초신성 잔해, 성운은 초신성 뒤에 남았다. 별이 폭발적으로 퍼져 나가는 잔해에서 별이 질량의 대부분을 방출하는 화려한 폭발. 폭발의 가장 밝은 단계에서 팽창하는 구름은 지난 3 백만 년 동안 태양이했던 것처럼 하루에 많은 양의 에너지를 방출합니다. 이러한 폭발은 대략 50 년마다 큰 은하계에서 발생합니다. 그들은 은하계에서 덜 빈번하게 관찰되었습니다. 왜냐하면 대부분은 가려진 먼지 구름에 의해 숨겨져 있기 때문입니다. 은하 초신성은 루푸스에서 1006 년, 황소 자리에서 1054 년, 카시오페이아에서 1572 년 (Tycho의 신성, 관찰자 Tycho Brahe의 이름을 따서 명명 됨), 그리고 1604 년에는 케플러의 신성 (Seplens)이라고 불리는 Serpens에서 발견되었습니다. 낮에는 별이 충분히 밝아졌습니다. 1604 년 이후 발생한 유일한 육안 초신성은 남반구에서만 볼 수있는 대 마젤란운 (은하계에 가장 가까운 은하)의 초신성 1987A였다. 1987 년 2 월 23 일, 파란색 초거성 별이 밤에는 점차 3 배가되어 밝아졌으며, 이후 과학자들이 이용할 수있는 모든 파장 대역에서 추적되었습니다. 스펙트럼은 초당 12,000km에서 수소 라인이 팽창 한 후 오랜 시간 동안 천천히 감소하는 것으로 나타났습니다. 270 개의 알려진 초신성 잔해가 있으며, 거의 모두 강력한 무선 방출로 관측되어 은하의 가려진 먼지를 뚫을 수 있습니다.
초신성 잔해는 은하의 구조에 매우 중요합니다. 그들은 자성 난류와 그들이 생성하는 격렬한 충격에 의해 성간 가스를 가열하는 주요 원천입니다. 그들은 산소에서 가장 무거운 원소의 주요 공급원입니다. 폭발하는 거대한 별이 여전히 그것이 형성되는 분자 구름 안에 있다면, 팽창하는 잔존물은 주변 성간 가스를 압축하고 후속 별 형성을 유발할 수있다. 잔재 (10 개)에 에너지를 가진 물질 방출 감마선 광자의 필라멘트를 생성 강한 충격파 포함 (14) (10)로부터 전자 볼트 가속 전자 및 우주선 에너지에 원자핵 최대 9 내지 10까지 15 전자 볼트 당 입자. 태양 근처에서,이 우주 광선은 은하계에서 별빛만큼 입방 미터당 많은 양의 에너지를 운반하며, 비행기 위의 수천 광년까지 운반합니다.
초신성 잔해로부터의 많은 방사선은 싱크로트론 방사선이며, 이것은 거의 광속에서 자기장에서 전자가 나선형으로 생성됩니다. 이 방사선은 저속으로 이동하는 전자의 방출과는 크게 다릅니다. (1) 순방향으로 강하게 집중되어 있고, (2) 전자 주파수에 따라 평균 주파수가 증가하면서 넓은 주파수 범위에 걸쳐 퍼져 있으며, (3) 고 편광. 다양한 에너지를 가진 전자는 라디오에서 적외선, 광학, 자외선, X- 및 감마선까지 모든 파장에서 방사선을 생성합니다.
약 50 개의 초신성 잔해에는 이전 거대한 별의 회전 중성자 별 잔재 인 펄서가 포함되어 있습니다. 그 이름은 등대에서 나온 빔과 유사하게 관찰자를 지나서 지나가는 좁은 빔의 공간으로 전파되는 지나치게 규칙적으로 펄스 된 방사선에서 비롯됩니다. 대부분의 초신성 잔해에 눈에 보이는 펄서가 포함되지 않은 데에는 몇 가지 이유가 있습니다. 어쩌면 원래의 펄서가 비대칭 폭발로 인한 반동이 있었거나 초신성이 펄서 대신 블랙홀을 형성했거나 회전하는 펄서의 빔이 태양계를 지나치지 않아서 방출 된 것 같습니다.
초신성 잔해는 확장되면서 4 단계로 진화합니다. 처음에 그들은 너무 심하게 팽창하여 단순히 이전의 성간 물질을 모두 쓸어 버리고 마치 진공으로 팽창하는 것처럼 행동합니다. 폭발에 의해 수백만 켈빈으로 가열 된 충격 가스는 에너지를 잘 방출하지 않으며 X- 선에서만 쉽게 볼 수 있습니다. 이 단계는 일반적으로 수백 년 동안 지속되며 그 후에 껍질의 반경은 약 10 광년입니다. 팽창이 일어나면 에너지가 거의 손실되지 않지만 같은 에너지가 더 큰 부피로 퍼져 온도가 내려갑니다. 낮은 온도는 더 많은 방출을 선호하며, 두 번째 단계에서 초신성 잔해는 가장 바깥 쪽의 가장 차가운 층에서 에너지를 방출합니다. 이 단계는 수천 년 지속될 수 있습니다. 세 번째 단계는 껍질이 그 자체와 비슷하거나 더 큰 성간 물질을 휩쓸고 난 후에 발생합니다. 그때까지 팽창은 실질적으로 둔화되었다. 대부분 바깥 쪽 가장자리에있는 조밀 한 물질은 수십만 년 동안 남아있는 에너지를 방출합니다. 초신성 잔해 내의 압력이 잔해 외부의 성간 매체의 압력과 비교 될 때 최종 단계에 도달하여 잔존물이 그 고유 한 정체성을 잃는다. 팽창의 후기 단계에서, 은하의 자기장은 약 팽창 가스의 운동을 결정하는데 중요하다. 대량의 물질이 국부 성간 매체와 합쳐진 후에도 국부적으로 관찰 가능한 부드러운 X- 선 (즉, 수백 전자 볼트의 것)을 생성하는 매우 뜨거운 가스 영역이 남아있을 수 있습니다.
최근에 관측 된 은하 초신성은 위에 제시된 진화의 첫 단계에있다. 케플러 (Kepler)와 티코 (Tycho)의 신성 (Novoes) 현장에는 구름이 무겁게 존재하며, 남아있는 광학 물체는 눈에 띄지 않는 빛나는 가스 매듭입니다. 카시오페이아 (Cassiopeia)의 티코 (Tycho)의 신성 근처에는 또 다른 초신성 폭발의 잔해 인 것처럼 보이는 광학적으로 무의미한 위습이있다. 그러나 전파 망원경의 경우 상황이 크게 다릅니다. 카시오페아 잔존물은 전체 하늘에서 가장 강력한 전파 원입니다. 카시오페이아 A (Cassiopeia A)라고 불리는이 잔존물에 대한 연구에 따르면 약 1680 년에 먼지가 가려져 관측자들이 놓친 초신성 폭발이 발생했다.
