ซากซูเปอร์โนวา ( SNR ) คือโครงสร้างที่เกิดจากการระเบิดของดาวฤกษ์ในปรากฏการณ์ซูเปอร์โนวา ซากซูเปอร์โนวาถูกล้อมรอบด้วยคลื่นกระแทก ที่กำลังขยายตัว ประกอบด้วยวัสดุที่ถูกพุ่งออกมาจากการระเบิดและขยายตัวออกไป รวมถึงวัสดุระหว่างดาวที่ถูกกวาดและกระแทกไปตลอดทาง

มีสองเส้นทางหลักที่นำไปสู่ซูเปอร์โนวา: อย่างแรกคือ ดาวฤกษ์มวลมากอาจหมดเชื้อเพลิง ทำให้ไม่สามารถสร้างพลังงานฟิวชันในแกนกลางได้อีกต่อไป และยุบตัวลงภายใต้แรงโน้มถ่วงของตัวเอง กลายเป็นดาวนิวตรอนหรือหลุมดำหรืออย่างที่สองคือ ดาว แคระขาวอาจดูดกลืนสสารจากดาวคู่หูจนถึงมวลวิกฤตและเกิดการระเบิดของคาร์บอน

ไม่ว่าในกรณีใด การระเบิดซูเปอร์โนวาที่เกิดขึ้นจะขับไล่สสารของดาวฤกษ์ส่วนใหญ่หรือทั้งหมดออกไปด้วยความเร็วสูงถึง 10% ของความเร็วแสง (หรือประมาณ 30,000 กิโลเมตรต่อวินาที) และคลื่นกระแทก ที่รุนแรง จะก่อตัวขึ้นด้านหน้าของสสารที่ถูกพุ่งออกมา ซึ่งจะทำให้พลาสมา ด้านบน ร้อนขึ้นจนมีอุณหภูมิสูงกว่าหลายล้านเคลวิน คลื่นกระแทกจะชะลอตัวลงอย่างต่อเนื่องขณะที่มันกวาดผ่านตัวกลางโดยรอบ แต่สามารถขยายตัวได้ในระยะเวลาหลายร้อยหรือหลายพันปีและหลายสิบพาร์เซกก่อนที่ความเร็วของมันจะลดลงต่ำกว่าความเร็วเสียงในบริเวณนั้น

หนึ่งในซากซูเปอร์โนวาอายุน้อยที่ได้รับการสังเกตอย่างดีที่สุดนั้นเกิดจากSN 1987Aซึ่งเป็นซูเปอร์โนวาในเมฆแมเจลแลนใหญ่ที่สังเกตได้ในเดือนกุมภาพันธ์ พ.ศ. 2530 ซากซูเปอร์โนวาที่รู้จักกันดีอื่นๆ ได้แก่เนบิวลาปู ; ไทโค ซึ่งเป็นซากของSN 1572ตั้งชื่อตามไทโค บราเฮผู้บันทึกความสว่างของการระเบิดครั้งแรก และเคปเลอร์ ซึ่งเป็นซากของSN 1604ตั้งชื่อตามโยฮันเนส เคปเลอร์ซากที่อายุน้อยที่สุดที่รู้จักในทางช้างเผือกคือG1.9+0.3ซึ่งค้นพบในใจกลางกาแล็กซี^{[ 1 ]}

