθερμαίνεται ακτινοβολούν ισχυρά στις ακτίνες Χ.
- Ψύξη του κελύφους και σχηματισμός ενός λεπτού (< 1 pc) και πυκνού (1 ως 100 εκατομμύρια άτομα ανά κυβικό μέτρο) δεύτερου κελύφους που περιβάλλει το καυτό (μερικών εκατομμυρίων βαθμών) εσωτερικό του νεφελώματος. Σε αυτό το στάδιο το κέλυφος μπορεί να γίνει ευκρινώς ορατό χάρη στην εκπομπή ορατού φωτός από την επανένωση ηλεκτρονίων με ιονισμένα άτομα υδρογόνου και οξυγόνου.
- Ψύξη και του εσωτερικού. Το πυκνό κέλυφος εξακολουθεί να επεκτείνεται. Αυτό το στάδιο παρατηρείται καλύτερα στα ραδιοκύματα που εκπέμπονται από τα ουδέτερα άτομα υδρογόνου.
- Συνένωση με το διαστρικό μέσο της περιοχής του γαλαξία όπου έγινε η αρχική έκρηξη. Από την ώρα που το υπόλειμμα υπερκαινοφανούς επιβραδύνει τη διαστολή του σε ταχύτητες περίπου ίσες με τις τυχαίες ταχύτητες στο διαστρικό μέσο, περίπου 30.000 χρόνια μετά την έκρηξη, αναμιγνύεται με τη γενικότερη τυρβώδη ροή, αποδίδοντας την κινητική ενέργεια που του απέμεινε στην τύρβη του διαστρικού μέσου.
Τύποι υπολειμμάτων υπερκαινοφανούς Επεξεργασία
Υπάρχουν τρεις μορφολογικοί τύποι υπολειμμάτων υπερκαινοφανούς:
- Κελυφοειδή, όπως το Κασσιόπη A
- Σύνθετα, στα οποία ένα κέλυφος περιέχει ένα κεντρικό νεφέλωμα ανέμου πάλσαρ, όπως το G11.2-0.3 και το G21.5-0.9.
- Μικτής μορφολογίας (γνωστά και ως «θερμικά σύνθετα»), από τα οποία παρατηρείται κεντρική εκπομπή θερμικών ακτίνων X, που περιβάλλεται από κέλυφος το οποίο εκπέμπει στα ραδιοκύματα. Οι θερμικές ακτίνες Χ παράγονται κυρίως από παρασυρόμενη διαστρική ύλη και όχι από τα εκτινασσόμενα στρώματα του υπερκαινοφανούς αστέρα. Παράδειγμα αυτού του τύπου αποτελεί το SNR W28.
Προέλευση των κοσμικών ακτίνων Επεξεργασία
Τα υπολείμματα υπερκαινοφανών θεωρούνται σημαντική πηγή των κοσμικών ακτίνων σε κάθε γαλαξία.[3][4][5] Η σύνδεση μεταξύ κοσμικών ακτίνων και υπερκαινοφανών προτάθηκε για πρώτη φορά από τους Βάλτερ Μπάαντε και Φριτς Τσβίκυ το 1934. Οι Βιτάλι Γκίνζμπουργκ και Σεργκέι Συροβάτσκι σχολίασαν το 1964 ότι αν το 10% της ενέργειας των υπολειμμάτων υπερκαινοφανών διατίθεται για την παραγωγή των κοσμικών ακτίνων (δηλαδή για την επιτάχυνση των σωματιδίων που τις αποτελούν σε υπερσχετικιστικές ταχύτητες), αυτό επαρκεί για την παρατηρούμενη πυκνότητα των κοσμικών ακτίνων στον Γαλαξία μας. Αυτή η υπόθεση στηρίζεται από έναν συγκεκριμένο μηχανισμό, που αποκαλείται «επιτάχυνση από κρουστικό κύμα» και βασίζεται σε μια ιδέα του Ενρίκο Φέρμι. Ο Φέρμι πρότεινε το 1949 ένα μοντέλο για την επιτάχυνση των κοσμικών ακτίνων από κρούσεις σωματιδίων με μαγνητισμένα νέφη στο διαστρικό μέσο.[6] Αυτή η διαδικασία είναι γνωστή ως «Μηχανισμός Φέρμι Β΄ Τάξεως» και αυξάνει την ενέργεια των σωματιδίων μετά από μετωπικές συγκρούσεις με σταθερό τρόπο. Μεταγενέστερο μοντέλο για την επιτάχυνση περιλαμβάνει ένα ισχυρό μέτωπο κρούσεως που κινείται στον χώρο. Σωματίδια που διασχίζουν επανειλημμένα το μέτωπο μπορούν να αυξήσουν κατά πολύ την ενέργειά τους, κάτι που είναι γνωστό ως «Μηχανισμός Φέρμι Α΄ Τάξεως».[7]
