Tinggalan supernova

Daripada Wikipedia, ensiklopedia bebas.
Jump to navigation Jump to search
Tinggalan SN 1054 (Nebula Ketam).

Tinggalan supernova (SNR; bahasa Inggeris: Supernova remnant) ialah struktur akibat letupan bintang dalam supernova. Tinggalan supernova dibatasi oleh gelombang kejutan yang berkembang, dan terdiri dari bahan yang dikeluarkan dari letupan, dan bahan interstellar itu menyapu dan mengejut sepanjang jalan.

Terdapat dua laluan umum untuk supernova: sama ada bintang besar mungkin kehabisan bahan bakar, berhenti untuk menjana tenaga gabungan dalam terasnya, dan runtuh ke dalam di bawah kuasa graviti sendiri untuk membentuk bintang neutron atau lubang hitam; atau bintang kerdil putih boleh menimbun bahan dari bintang sahabat sehingga ia mencapai massa yang kritikal dan mengalami letupan termonuklear.

Dalam kedua-dua kes, letupan supernova yang terhasil mengusir banyak atau semua bahan bintang dengan halaju sebanyak 10% kelajuan cahaya, iaitu kira-kira 30,000 km / s. Ejekta ini sangat supersonik: dengan menganggap suhu biasa antara medium interstellar 10,000 K, nombor Mach pada awalnya boleh > 1000. Oleh itu, gelombang kejutan yang kuat membentuk lebih awal daripada ejekta, yang memanaskan plasma hulu sehingga suhu lebih tinggi dari jutaan daripada K. Kejutan terus melambatkan dari semasa ke semasa kerana ia menyapu medium ambien, tetapi ia boleh berkembang beratus-ratus atau beribu-ribu tahun dan lebih dari sepuluh parsek sebelum kelajuannya jatuh di bawah kelajuan bunyi tempatan.

Salah satu tinggalan supernova muda yang diteliti telah dibentuk oleh SN 1987A, sebuah supernova dalam Awan Magellan Besar yang diamati pada Februari 1987. Tinggalan supernova lain yang terkenal termasuk Nebula Ketam, Tycho, sisa SN 1572, dinamakan selepas Tycho Brahe yang mencatatkan kecerahan letupan asalnya, dan Kepler, sisa SN 1604, dinamakan sempena Johannes Kepler. Sisa terkandung dalam galaksi kita ialah G1.9 + 0.3, yang ditemui di pusat galaksi.[1]

Peringkat[sunting | sunting sumber]

SNR melewati peringkat berikut apabila ia berkembang:[2]

  1. Peluasan ejekta bebas, sehingga mereka menyapu berat mereka sendiri dalam medium keadaan atau interstellar. Ini boleh berpuluh-puluh hingga beberapa ratus tahun bergantung kepada kepadatan gas di sekelilingnya.
  2. Menyapu sebuah cengkeram yang mengejutkan keadaan dan gas interstellar. Ini memulakan fasa Sedov-Taylor, yang boleh dimodelkan dengan penyelesaian analitik yang sama dengan diri sendiri. Pelepasan sinar X kuat mengesan gelombang kejutan yang kuat dan gas yang mengejutkan panas.
  3. Penyejukan cengkerang, untuk membentuk nipis (<1 pc), padat (1-100 juta atom per meter kubik) cengkerang menyelubungi kedalaman panas (beberapa juta kelvin). Inilah fasa snowplow yang dipacu tekanan. Cengkerang ini boleh dilihat dengan jelas dalam pelepasan optik daripada menghidupkan atom hidrogen yang diionkan dan atom oksigen diionkan.
  4. Penyejukan dalaman. Cangkang padat terus berkembang dari momentumnya sendiri. Tahap ini paling baik dilihat dalam pelepasan radio daripada atom hidrogen neutral.
  5. Menggabungkan dengan medium interstellar sekitar. Apabila sisa supernova melambatkan kelajuan halaju rawak pada medium sekelilingnya, selepas kira-kira 30,000 tahun, ia akan bergabung dengan aliran turbulen yang umum, menyumbang tenaga kinetik yang kekal kepada pergolakan.
Ejekta tinggalan supernova yang menghasilkan bahan pembentuk planet.

