超新星残骸

超新星残骸( SNR ) は、超新星爆発によって生じた構造です。超新星残骸は膨張する衝撃波によって囲まれており、爆発によって膨張した放出物質と、爆発の途中で巻き上げられ衝撃を与える星間物質で構成されています。

超新星爆発に至る一般的な経路は 2 つあります。1 つは、巨大な恒星が燃料を使い果たし、中心核での核融合エネルギーの生成を停止し、自身の重力によって内側に崩壊して中性子星またはブラックホールを形成するか、もう 1 つは、白色矮星が伴星から物質を吸収して臨界質量に達し、熱核爆発を起こすかです。

どちらの場合も、結果として生じる超新星爆発により、恒星の物質のほとんどまたはすべてが光速の 10% (約 30,000 km/s) の速度で放出され、その噴出物の前方に強い衝撃波が形成されます。これにより、上流のプラズマが数百万 K をはるかに超える温度まで加熱されます。衝撃波は周囲の媒体を巻き込むにつれて時間の経過とともに継続的に減速しますが、速度が局所的な音速を下回るまでに、 数百年から数千年、数十パーセクにわたって拡大する可能性があります。

最もよく観測された若い超新星残骸の一つは、1987年2月に観測された大マゼラン雲の超新星SN 1987Aによって形成された。他のよく知られた超新星残骸には、かに星雲、 SN 1572の残骸で最初の爆発の明るさを記録したティコ・ブラーエにちなんで名付けられたティコ、ヨハネス・ケプラーにちなんで名付けられたSN 1604の残骸ケプラーなどがある。天の川銀河で最も若い既知の残骸は、銀河中心で発見されたG1.9+0.3である。^[1]

SNRは拡大するにつれて以下の段階を経る: ^[2]

1. 放出物が自由に膨張し、自身の重量分を星周物質または星間物質に巻き込むまで。周囲のガスの密度に応じて、この状態は数十年から数百年続くことがあります。
2. 衝撃を受けた星周ガスと星間ガスの殻が押し上げられる。これによりセドフ・テイラー相が始まり、自己相似解析解によってうまくモデル化できる (爆風を参照)。強いX 線放射が強い衝撃波と衝撃を受けた高温ガスを追跡する。
3. 殻が冷却され、薄い（1  pc未満）高密度の（1 立方メートルあたり 100 万から 1 億個の原子）殻が高温（数百万ケルビン）の内部を囲む。これが圧力駆動型スノープラウ段階である。殻は、イオン化した水素原子とイオン化した酸素原子の再結合による発光で明確に見ることができる。
4. 内部の冷却。高密度の殻は自身の勢いで膨張を続けます。この段階は、中性水素原子からの電波放射で最もよく見られます。
5. 周囲の星間物質との融合。約 3 万年後、超新星残骸が周囲の物質のランダムな速度まで減速すると、一般的な乱流に融合し、残りの運動エネルギーを乱流に寄与します。

超新星残骸には3つの種類があります。

• カシオペアAのような貝殻状のもの
• 複合星団。シェル内にG11.2-0.3 や G21.5-0.9 などの中心パルサー風星雲が含まれます。
• 混合形態 (「熱複合」とも呼ばれる) の残骸。中心の熱 X 線放射が電波殻で囲まれている。熱 X 線は主に、超新星の噴出物ではなく、巻き上げられた星間物質から発生する。このクラスの例としては、SNR W28 と W44 がある。(紛らわしいことに、W44 にはパルサーとパルサー風星雲も含まれているため、同時に「典型的な」複合であると同時に熱複合でもある。)

標準的な超新星よりも大幅に高い放出エネルギーによってのみ生成される残骸は、その生成元と推定される高エネルギーの極超新星爆発にちなんで極超新星残骸と呼ばれます。 ^[3]

超新星残骸は銀河宇宙線の主な発生源であると考えられている。^{[4] [5] [6]} 宇宙線と超新星の関係は、1934年に ウォルター・バーデとフリッツ・ツヴィッキーによって初めて示唆された。ヴィタリー・ギンズブルグとセルゲイ・シロヴァツキーは1964年に、超新星残骸における宇宙線加速の効率が約10パーセントであれば、天の川銀河の宇宙線損失が補われると述べた。この仮説は、エンリコ・フェルミのアイデアに基づく「衝撃波加速」と呼ばれる特定のメカニズムによって裏付けられているが、これは現在も開発中である。^[7]

1949年、フェルミは星間物質中の磁気雲との粒子衝突による宇宙線の加速モデルを提唱した。^[8]このプロセスは「第二次フェルミ機構」として知られ、正面衝突時に粒子のエネルギーが増加し、エネルギーが着実に増加する。フェルミ加速を生成する後のモデルは、宇宙を移動する強力な衝撃波面によって生成された。衝撃波面を繰り返し横切る粒子は、エネルギーが大幅に増加する可能性がある。これは「第一次フェルミ機構」として知られるようになった。^[9]

超新星残骸は、超高エネルギー宇宙線を生成するために必要な高エネルギーの衝撃波面を提供することができる。SN 1006残骸をX線で観測すると、宇宙線の発生源と一致するシンクロトロン放射が示された。 ^{[4]しかし、約10 18} eVを超えるエネルギーでは、超新星残骸は十分なエネルギーを提供できないため、別のメカニズムが必要となる。^[9]

超新星残骸が宇宙線を PeV エネルギーまで加速するかどうかはまだ不明です。将来の望遠鏡CTA はこの疑問に答えるのに役立つでしょう。

ウィキメディア・コモンズには、超新星残骸に関連するメディアがあります。

• オープンスーパーノヴァカタログに掲載されているすべての既知の銀河系および銀河系外超新星のリスト（これらはまだ超新星残骸ではありません）
• 銀河SNRカタログ（DA Green、ケンブリッジ大学）
• チャンドラによる超新星残骸の観測：カタログ、写真アルバム、厳選写真
• 超新星残骸の2MASS画像
• NASA: 超新星残骸の紹介 2007-03-11 にWayback Machineでアーカイブ
• NASAの想像：超新星残骸
• UniverseToday.com の「超新星の余波」
• arxiv.org の超新星残骸
• 超新星残骸、SEDS