Τα υπολείμματα υπερκαινοφανών μπορούν να δώσουν αυτά τα κρουστικά μέτωπα, που απαιτούνται για να δημιουργήσουν πολύ υψηλής ενέργειας κοσμικές ακτίνες. Η παρατήρηση του υπολείμματος του SN 1006 στις ακτίνες X έχει ανιχνεύσει ακτινοβολία συγχρότρου που συνάδει με τη λειτουργία του ως πηγής κοσμικών ακτίνων.[3] Ωστόσο, για ενέργειες σωματιδίων υψηλότερες από περίπου 1018 eV απαιτείται ένας διαφορετικός μηχανισμός και τα υπολείμματα υπερκαινοφανών δεν μπορούν να παράσχουν αρκετή ενέργεια.[7]
Δείτε επίσης Επεξεργασία
Παραπομπές Επεξεργασία
- ↑ «Discovery of most recent supernova in our galaxy», 14 Μαΐου 2008
- ↑ Reynolds, Stephen P. (2008). «Supernova Remnants at High Energy». Annual Review of Astronomy and Astrophysics 46 (46): 89–126. doi:. Bibcode: 2008ARA&A..46...89R. http://www.annualreviews.org/doi/abs/10.1146/annurev.astro.46.060407.145237.
- ↑ 3,0 3,1 K. Koyama; R. Petre; E.V. Gotthelf; U. Hwang και άλλοι. (1995). «Evidence for shock acceleration of high-energy electrons in the supernova remnant SN1006». Nature 378 (6554): 255–258. doi:. Bibcode: 1995Natur.378..255K.
- ↑ «Supernova produces cosmic rays». BBC News. 4 Νοεμβρίου 2004. http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/3981619.stm. Ανακτήθηκε στις 2006-11-28.
- ↑ «SNR and Cosmic Ray Acceleration». NASA Goddard Space Flight Center. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 21 Φεβρουαρίου 1999. Ανακτήθηκε στις 8 Φεβρουαρίου 2007.
- ↑ E. Fermi (1949). «On the Origin of the Cosmic Radiation». Physical Review 75 (8): 1169–1174. doi:. Bibcode: 1949PhRv...75.1169F.
- ↑ 7,0 7,1 «Ultra-High Energy Cosmic Rays». Πανεπιστήμιο της Γιούτα. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 1 Ιανουαρίου 2009. Ανακτήθηκε στις 10 Αυγούστου 2006.
Εξωτερικοί σύνδεσμοι Επεξεργασία
- Κατάλογος SNR του Γαλαξία μας, από τον D.A. Green του Πανεπιστημίου του Κέιμπριτζ
- Παρατηρήσεις υπολειμμάτων υπερκαινοφανών από το Διαστημικό Τηλεσκόπιο Chandra:
- Εικόνες υπολειμμάτων υπερκαινοφανών από την επισκόπηση 2MASS
- NASA: Εισαγωγή στα υπολείμματα υπερκαινοφανών Αρχειοθετήθηκε 2007-03-11 στο Wayback Machine.
- NASA's Imagine: Supernova Remnants
- Η «μεταθανάτια ζωή» ενός υπερκαινοφανούς στο UniverseToday.com
- Τα υπολείμματα υπερκαινοφανών στον ιστότοπο των SEDS