Stadia zbytků supernov

Rané stadium zbytků supernov

Zbytky supernov mladší než 1 000 let můžeme rozdělit do dvou hlavních kategorií:

Zbytky supernov typu Ia

Ia jsou jednoduché zbytky supernov téměř kulového tvaru s obálkou zářící v rentgenové a radiové části spektra. Příkladem jsou zbytky supernov zaznamenané Číňany v roce 1006 nebo T. Brahem v roce 1572. Čtyři zbytky supernov stejného typu jsou známé ve Velkém Magellanově mračnu.

Simulace supernovy na noční obloze.

Hmota odvržená supernovou díky expanzi velmi rychle chladne a stává se extrémně chladným, téměř neutrálním plynem rozpínajícím se rychlostí několika tisíc km.s^-1 do mezihvězdného prostoru. U jedné z pozorovaných supernov byla naměřena rychlost přibližně 4 000 km.s^-1. Když se supernovou odvržený plyn srazí s mezihvězdnou hmotou při vysoké rychlosti překračující rychlost zvuku, vznikne rázová vlna, které začne formovat mezihvězdný plyn, ale zároveň vzniká rázová vlna opačně orientovaná, která ovlivňuje plyn odvržený supernovou. Rázová vlna stlačuje mezihvězdnou hmotu a odvržený plyn a zahřívá je na teplotu úměrnou kµv², kde k je konstanta úměrnosti (~10), µ je střední atomová hmotnost stlačovaného plynu a v je rychlost stlačování v km.s^-1. V této chvíli se zbytky supernov skládají z chladné, rychle se rozpínající vnitřní oblasti obklopené obálkou odvržené hmoty, kterou obklopuje obálka stlačovaného mezihvězdného plynu. Stlačování odvržené a mezihvězdné hmoty není absolutně vyrovnané, a tak mezi nimi vzniká oblast, která je rozděluje na dvě části.

Animace Rayleighovy-Taylorovy nestability

Supernova 1987A v rentgenovém oboru spektra

Tvar obálky stlačovaného plynu závisí na způsobu odvržení plynu. Celá obálka stlačované hmoty zpomaluje rozpínání tím, jak ztrácí energii „vymetáním“ hmoty z mezihvězdného prostoru. Nestejnorodost dotykové plochy mezi odvrženým plynem a plynem mezihvězdného prostoru je důsledkem Rayleighovy–Taylorovy nestability, která promíchává oba plyny vytvářením jakýchsi zálivů (prstů) v oblastech obou plynů. Ve zpomalování SNR má svou roli také gravitační síla. Obálka stlačovaného plynu je zdrojem jasného emisního rentgenového záření. Supernovou odvržená hmota je velmi bohatá na železo a těžké prvky. Rentgenové spektrum v energiích 1–10 keV má silné emisní čáry vysoce ionizovaného Si, S, Ca a Fe produkované srážkou tepelných elektronů s ionty. Stlačovaná mezihvězdná hmota má větší teplotu a vyzařuje více emisního rentgenového záření – okolo 10 keV.

Animace vývoje obálky SN 1987A

Silné rázové vlny mohou částice urychlit až k relativistickým energiím. Velmi rychlé elektrony kroužící v magnetickém poli vytváří polarizované radiové kontinuum synchrotronového záření. Oblasti magnetického pole a netepelné částice hmoty jsou koncentrované v obálce stlačované hmoty a tak mají SNR typu Ia obálky zářící v rádiovém a rentgenovém oboru spektra.

Netepelné elektrony mohou také produkovat tvrdé rentgenové a γ záření. Například supernova SN1006 má jasné zářící obálky produkované synchrotronovým zářením a γ záření o energii několika TeV, které je zřejmě produkováno inverzním Comptonovým rozptylem elektronů o vysokých energiích. Netepelné rentgenové záření je pokračováním rádiového spektra.

