بقايا مستعر أعظم

بقايا المستعر الأعظم هي البنية الناتجة عن انفجار نجم في مستعر أعظم . تُحاط هذه البقايا بموجة صدمية متوسعة ، وتتكون من مادة مقذوفة تتوسع من الانفجار، بالإضافة إلى المادة بين النجمية التي تجرفها وتصدمها في طريقها.

هناك مساران شائعان لحدوث المستعر الأعظم: إما أن ينفد وقود نجم ضخم، ويتوقف عن توليد طاقة الاندماج في نواته، وينهار إلى الداخل تحت تأثير جاذبيته الخاصة ليشكل نجمًا نيوترونيًا أو ثقبًا أسود ؛ أو أن يقوم نجم قزم أبيض بتراكم المواد من نجم مرافق حتى يصل إلى كتلة حرجة ويخضع لانفجار كربوني .

في كلتا الحالتين، يؤدي انفجار المستعر الأعظم الناتج إلى طرد جزء كبير أو كل المادة النجمية بسرعات تصل إلى 10% من سرعة الضوء (أو ما يقرب من 30000 كم/ث) وتتشكل موجة صدمية  قوية أمام المقذوفات تعمل على تسخين البلازما في اتجاه التيار إلى درجات حرارة أعلى بكثير من ملايين الكلفن. تتباطأ الصدمة باستمرار أثناء اجتياحها للوسط المحيط، ولكنها يمكن أن تتوسع على مدى مئات أو آلاف السنين وعشرات الفراسخ الفلكية قبل أن تنخفض سرعتها إلى ما دون سرعة الصوت المحلية. 

تشكلت إحدى أفضل بقايا المستعرات العظمى الشابة المرصودة من المستعر الأعظم SN 1987A ، الذي رُصد في سحابة ماجلان الكبرى في فبراير 1987. ومن بين بقايا المستعرات العظمى الأخرى المعروفة سديم السرطان ؛ وتيكو، وهو بقايا المستعر الأعظم SN 1572 ، الذي سُمي تيمنًا بتيكو براهي ، الذي سجل سطوع انفجاره الأصلي؛ وكبلر، وهو بقايا المستعر الأعظم SN 1604 ، الذي سُمي تيمنًا بيوهانس كبلر . أما أصغر بقايا معروفة في مجرة ​​درب التبانة فهي G1.9+0.3 ، التي اكتُشفت في مركز المجرة . ^{[ 1 ]}

تمر بقايا الإشارة بالمراحل التالية أثناء تمددها: ^{[ 2 ]}

1. تتمدد المقذوفات بحرية حتى تجرف وزنها في الوسط المحيط بالنجم أو بين النجوم . وقد يستغرق هذا الأمر من عشرات إلى بضع مئات من السنين، اعتمادًا على كثافة الغاز المحيط.
2. اكتساح غلاف من الغاز المحيط بالنجم والغاز بين النجوم المتأثر بالصدمة. تبدأ بذلك مرحلة سيدوف-تايلور، والتي يمكن نمذجتها بدقة باستخدام حل تحليلي ذاتي التشابه (انظر موجة الصدمة تايلور-فون نيومان-سيدوف ). يشير انبعاث الأشعة السينية القوي إلى موجات الصدمة القوية والغاز الساخن المتأثر بالصدمة.
3. يبرد الغلاف الخارجي ليشكل غلافًا رقيقًا (أقل من  1 فرسخ فلكي ) وكثيفًا (من مليون إلى 100 مليون ذرة لكل متر مكعب) يحيط بالداخل الساخن (بضعة ملايين كلفن). هذه هي مرحلة "جرافة الثلج" المدفوعة بالضغط. ويمكن رؤية الغلاف بوضوح في الانبعاث الضوئي الناتج عن إعادة اتحاد ذرات الهيدروجين والأكسجين المتأينة .   
4. تبريد الجزء الداخلي. يستمر الغلاف الكثيف في التمدد بفعل زخمه الذاتي. وتُرى هذه المرحلة بوضوح في الانبعاثات الراديوية من ذرات الهيدروجين المتعادلة.
5. الاندماج مع الوسط بين النجوم المحيط. عندما تتباطأ بقايا المستعر الأعظم إلى سرعة السرعات العشوائية في الوسط المحيط، بعد حوالي 30000 عام، ستندمج في التدفق المضطرب العام، مساهمةً بطاقتها الحركية المتبقية في الاضطراب.

بقايا المستعر الأعظم التي تنتج مواد تكوين الكواكب

هناك ثلاثة أنواع من بقايا المستعرات العظمى:

• تشبه الصدفة، مثل كاسيوبيا أ
• مركب، حيث يحتوي الغلاف على سديم رياح نابض مركزي ، مثل G11.2-0.3 أو G21.5-0.9.
• بقايا ذات شكل مختلط (تُسمى أيضًا "مركبة حرارية")، حيث يُلاحظ انبعاث مركزي للأشعة السينية الحرارية، مُحاط بغلاف راديوي. تنبعث الأشعة السينية الحرارية في المقام الأول من مواد بين النجوم المكنوسة، وليس من مقذوفات المستعرات العظمى. من أمثلة هذه الفئة بقايا المستعرات العظمى W28 وW44. (ومن المثير للالتباس أن W44 تحتوي أيضًا على نجم نابض وسديم رياح نجم نابض؛ لذا فهي في الوقت نفسه مركبة "كلاسيكية" ومركبة حرارية).

بقايا المستعر الأعظم

HBH 3 ​​( تلسكوب سبيتزر الفضائي ؛ 2 أغسطس 2018)

G54.1+0.3 (16 نوفمبر 2018)

تُسمى البقايا التي لا يمكن أن تتكون إلا من خلال طاقات قذف أعلى بكثير من طاقة المستعر الأعظم القياسي ببقايا المستعر الأعظم الفائق، نسبةً إلى انفجار المستعر الأعظم الفائق عالي الطاقة الذي يُفترض أنه تسبب في تكوينها. ^{[ 3 ]}

تُعتبر بقايا المستعرات العظمى المصدر الرئيسي للأشعة الكونية المجرية . ^{[ 4 ] [ 5 ] [ 6 ]} وقد اقترح والتر باد وفريتز زويكي لأول مرة وجود صلة بين الأشعة الكونية والمستعرات العظمى عام 1934. وفي عام 1964، لاحظ فيتالي جينزبورغ وسيرجي سيروفاتسكي أنه إذا بلغت كفاءة تسارع الأشعة الكونية في بقايا المستعرات العظمى حوالي 10%، فإن ذلك يُعوض فقدان الأشعة الكونية في مجرة ​​درب التبانة. وتدعم هذه الفرضية آلية محددة، هي "تسارع الموجة الصدمية"، والمستندة إلى أفكار إنريكو فيرمي ، والتي لا تزال قيد التطوير. ^{[ 7 ]}

في عام ١٩٤٩، اقترح فيرمي نموذجًا لتسارع الأشعة الكونية من خلال تصادم الجسيمات مع السحب المغناطيسية في الوسط بين النجوم . ^{[ ٨ ]} تُعرف هذه العملية باسم " آلية فيرمي من الدرجة الثانية "، وتزيد من طاقة الجسيمات أثناء التصادمات المباشرة، مما يؤدي إلى زيادة مطردة في الطاقة. لاحقًا، طُرح نموذج لتسارع فيرمي يعتمد على جبهة صدمية قوية تتحرك عبر الفضاء. يمكن للجسيمات التي تعبر جبهة الصدمة بشكل متكرر أن تكتسب طاقة كبيرة. عُرف هذا النموذج باسم "آلية فيرمي من الدرجة الأولى". ^{[ ٩ ]}

يمكن أن توفر بقايا المستعرات العظمى جبهات الصدمة عالية الطاقة اللازمة لتوليد الأشعة الكونية فائقة الطاقة. وقد أظهرت عمليات رصد بقايا المستعر الأعظم SN 1006 في نطاق الأشعة السينية انبعاثًا سنكروترونيًا يتوافق مع كونها مصدرًا للأشعة الكونية. ^{[ 4 ]} ومع ذلك، بالنسبة للطاقات التي تزيد عن 10 ^{^18} إلكترون فولت تقريبًا، يلزم وجود آلية مختلفة، حيث لا تستطيع بقايا المستعرات العظمى توفير طاقة كافية. ^{[ 9 ]}

لا يزال من غير الواضح ما إذا كانت بقايا المستعرات العظمى تُسرّع الأشعة الكونية إلى طاقات تصل إلى بيتا إلكترون فولت. ^{[ 10 ]} سيساعد تلسكوب CTA المستقبلي في الإجابة على هذا السؤال.

• فهرس بقايا المستعرات العظمى المجرية (دي إيه غرين، جامعة كامبريدج)
• رصد تشاندرا لبقايا المستعرات العظمى: فهرس ، ألبوم صور ، مختارات
• صور 2MASS لبقايا المستعرات العظمى
• ناسا: مقدمة عن بقايا المستعرات العظمى ( مؤرشفة بتاريخ 11 مارس 2007 في أرشيف الإنترنت )
• صورة ناسا: بقايا المستعر الأعظم
• الحياة بعد انفجار مستعر أعظم على موقع UniverseToday.com
• بقايا المستعر الأعظم على موقع arxiv.org
• بقايا المستعر الأعظم ، SEDS