SNR จะผ่านขั้นตอนต่อไปนี้เมื่อขยายตัว: ^{[ 2 ]}

1. การขยายตัวอย่างอิสระของสสารที่ถูกพุ่งออกมา จนกระทั่งพวกมันกวาดเอาสสารรอบดาวฤกษ์หรือ ส สารระหว่างดาวฤกษ์ ที่มีน้ำหนักเท่ากับน้ำหนักของตัวเองมาสะสม กระบวนการนี้อาจกินเวลาหลายสิบปีถึงหลายร้อยปี ขึ้นอยู่กับความหนาแน่นของก๊าซโดยรอบ
2. การกวาดล้างเปลือกของก๊าซรอบดาวฤกษ์และก๊าซระหว่างดาวฤกษ์ที่ได้รับแรงกระแทก นี่คือจุดเริ่มต้นของเฟสเซดอฟ-เทย์เลอร์ ซึ่งสามารถจำลองได้ดีด้วยวิธีการแก้ปัญหาเชิงวิเคราะห์แบบคล้ายตนเอง (ดูคลื่นระเบิดเทย์เลอร์-ฟอน นอยมันน์-เซดอฟ ) การปล่อย รังสีเอกซ์ ที่รุนแรง บ่งชี้ถึงคลื่นกระแทกที่รุนแรงและก๊าซร้อนที่ได้รับแรงกระแทก
3. การเย็นตัวลงของเปลือกนอก ทำให้เกิดเปลือกบางๆ (< 1  พาร์เซก ) ที่มีความหนาแน่นสูง (1 ถึง 100 ล้านอะตอมต่อลูกบาศก์เมตร) ล้อมรอบส่วนภายในที่ร้อน (หลายล้านเคลวิน) นี่คือระยะการกวาดหิมะที่ขับเคลื่อนด้วยความดัน สามารถมองเห็นเปลือกนี้ได้อย่างชัดเจนในแสงที่ปล่อยออกมาจากการรวมตัวกันใหม่ของอะตอมไฮโดรเจนและออกซิเจน ที่แตกตัวเป็นไอออน
4. การเย็นตัวลงของส่วนภายใน เปลือกที่หนาแน่นยังคงขยายตัวต่อไปด้วยแรงส่งของตัวเอง ขั้นตอนนี้เห็นได้ชัดเจนที่สุดจากการปล่อยคลื่นวิทยุจากอะตอมไฮโดรเจนที่เป็นกลาง
5. การรวมตัวกับสสารระหว่างดาวโดยรอบ เมื่อซากซูเปอร์โนวาเคลื่อนที่ช้าลงจนถึงความเร็วของความเร็วแบบสุ่มในสสารโดยรอบ หลังจากผ่านไปประมาณ 30,000 ปี มันจะรวมตัวเข้ากับการไหลแบบปั่นป่วนทั่วไป และถ่ายโอนพลังงานจลน์ที่เหลืออยู่ให้กับความปั่นป่วนนั้น

สสาร ที่ถูกพุ่งออกมาจากซากซูเปอร์โนวา ก่อให้เกิดวัสดุที่ก่อตัวเป็นดาวเคราะห์

ซากซูเปอร์โนวามีสามประเภท:

• มีลักษณะคล้ายเปลือกหอย เช่นแคสซิโอเปีย เอ
• เนบิวลาแบบผสม ซึ่งมีเปลือกหุ้มที่ประกอบด้วยเนบิวลาลมพัลซาร์ ตรงกลาง เช่น G11.2-0.3 หรือ G21.5-0.9
• ซากซูเปอร์โนวาที่มีโครงสร้างผสม (เรียกอีกอย่างว่า "คอมโพสิตความร้อน") ซึ่งมีการปล่อยรังสีเอกซ์ความร้อนตรงกลาง ล้อมรอบด้วยเปลือกคลื่นวิทยุ รังสีเอกซ์ความร้อนส่วนใหญ่มาจากสสารระหว่างดาวที่ถูกกวาดมา มากกว่ามาจากเศษซากซูเปอร์โนวา ตัวอย่างของซากซูเปอร์โนวาประเภทนี้ ได้แก่ ซากซูเปอร์โนวา W28 และ W44 (ที่น่าสับสนคือ W44 ยังมีพัลซาร์และเนบิวลาลมพัลซาร์อยู่ด้วย ดังนั้นจึงเป็นทั้งคอมโพสิต "แบบคลาสสิก" และคอมโพสิตความร้อนในเวลาเดียวกัน)

ซากซูเปอร์โนวา

HBH 3 ​​( กล้องโทรทรรศน์อวกาศสปิตเซอร์ ; 2 สิงหาคม 2561)

G54.1+0.3 (16 พฤศจิกายน 2018)

เศษซากที่สามารถสร้างขึ้นได้เฉพาะจากพลังงานการดีดออกที่สูงกว่าซูเปอร์โนวามาตรฐานอย่างมากเรียกว่าเศษซากไฮเปอร์โนวา ตามชื่อการระเบิด ไฮเปอร์โนวาพลังงานสูงที่สันนิษฐานว่าสร้างเศษซากเหล่านี้ขึ้นมา^{[ 3 ]}