Jenis tinggalan supernova[sunting | sunting sumber]

Terdapat tiga jenis tinggalan supernova:

  • Berupa cengkerang, seperti Cassiopeia A
  • Komposit, di mana cengkerang mengandungi nebula angin pulsar pusat, seperti G11.2-0.3 atau G21.5-0.9.
  • Campuran-morfologi (juga dipanggil "komposit haba") sisa, di mana pelepasan sinar-X haba pusat kelihatan, disertakan dengan cengkerang radio. Sinar X terma adalah terutamanya dari bahan interstellar yang menyapu, bukannya supernova ejekta. Contoh-contoh kelas ini termasuk SNRs W28 dan W44. (Secara tidak sengaja, W44 juga mengandungi nebula angin pulsar dan pulsar, oleh itu secara bersamaan terdapat komposit "klasik" dan komposit haba.)

Asal usul sinar kosmos[sunting | sunting sumber]

Tinggalan supernova dianggap sebagai sumber sinar kosmos galaksi utama.[3][4][5] Hubungan antara sinar kosmos dan supernova pertama kali dicadangkan oleh Walter Baade dan Fritz Zwicky pada tahun 1934. Vitaly Ginzburg dan Sergei Syrovatskii pada tahun 1964 menyatakan bahawa jika kecekapan percepatan sinar kosmos di tinggalan supernova adalah sekitar 10 peratus, sinar kosmos kehilangan Bima Sakti dikompensasi. Hipotesis ini disokong oleh mekanisme tertentu yang dipanggil "pecutan gelombang kejutan" berdasarkan idea Enrico Fermi, yang masih dalam pembangunan.[petikan diperlukan]

Malah, Enrico Fermi mencadangkan pada tahun 1949 sebagai model untuk mempercepatkan sinaran kosmik melalui perlanggaran zarah dengan awan magnet dalam medium interstellar.[6] Proses ini, yang dikenali sebagai "Mekanisme Fermi Perintah Kedua", meningkatkan tenaga zarah semasa pelanggaran, yang menghasilkan keuntungan yang stabil dalam tenaga. Model kemudian untuk menghasilkan Percepatan Fermi dihasilkan oleh bahagian depan kejutan yang kuat yang bergerak melalui ruang angkasa. Zarah-zarah yang berulang kali menyeberangi bahagian hadapan kejutan boleh meningkatkan tenaga yang ketara. Ini dikenali sebagai "Mekanisme Fermi Perintah Pertama".[7]

Tinggalan supernova dapat memberikan keadaan kejutan yang bertenaga yang diperlukan untuk menghasilkan sinar kosmik tenaga ultra tinggi. Pemerhatian sisa SN 1006 dalam sinar X telah menunjukkan pelepasan synchrotron selaras dengannya sebagai sumber sinar kosmik.[3] Walau bagaimanapun, untuk tenaga yang lebih tinggi daripada 1018eV mekanisme yang berbeza diperlukan sebagai tinggalan supernova tidak dapat memberikan tenaga yang mencukupi.[7]

Ia masih tidak jelas sama ada sisa-sisa supernova mempercepat sinaran kosmik sehingga tenaga PeV. CTA teleskop masa depan akan membantu menjawab soalan ini.

Lihat juga[sunting | sunting sumber]

Rujukan[sunting | sunting sumber]

  1. ^ Discovery of most recent supernova in our galaxy May 14, 2008
  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. ^ a b K. Koyama; R. Petre; E.V. Gotthelf; U. Hwang; dll. (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. 
  4. ^ "Supernova produces cosmic rays". BBC News. November 4, 2004. Dicapai 2006-11-28. 
  5. ^ "SNR and Cosmic Ray Acceleration". NASA Goddard Space Flight Center. Diarkibkan daripada asal pada 1999-02-21. Dicapai 2007-02-08. 
  6. ^ 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. 
  7. ^ a b "Ultra-High Energy Cosmic Rays". University of Utah. Dicapai 2006-08-10. 

Pautan luar[sunting | sunting sumber]