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新星残骸は、古典的新星による突然の爆発的な核融合噴出、または反復新星による複数の噴出によって残された物質で構成されています。新星の殻は、その短い寿命の間に約1000 km/sの膨張速度を示し、[1]その微かな星雲は通常、新星ペルセウス座1901の球殻[1]で観測されるように、光のエコーを介してその祖先の星によって照らされています[2] 、またはT Pyxidisのような膨張泡に残っているエネルギー。[3]
形状
ほとんどの新星は、白色矮星と主系列星、準巨星、赤色巨星、または2つの赤色矮星の合体による近接連星系を必要とするため、おそらくすべての新星残骸は連星系に関連しているに違いありません。[4]これは理論的には、これらの星雲の形状が中心の祖星と新星によって放出される物質の量によって影響を受ける可能性があることを意味します。[1]これらの新星雲の形状は、現代の天体物理学者にとって大きな関心事です。[1] [4]
新星残骸は超新星残骸や惑星状星雲と比較すると、エネルギーと質量の両方ではるかに少ない。それらはおそらく数世紀にわたって観測される。[1]注目すべきことに、CCDや他の波長での画像技術の向上により、新しい新星とともにより多くの新星残骸が発見されている。星雲殻や残骸を示す新星の例には以下が含まれる: [1]
参照
参考文献
- ^ abcdef Lloyd, HM; O'Brien, TJ; Bode, MF (1997). 「連星運動による新星残骸の形成」(PDF) . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 284 (1): 137–147. Bibcode :1997MNRAS.284..137L. doi : 10.1093/mnras/284.1.137 .
- ^ Liimets, T.; Corradi, RLM; Santander-García, M.; Villaver, E.; Rodríguez-Gil, P.; Verro, K.; Kolka, I. (2014). GK Persei / stella novae の新星残骸の動的研究: 過去と未来の数十年。Stellar Novae: Past and Future Decades。ASP Conference Series。Vol. 490。pp. 109–115。arXiv : 1310.4488。Bibcode : 2014ASPC..490..109L 。
- ^ Ogley, RN; Chaty, S.; Crocker, M.; Eyres, SPS; Kenworthy, MA; Richards, AMS; Rodriguez, LF; Stirling, AM (2002 年 4 月)。「銀河系超軟 X 線源からの電波放射の探索」。Monthly Notices of the Royal Astronomical Society。330 (4): 772–777。arXiv : astro-ph/0111120。Bibcode : 2002MNRAS.330..772O。doi : 10.1046 / j.1365-8711.2002.05130.x。S2CID 3047485。
- ^ ab Bode, MF (2002).新星残骸の進化。古典新星爆発に関する国際会議。AIP会議議事録。第 637 巻。pp. 497–508。arXiv : astro -ph/0211437。Bibcode :2002AIPC..637..497B。doi :10.1063/1.1518252。
外部リンク
- 「T ピクシディス」。ハッブル宇宙望遠鏡。新星残骸。1997 年。
- 「二重星系は大きな爆発と小さな爆発を繰り返す」。カーネギー天文台。2008年8月8日時点のオリジナルよりアーカイブ。
- 「新星残骸比較表」。オタワ大学。2006年7月5日時点のオリジナルよりアーカイブ。
- 「ノヴァ残骸」。オタワ大学。2006年7月5日時点のオリジナルよりアーカイブ。