ซากซูเปอร์โนวาถือเป็นแหล่งกำเนิดหลักของรังสีคอสมิกในกาแล็กซี [ ^{4 ] [ 5 ] [ 6 ] การ} เชื่อมโยงระหว่างรังสีคอสมิกและซูเปอร์โนวาได้รับการเสนอครั้งแรกโดยWalter BaadeและFritz Zwickyในปี 1934 Vitaly Ginzburgและ Sergei Syrovatskii ในปี 1964 ตั้งข้อสังเกตว่าหากประสิทธิภาพของการเร่งรังสีคอสมิกในซากซูเปอร์โนวาอยู่ที่ประมาณ 10 เปอร์เซ็นต์ การสูญเสียรังสีคอสมิกของทางช้างเผือกก็จะได้รับการชดเชย สมมติฐานนี้ได้รับการสนับสนุนโดยกลไกเฉพาะ "การเร่งคลื่นกระแทก" ซึ่งอิงตามแนวคิดของEnrico Fermi ซึ่งยังอยู่ระหว่างการพัฒนา ^{[ 7 ]}

ในปี พ.ศ. 2492 เฟอร์มิได้เสนอแบบจำลองสำหรับการเร่งความเร็วของรังสีคอสมิกผ่านการชนกันของอนุภาคกับเมฆแม่เหล็กในตัวกลางระหว่างดาว [ ^{8 ] กระบวนการ}นี้เรียกว่า " กลไกเฟอร์มิ อันดับสอง " ซึ่งเพิ่มพลังงานของอนุภาคในระหว่างการชนกันแบบตรงๆ ส่งผลให้พลังงานเพิ่มขึ้นอย่างต่อเนื่อง แบบจำลองการเร่งความเร็วของเฟอร์มิในภายหลังได้รับการเสนอโดยแนวหน้าคลื่นกระแทกอันทรงพลังที่เคลื่อนที่ผ่านอวกาศ อนุภาคที่ข้ามแนวหน้าคลื่นกระแทกซ้ำๆ สามารถได้รับพลังงานจำนวนมาก ซึ่งต่อมากลายเป็นที่รู้จักในชื่อ "กลไกเฟอร์มิอันดับแรก" ^{[ 9 ]}

ซากซูเปอร์โนวาสามารถให้คลื่นกระแทกพลังงานสูงที่จำเป็นต่อการสร้างรังสีคอสมิกพลังงานสูงยิ่งยวด การสังเกตการณ์ ซาก SN 1006ในรังสีเอ็กซ์แสดงให้เห็นการปล่อยซินโครตรอนที่สอดคล้องกับการเป็นแหล่งกำเนิดรังสีคอสมิก^{[ 4 ]}อย่างไรก็ตาม สำหรับพลังงานที่สูงกว่าประมาณ 10 ¹⁸ eV จำเป็นต้องใช้กลไกที่แตกต่างออกไป เนื่องจากซากซูเปอร์โนวาไม่สามารถให้พลังงานที่เพียงพอได้^{[ 9 ]}

ยังไม่ชัดเจนว่าซากซูเปอร์โนวาเร่งรังสีคอสมิกให้มีพลังงานระดับ PeV หรือไม่^{[ 10 ]}กล้องโทรทรรศน์CTA ในอนาคต จะช่วยตอบคำถามนี้ได้

วิกิมีเดียคอมมอนส์มีสื่อที่เกี่ยวข้องกับซากซูเปอร์โนวา

• แคตตาล็อกซูเปอร์โนวาที่เหลืออยู่ในกาแล็กซี (DA Green, มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์)
• การสังเกตการณ์ซากซูเปอร์โนวาโดยกล้องโทรทรรศน์อวกาศจันทรา: แคตตาล็อกอัลบั้มภาพ ภาพที่คัดเลือก
• ภาพถ่ายจาก 2MASS ของซากซูเปอร์โนวา
• NASA: บทนำเกี่ยวกับซากซูเปอร์โนวา ( เก็บถาวรเมื่อ 11 มีนาคม 2007 ที่Wayback Machine)
• โครงการ Imagine ของ NASA: ซากซูเปอร์โนวา
• ชีวิตหลังความตายของซูเปอร์โนวาบน UniverseToday.com
• ซากซูเปอร์โนวาบน arxiv.org
• ซากซูเปอร์โนวา (SEDS)