Zbytky supernov typu Ia jsou málo jasné ve viditelném oboru. Mají pouze jakési tenké vlákno podél okrajových oblastí ve viditelném oboru spektra. Významná jsou emisní optická spektra s existencí Balmerovy série vodíku. Toto je v ostrém kontrastu s obvyklým spektrem fotoionizace nebo rázovou vlnou excitovanou mlhovinou, kde dominují zakázané čáry [OI], [OII] a [OIII]. Rázové vlny typu Ia mají velkou rychlost a ochlazování zářením zde není příliš podstatné. Pokud se rázová vlna setká s částečně neutrální hmotou, má vodík v  této oblasti 20% šanci být excitován a produkovat H_α foton před vlastní ionizací. To může také zapříčinit nábojovou výměnu s iontem ve stlačovaném plynu. Tak se H_α čára skládá z úzké a široké složky. Příkladem je u Tychonových zbytku supernovy úzká složka o rychlosti 44 km.s^-1 (rychlost plynu před rázovou vlnou) a široká složka 1 900 km.s^-1 (rychlost iontů v rázové vlně). Tyto čáry lze použít pro měření rychlosti rázové vlny a fyzikálních procesů s ní spjatých. Rychlost rázové vlny známých zbytků supernov typu Ia je v mezích 500 – 2 300 km.s^-1.

DEM 71 ve viditelném světle, pořízeno sondou Chandra

Na snímku jsou zbytky supernovy DEM 71 ve Velkém Magellanově mračnu, které jsou pozůstatky po výbuch bílého trpaslíka, který byl složkou dvojhvězdného systému. Snímek ukazuje výrazný přechod vnější obálky rázové vlny (ve falešných barvách) a vnitřní oblasti, zářící v rentgenovém oboru spektra.

Zbytky supernov typu II, Ib a Ic

V některých mladých zbytcích supernov jsou viditelné zbytky jádra supernovy. Jsou to shluky hmoty bez přítomnosti vodíku a helia. Jako produkty hmotných hvězd se tyto zbytky supernov často vyskytují uvnitř nebo blízko hustého molekulového mračna. Utváření zbytků supernovy může být komplikováno interakcí s prachem, který je zakrývá. Nejlepším případem tohoto typu zbytků supernov je Cas A (Cassiopea A – typ II).

Cassiopea A – pozemní pozorování

Podobně jako typ Ia mají tyto zbytky supernov bohaté na kyslík tvar ovlivněný rázovou vlnou. Supernova odvrhla hmotu s hmotností několika hmotností Slunce, která podstoupila jaderné přeměny. V některých případech je odvržena i hmota, která ještě nebyla zpracována (jadernou reakcí). Radiová i rentgenová emise stlačované obálky je velice jasná a koncentruje se v malých hloučcích (zhustcích). Rentgenová, optická a radiová spektra stlačované obálky jsou spojitá ve velkém rozsahu, ale jednotlivé shluky nevypadají stejně jako shluky o jiných vlnových délkách. Je zde velmi pravděpodobné shlukování podobně jako u Rayleigh–Taylorovy nestability.

Tepelná emise zapříčiňuje převahu rentgenového záření a je zde přítomna i netepelná emise, ale jasnost tepelné emise je oproti typu Ia hůře rozpoznatelná. Nedávné objevení γ emise z rozpadu ⁴⁴Ti v Cas A otevřelo novou cestu ke zkoumání kolabujících jader supernov. Pozoruhodný aspekt u zbytků bohatých na kyslík jsou skupiny shluků, pohybujících se velkou rychlostí, které se mohou objevit a vyblednout během deseti let. Cas A má čistou kyslíkovou emisi, kyslík smíchaný se sírou a v některých případech s uhlíkem, argonem a vápníkem. Můžeme zde také pozorovat nepatrné množství neonu v optickém spektru, ale [Ne III] a [Ne III] byly detekovány pouze v infračerveném spektru. V shlucích bylo také detekováno infračervené emisní kontinuum vyzařované prachovými zrny o teplotách blízkých 200 K.

NGC 6960 – Koště čarodějnice – západní část Závojové mlhoviny

Shluky v Cas A mají rychlost okolo 6 000 km.s^-1 a jsou formované při explozi supernovy. Zpočátku se pohybovaly pomaleji než jemnější plyn vnější obálky explodující hvězdy. Ale jak zbytky supernov vymetají mezihvězdný plyn, vnější slupky zpomalují a shluky předeženou zpětnou rázovou vlnu. Když toto nastane, pomalejší rázová vlna se rozšíří do hustého shluku. Modely pro infračervené, optické a ultrafialové emise takovýchto rázů nejsou zcela shodné s pozorovaným spektrem. V těchto modelech hlavní rázové vlny zvětšují kinetickou energii iontů a coulombovské srážky postupně odebírají tuto energii elektronům, které ionizují a excitují ionty, které produkují pozorované emise.

