Co je to zbytek supernovy, pozůstatek supernovy (supernova remnant)

Zbytek supernovy - explozí supernovy vyvržená rychle expandující obálka

Zbytek supernovy (SNR, z anglického supernova remnant) je rychle expandující odvržená plynná obálka supernovy. Na fotografiích má zbytek supernovy obvykle podobu okrouhlé a nebo prstencové mlhoviny s vláknitou a nebo amorfní strukturou. Některé zbytky supernovy, jako např. známý rádiový zdroj Cassiopeia A, mají podobu nesouvisejících zhuštěnin a vláken.

Zbytky supernov jsou silnými zdroji rádiového záření. A také záření rentgenového. Především obálky po supernovách I. typu. Zřídkavějšími jsou pozůstatky po supernovách se silnou koncentrací rádiového záření k centru, které produkují supernovy II. typu. Astronomové předpokládají, že všechny rádiové zdroje s netepelným zářením se zdánlivým průměrem nad 1´ jsou zbytky supernov.

Velice zajímavým zjištěním je to, že s rostoucím stářím SNR se jejich energetické spektrum mění. Záření pozoruhodně tvrdne a přechází z pásma GeV do pásma TeV. SNR jsou tak významnými zdroji galaktické složky kosmického záření. Minimálně po dobu 10 000 let po výbuchu supernovy.

Čtěte také: Supernovy, oslňující kosmické ohňostroje ohlašující zánik hvězd

Asi nejznámějším zbytkem po supernově je Krabí mlhovina (M 1) v souhvězdí Býka, která vznikla po explozi supernovy v roce 1054. Více se o této zajímavé mlhovině, zbytku po supernově, můžete dočíst v samostatném článku. K dalším zajímavým a známým zbytkům supernov patří Gumova mlhovina, objekt W44 a W50 s centrální dvojhvězdou, SNR Puppis A, SNR IC 443 aj.

Hmotnost zbytků supernov dosahuje v průměru 1 M_s (hmotnosti Slunce), fyzické rozměry 3 - 40 pc a rychlost expanze 200 - 5 500 km / s. U objektu G1.9+03 je však rychlost expanze vyšší než 18 000 km / s. Kinetická energie expandujícího zbytku supernovy se v průměru pohybuje od 10⁴¹ po 10⁴³ J u supernov I. typu a 10⁴⁴ až 10⁴⁵ J u supernov II. typu. S rostoucími rozměry mlhoviny, zbytku supernovy, klesá i expanzní rychlost v důsledku brzdného účinku mezihvězdné hmoty. Vlastností jednotlivých zkoumaných zbytků supernov jsou mnohdy velice odlišné.

Tak např. SNR Puppis A, který byl zkoumán s využitím kosmických sond Newton a Chandra, je od nás sice vzdálen něco přes 2 kpc, přesto na obloze dosahuje úhlových rozměrů asi 1°. Zářivý výkon tohoto pozůstatku po supernově je v rentgenovém pásmu 10³⁰ W, což téměř o čtyři řády překračuje bolometrický výkon Slunce! Přitom celková bolometrická zásoba energie SNR Puppis A dosahuje napříč celým spektrem asi 10⁴² J!

U Krabí mlhoviny se v letech 2007 až 2013 pozorovalo několik zjasnění až na 30násobek klidové hodnoty v pásmu energií 100 keV až 300 GeV trvající po dobu několika dní. Přitom zdroj zjasnění je plošně nepatrný, menší než 0,01 pc. Jeho zářivý výkon přitom bolometrický výkon Slunce překonává asi o tři řády, tedy tisícinásobně. Za zjasněními pravděpodobně stojí proces urychlování elektronů a rekonexí magnetického pole, které generují synchrotronové záření.

V SNR Keplerovy supernovy z roku 1604 bylo zjištěno vysoké zastoupení manganu a chrómu i vyšší podíl niklu a železa. Z toho plyne, že překotné hoření (termonukleární reakce) u Keplerovy supernovy proběhlo ve slupce křemíku. Metalicita této supernovy je asi 3× vyšší než u našeho Slunce.

SNR Cas A je pozůstatkem po supernově z roku 1680). U tohoto nejjasnějšího mimoslunečního rádiového zdroje byl mezi léty 2000 až 2012 měřen úbytek efektivní teploty. Za toto období byl zjištěn úbytek 0,29 % / rok, což svědčí o velice rychlém vychládání tohoto pozůstatku po supernově, který je nejmladším zbytkem supernovy v naší Galaxii.

Další související články: