שארית סופרנובה

שגיאה ביצירת תמונה ממוזערת:

שארית הסופרנובה של קפלר, סופרנובה 1604

שארית הסופרנובה של טיכו, סופרנובה 1572

שארית הסופרנובה N49 בענן מגלן הגדול

שארית סופרנובה (באנגלית: Supernova remnant) היא ערפילית שנוצרת כתוצאה מסופרנובה. שארית הסופרנובה תחומה בגלי הלם מתפשטים ומכילה חומר הנפלט מהפיצוץ וחומר בין-כוכבי שהיא סוחפת לאורך דרכה.

מהירות החומר המתפשט בתוך שארית הסופרנובה, שמקורו בכוכב שהתפוצץ, יכולה להגיע לסדר גודל של אחוז אחד ממהירות האור (כ-3,000 קילומטר לשנייה). כאשר החומר המתפשט מתנגש בחומר מתוך סביבת הכוכב או בחומר בין-כוכבי הוא יוצר גלי הדף שיכולים לחמם אותו לטמפרטורות גבוהות של כ-10 מיליון קלווין, תוך כדי יצירת פלזמה, וזאת בשונה מיינון גז על ידי קרינת כוכב הנמצא בתוך הערפילית.

כאשר הכוכב מגיע לשלב הסופרנובה הוא יכול להמשיך בכמה דרכים, התלויות בסוג הסופרנובה ובמסת הליבה (אם זו קיימת).

מהירות ההתפשטות של הסופרנובה מאפשרת לחשב בקירוב את מועד התרחשותה, ולנסות למצוא לכך עדויות במקורות היסטוריים. אחת משאריות הסופרנובה שנחקרו לעומק היא השארית של סופרנובה 1987A – סופרנובה שהתרחשה בענן מגלן הגדול והתגלתה ב-1987. שאריות סופרנובה מפורסמות אחרות כוללות את ערפילית הסרטן, ושאריות סופרנובה 1572 וסופרנובה 1604 (הסופרנובה של קפלר). שארית הסופרנובה הצעירה ביותר בשביל החלב שזוהתה בוודאות גבוהה היא שארית סופרנובה G1.9+0.3 שנצפתה בסביבות מרכז הגלקסיה, ולפי ההשערות מקורה בסופרנובה שהתרחשה בערך בשנת 1868.

תמצית שלבים

שארית הסופרנובה עוברת את השלבים הבאים בזמן התפשטותה:

1. התפשטות חופשית של הפליטות, עד שהן סוחפות את כובד עצמן בחומר חוץ-כוכבי. פעולה זו יכולה להמשך עשרות עד מאות בודדות של שנים, תלוי בדחיסות הגז שמסביב.
2. סחיפת מעטפת של חומר בין-כוכבי וחוץ-כוכבי מחושמלים. שלב זה מתחיל את שלב סדוב-טיילור (Sedov-Taylor). קרני רנטגן חזקות שנפלטו עוקבות אחרי גלי ההלם החזקים והגז החם.
3. התקררות המעטפת, עד ליצירת מעטפת דקה (<1 פארסק) וצפופה (1–100 מיליון אטומים למטר מעוקב) המקיפה את הפנים החם (מיליונים ספורים של מעלות קלווין). המעטפת נראית בבירור בפליטה אופטית מצירוף אטומי מימן וחמצן מיוננים.
4. התקררות הפנים. המעטפת הצפופה ממשיכה להתפשט מהתנופה של עצמה. שלב זה מתאפיין בפליטה משמעותית של קרינת רדיו מאטומי מימן נייטרלים.
5. התמזגות עם חומר בין-כוכבי. שארית הסופרנובה תתמזג לזרם מערבולת כללי, ותתרום את שארית האנרגיה הקינטית שלה למערבולת.