Cas A má také další typy emisních shluků. Relativně pomalé shluky bohaté na helium a dusík jsou pokládány za materiál vypuštěný z dřívější vývojové fáze supernovy (rudý obr). Když vlna výbuchu narazí na husté shluky tohoto materiálu, vžene do něj relativně pomalé rázy (okolo 150 km.s^-1). Je zde také zjištěno několik vysokých rychlostí, které ukazují na spektra oblasti plynu bohatého na He a N. Některé z nich leží ve velmi rychlých výtryscích, které se rozšířily za hranici zbytků supernov, které ještě můžeme pozorovat.

Další příklady na kyslík bohaté třídy jsou N132D a 1E102.2-7219 v Magellanových mračnech a G192+18 v disku Galaxie. Zbytky supernovy s extrémní energií záření najdeme v nepravidelné galaxii NGC4449. N157 má na kyslík bohaté shluky a pulsar.

Pozdní stadium zbytků supernov

Poté, co SNR vymete více mezihvězdného plynu než je hmotnost odvrženého plynu, není již důležitý charakter exploze. Vývoj a vzhled SNR určuje energie exploze a hustota okolního materiálu. Asi po několika tisících letech není možno již rozeznat původ zbytků supernovy.

Gumova mlhovina

Rozpínání vlny výbuchu ve stejnorodém prostředí popisuje Sedovovo-Taylorovo řešení pomocí časových změn poloměru a rychlosti rázové vlny SNR. Podle tohoto řešení je základní vývoj SNR závislý na množství vydávané energie. Hmota je soustředěna blízko vnějšího okraje, a to tak, že vypadá jako tenká zářící obálka.

Rázová vlna postupně snižuje svou rychlost k hodnotě 300 km.s^-1. V mnoha zbytcích supernov energie vyzařovaná v infračerveném oboru překračuje energii vyzařování v rentgenovém oboru. Když je významná část energie supernovy vyzářená, teplota a tlak poklesnou. Značná část energie je ve formě ultrafialového záření, a když je velká část tepelné energie disipována, rozpínání pokračuje v důsledku značné hybnosti chladné obálky supernovy.

Bylo vypočítáno několik modelů podle Sedova–Taylora včetně měnících se okolních hustot se vzdáleností od exploze nebo fyzikálních efektů jako je přenos energie nebo tlak kosmického záření. Obzvláště v pozdějších fázích může mezihvězdné magnetické pole hrát důležitou roli v zabraňování stlačování chladného plynu.

Před počátkem silného ochlazování zářením mohou ideální Sedovovy zbytky supernovy vypadat jako typ Ia. Model předvídá jasnou tenkou obálku, která září zejména v  rentgenovém a radiovém oboru. Ve viditelné a ultrafialové části spektra září jen málo ionizovaný plyn na čele rázové vlny. Infračervená emise ze zahřátých prachových zrn může být závislá na obálce zářící v rentgenovém oboru spektra.

Díky relativně vysoké hustotě a nízké teplotě v blízkosti okrajů SNR je tato oblast jako první ovlivněna ochlazováním zářením. Bublina horkého, rentgenové záření emitujících plynných zbytků uvnitř a rázovou vlnou pomalejší než 300 km.s^-1, produkuje jasné optické a UV emise. Silné rázové vlny zahřívají mezihvězdný plyn na teplotu

(kde v²₁₀₀ je rychlost rázové vlny v jednotkách 100 km.s^-1), ionizuje jej a urychluje na tři čtvrtiny rychlosti rázové vlny. V ideálním případě je plyn ochlazován při téměř stálém tlaku a stává se hustší. Jak stoupá hustota, tak stoupá i rychlost ochlazování a teplota postupně klesá na 10 000 K. V této chvíli vodík rekombinuje a neutrální plyn začíná absorbovat ionizující fotony z horkých proti proudných (upstream) oblastí. (Toto je charakteristické spíše pro oblasti HII.) A tak to vypadá, dokud nejsou vyčerpány ionizující fotony.

Zřejmě je velký počet SNR v různých oblastech mezihvězdného prostoru. Hmotné hvězdy produkující supernovy typu II a rodí se z hmotných mračen a vyčerpávají jejich zdroje. Také produkují silné větry a silné ionizační záření, které může modifikovat své okolí.