Supernoova jäänuk-astronoomia

Supernoova jäänuk, udukogu, mis on jäänud pärast supernoova, suurejooneline plahvatus, mille käigus täht väljastab suurema osa massist ägedalt laienevas prahupilves. Plahvatuse helgeimas faasis kiirgab laienev pilv ühe päevaga sama palju energiat kui Päike on viimase kolme miljoni aasta jooksul teinud. Selliseid plahvatusi toimub suure galaktika piirkonnas umbes iga 50 aasta tagant. Neid on Linnutee galaktikas harvemini täheldatud, sest enamikku neist on varjanud varjavad tolmupilved. Galaktilisi supernoove täheldati 1006. aastal Lupuses, 1054. aastal Sõnutis, 1572. aastal Cassiopeias (Tycho nova, nimetatud oma vaatleja Tycho Brahe järgi) ja lõpuks 1604. aastal Serpensis, mida nimetatakse Kepleri novaks. Tähed muutusid piisavalt heledaks, et neid oleks päeval näha. Ainus palja silmaga supernova, mis on toimunud pärast 1604. aastat, oli Supernova 1987A suures Magellaani pilves (Linnutee süsteemile lähim galaktika), mis on nähtav ainult lõunapoolkeral. 23. veebruaril 1987 helendas sinine ülikerge täht järk-järgult kolmandaks, öösel hõlpsasti nähtavaks ja seda on hiljem jälgitud igas teadlaste käsutuses olevas lainepikkuses. Spekter näitas vesinikujoonte laienemist kiirusega 12 000 km sekundis, millele järgnes pikk aeglane langus. On teada 270 supernoova jäänukit, peaaegu kõiki vaatleb nende tugev raadioemissioon, mis võib tungida galaktikat varjavasse tolmu.

Supernoova jäänused on galaktikate struktuuris väga olulised. Need on tähtedevahelise gaasi kuumutamise peamine allikas nende tekitatava magnetilise turbulentsi ja vägivaldsete löökide abil. Need on enamiku raskete elementide peamine allikas, alates hapnikust. Kui plahvatav massiivne täht on endiselt selle moodustunud molekulipilves, võib laienev jäänk ümbritsevat tähtedevahelist gaasi kokku suruda ja järgneva tähe moodustumise käivitada. Jäänused sisaldavad tugevaid lööklaineid, mis tekitavad gammakiirguse footoneid kiirgavate materjalide hõõgniidid energiaga kuni 10 ¹⁴ elektronvolti ja kiirendavate elektronide ja aatomituumade vahel kosmiliste kiirguse energiateni, 10 ⁹ kuni 10 ¹⁵ elektronide volti osakese kohta. Päikese naabruses kannavad need kosmilised kiired umbes sama palju energiat kuupmeetri kohta kui tähevalgus galaktika tasapinnal ja nad kannavad seda tuhandete valgusaastateni lennukist kõrgemale.

Suur osa supernoova jäänuste kiirgusest on sünkrotroni kiirgus, mille tekitavad elektronid, mis spiraalivad magnetväljas peaaegu valguse kiirusel. See kiirgus erineb dramaatiliselt väikestel kiirustel liikuvate elektronide emissioonist: see on (1) tugevalt edasisuunas kontsentreeritud, (2) jaotatud laiale sagedusele, keskmise sagedusega suureneb elektronide energia ja (3) väga polariseeritud. Paljude erinevate energiate elektronid tekitavad kiirgust praktiliselt kõigil lainepikkustel, raadios kuni infrapuna, optilise ja ultraviolettkiirguse ning röntgen- ja gammakiirteni.

Umbes 50 supernoova jäänust sisaldab pulsaare, kunagise massilise tähe pöörlevaid neutrontähtede jäänuseid. Nimi pärineb erakordselt regulaarselt impulsskiirgusest, mis levib kosmosesse kitsas kiires, mis pühib vaatlejast mööda sarnaselt tuletorni tulega. On mitmeid põhjuseid, miks enamik supernoova jäänuseid ei sisalda nähtavaid pulsereid. Võib-olla visati algne pulsar välja seetõttu, et seal oli asümmeetrilisest plahvatusest tulenev tagasilöök või moodustas supernoova pulsari asemel musta augu või pöörleva pulsaari kiir ei pühi Päikesesüsteemist mööda.

Supernoova jäänused arenevad laienedes läbi nelja etapi. Alguses laienevad nad nii ägedalt, et pühivad lihtsalt kogu nende ees oleva vanema tähtedevahelise materjali, tegutsedes nii, nagu laieneksid nad vaakumisse. Plahvatuse tagajärjel miljoniteks kelviniteks kuumutatud šokeeritud gaas ei kiirga oma energiat väga hästi ja on hästi nähtav ainult röntgenikiirgus. See etapp kestab tavaliselt mitusada aastat, mille järel kest on raadiusega umbes 10 valgusaastat. Paisumise toimumisel kaob vähe energiat, kuid temperatuur langeb, kuna sama energia jaotub üha suuremasse mahtu. Madalam temperatuur soosib suuremat emissiooni ja teise faasi ajal kiirgab supernoova jäänuk oma energiat äärepoolseimatesse jahedaimatesse kihtidesse. See etapp võib kesta tuhandeid aastaid. Kolmas etapp toimub pärast seda, kui kest on pühkinud tähtedevahelise materjali massi, mis on tema omaga võrreldav või suurem; laienemine on selleks ajaks oluliselt aeglustunud. Tihe materjal, enamasti tähtedevaheline selle välisservas, kiirgab oma järelejäänud energiat sadade tuhandete aastate jooksul ära. Lõppfaas saavutatakse siis, kui rõhk supernoova jäänuses muutub võrreldavaks tähtedevahelise keskkonnamõjuga jäänukist väljaspool, nii et jäänuk kaotab oma selge identiteedi. Laienemise hilisemates etappides on galaktika magnetväli oluline nõrgalt laieneva gaasi liikumise määramisel. Isegi pärast seda, kui suurem osa materjalist on ühinenud kohaliku tähtedevahelise keskkonnaga, võib siin olla järelejäänud väga kuuma piirkonna piirkondi, mis tekitavad pehmeid röntgenikiiri (st mõnesaja elektronvolti piirkondi).

Hiljuti täheldatud galaktilised supernoovad on ülalpool soovitatud evolutsiooni esimestes faasides. Kepleri ja Tycho novae kohtades on rasked varjavad pilved ja järelejäänud optilised objektid on nüüd silmapaistmatud hõõguva gaasi sõlmed. Tycho nova lähedal, Cassiopeias, on sarnaseid optiliselt tähtsusetuid tarinaid, mis näivad olevat järjekordse supernoova plahvatuse jäänused. Raadioteleskoobi jaoks on olukord silmatorkavalt erinev: Cassiopeia jäänuk on kogu taeva tugevaim raadioallikas. Selle Cassiopeia A-nimelise jäänuse uuringust selgus, et umbes 1680. aastal toimus seal supernoova plahvatus, mille vaatlejad varjatud tolmu tõttu kahe silma vahele jätsid.