סוגים של שאריות סופרנובה

• דמוית מעטפת, כדוגמת קסיופאה A.
• מרוכבת, כאשר בה מעטפת הכוללת ערפילית פולסר רוח, כדוגמת G11.2-0.3 ו-G21.5-0.9.
• מרוכבת תרמית, אשר בה נראית פליטת קרני רנטגן מהמרכז, מוקפת על ידי מעטפת רדיו. מקור קרני הרנטגן התרמיים הוא בעיקר בחומר בין-כוכבי שנסחף, יותר מאשר בפליטת הסופרנובה. דוגמה לשארית סופרנובה כזאת היא W28.
• סופרנובה המותירה אחריה כוכב נייטרונים ומעטפת גז שנעה מהכוכב. רוב האור נפלט מאזור עשיר באלקטרונים ופוזיטרונים סביב כוכב הנייטרונים. חלקיקים אלו מואצים על ידי השדות המגנטיים החזקים של כוכב הנייטרונים, ופולטים קרינה אלקטרומגנטית בכל אורכי הגל. הצופה רואה רק את הקרינה בתחום הנראה, "המכסה" כ-80% משטח הערפילית. חלקי הערפילית החיצוניים פולטים בעיקר גלי רדיו, הנובעים מחלקיקים שאיבדו את רוב האנרגיה ההתחלתית שלהם בדרכם לשוליה. שאר האור נפלט מרשת סבוכה של קורים, הנותנת לערפילית את המראה שלה. הקורים הם אזורי גז חם הנוצר כתוצאה מההתפשטות המהירה לאחר הפיצוץ, והטמפרטורה בהם היא כ-10,000 מעלות קלווין. אופי הקרינה מעיד על הרכב הגז, ובזכות ניתוחים מסוג זה הצליחו לאשש את התאוריה שלפיה היסודות הכבדים נוצרו בסופרנובות. בערפיליות רבות מסוג זה ניתן למדוד את מהירות התרחקות הגז מהמוקד המשותף, ובדרך כלל ניתן למצוא בהן פולסאר.

קישורים חיצוניים

שגיאות פרמטריות בתבנית:ויקישיתוף בשורה
פרמטרי חובה [ שם ] חסרים

מדיה וקבצים בנושא שארית סופרנובה בוויקישיתוף

מחזור החיים של כוכב (לא בקנה מידה)

$_{\mathrm {M} _{\bigodot }}$ = מסת שמש, כ־‎2 x 1030 ‏ק"ג מסת כוכב בעת היווצרותו: מסה קטנה מאד - פחות מ־$_{\mathrm {M} _{\bigodot }}$ 0.08 לערך, מסה קטנה - בטווח $_{\mathrm {M} _{\bigodot }}$ 0.08 - 0.4 לערך, מסה בינונית - בטווח הפענוח נכשל (SVG (אפשר להפעיל MathML בעזרת הרחבת דפדפן): תשובה בלתי־תקינה ("Math extension cannot connect to Restbase.") מהשרת "https://wikimedia.org/api/rest_v1/":): {\displaystyle _{\Mu_\bigodot}} 0.4 - 8 לערך (לאחר הקריסה המסה קטנה, פחות מ־הפענוח נכשל (SVG (אפשר להפעיל MathML בעזרת הרחבת דפדפן): תשובה בלתי־תקינה ("Math extension cannot connect to Restbase.") מהשרת "https://wikimedia.org/api/rest_v1/":): {\displaystyle _{\Mu_\bigodot}} 1.44 לערך), מסה גדולה - לפחות הפענוח נכשל (SVG (אפשר להפעיל MathML בעזרת הרחבת דפדפן): תשובה בלתי־תקינה ("Math extension cannot connect to Restbase.") מהשרת "https://wikimedia.org/api/rest_v1/":): {\displaystyle _{\Mu_\bigodot}} 8 לערך (לאחר הקריסה המסה היא לפחות הפענוח נכשל (SVG (אפשר להפעיל MathML בעזרת הרחבת דפדפן): תשובה בלתי־תקינה ("Math extension cannot connect to Restbase.") מהשרת "https://wikimedia.org/api/rest_v1/":): {\displaystyle _{\Mu_\bigodot}} 1.44 לערך) הערה: במצבים בהם כוכב מסוים סופח אליו מסה - הוא עשוי לעבור למחזור חיים של מסה גבוהה יותר. לדוגמה: אם ננס לבן במערכת זוגית סופח אליו חומר מבן זוגו, המגדילה אותו מעבר לגבול צ'נדראסקאר (הפענוח נכשל (SVG (אפשר להפעיל MathML בעזרת הרחבת דפדפן): תשובה בלתי־תקינה ("Math extension cannot connect to Restbase.") מהשרת "https://wikimedia.org/api/rest_v1/":): {\displaystyle _{\Mu_\bigodot}} 1.44), הוא יכול לעבור סופרנובה מסוג Ia שבסופה ייווצר כוכב נייטרונים (במקום ננס שחור).