초신성잔해: 두 판 사이의 차이
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[[파일:Supernova remnant E0102-72.jpg|thumb|250px|right|소마젤란 은하의 초신성 잔해 [[E0102-72]]. 푸른색은 엑스선, 녹색은 가시광선, 적색은 전파 대역에서 촬영한 뒤 합성.]]
[[파일:Sig06-030.jpg|thumb|250px|right|대마젤란 은하의 초신성 잔해 [[N49]]]]
'''초신성잔해'''(超新星殘骸, Supernova remnant, 일명 SNR)<ref>한국천문학회 편, 《천문학용어집》 291쪽 우단 20째줄</ref> 는 초신성에서 별의 거대한 폭발 후에 만들어지는 구조이다. 초신성 잔해는 팽창하는 충격파에 둘러싸여 있으며, 폭발로 팽창하면서 분출되는 물질과 충격파를 따라 쓸고 가는 내부 물질로 구성되어 있다.
초신성이 생기는 방법에는 일반적으로 두 가지가 있다. 큰 질량의 별이 연료를 다 소진하여 핵으로부터 핵융합 에너지를 만들어 내지 못하고 자신의 중력의 힘으로 내부로 붕괴하며 중성자별이나 블랙홀이 되는 경우와, 백색 왜성이 동반성으로부터 물질을 축적하여 임계질량에 도달하여 열적 핵폭발을 하는 경우가 있다.
어떤 경우든, 위 결과로 생기는 초신성 폭발은 대부분 또는 모든 성간 물질을 크게는 광속의 10%에 달하는 속도인 약 30,000
그것은 주위 물질를 쓸어 충격이 지속적으로 아래로 시간이 지남에 따라 저하하지만 그 속도가 로컬 사운드 속도 아래로 떨어지기 전에 수 십 만년동안, 수 만 파섹에 걸쳐 확장 할 수 있다.
가장 잘 관찰되는 젊은 초신성 잔해는 1987년에 발견된 마젤란 성운의 초신성 SN 1987A에 의해 생성되었다. 그 외에 잘 알려진 초신성 잔해들로는 1572년 폭발의 밝기를 기록한 티코 브라헤의 이름이 붙여진 SN 1572(타이코 초신성)와 케플러의 이름이 붙여진 SN 1604(케플러 초신성)에 포함된 것들이 있다.
[단계 요약]
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1. 분출물은 그들이 별 주위 또는 성간 물질에 자신의 중량을 휩쓸 때 까지 자유롭게 확장한다. 이는 주위를 둘러싸고 있는 기체의 밀도에 의해 수십에서 수 백년동안 지속할 수 있다.
2. 별 주위 성간 가스 충격의 껍질의 연소. 이는 도프 테일러 위상을 시작하는데, 이는 자신과 유사한 분석 솔루션으로 모델링 할 수 있다. 강력한 X-선 방출은 강한 충격파와 뜨거운 충격 가스를 추적한다.
3. 뜨거운 내부를 둘러싸고있는 얇고(<1pc) 높은 밀도(1 세제곱 미터 당 백만~1억 개의 원자)의 껍질을 형성하기 위해 껍질 냉각. 이는 압력 중심의 제설의 단계이다.
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== 주석 ==
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== 바깥 고리 ==
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