- ZŠ - základní škola(vhodné pro žáky základních škol)
- SŠ - střední škola(vhodné pro studenty středních škol)
- VŠ - vysoká škola(rozšířené informace pro studenty vysokých škol)
- bez omezení
Tato funkce je na stránkách Astronomia nová a texty zatím nejsou označené obtížností...
- Otázky nejsou bohužel zadané...zkuste jiný projekt.
Tato funkce je na stránkách Astronomia nová, testové otázky jsou přidávány postupně...
Zbytky supernovy
Zbytky supernovy (Supernova Remnants – SNR) je rozpínající se emisní mlhovina přibližně kulového tvaru tvořená plynem, který byl odvržen při výbuchu supernovy. Tento plyn se pohybuje rychlostí několik tisíc km.s-1. Při pohybu mezihvězdným prostorem se sráží s plynem, přičemž vzniká rázová vlna. Tato vlna má za následek zahřátí plynů na několik miliónů kelvinů.
Původní hvězda v centrální oblasti je buď výbuchem roztrhána, nebo zůstává v centru v podobě neutronové hvězdy (pulsar), případně černé díry.
Při výbuchu supernovy je do mezihvězdného prostoru odvrženo velké množství těžkých prvků, které byly vytvořeny během vývoje samotné velmi hmotné hvězdy nebo při jejím výbuchu. V různých oblastech zbytků supernovy nalézáme husté oblasti s výraznou převahou jednoho z těchto prvků. Tyto husté oblasti pochází z původní hvězdy a podle převládajícího prvku můžeme určit jejich původní umístění v nitru hvězdy.
Charakter zbytků supernov je určen jejich stářím a hustotou okolního mezihvězdného plynu.
Spektrum
Přibližně po šesti měsících po maximu klesá hustota a spektru začnou dominovat nebulární emisní čáry. Přesto zde existují rozdíly typů supernov I a II. V nebulární fázi jsou případy zbytků supernov s vodíkovými čarami, které jsou blízko světelného maxima. Někdy jsou zde přítomny Balmerovy emisní čáry [O I], obzvláště dublet λ= 630 nm, λ = 636,4 nm stejně jako vlnové délky vodíku a povolené a zakázané čáry Ca II. Dále jsou i takové, kde dominují emisní čáry vodíku, vápníku a slaběji náznak kyslíku.
U typu I byly dokázány rozdíly nebulárního spektra. Typ Ia má překrývající emisní čáry [Fe II], [Fe III] a pravděpodobně [Co III] s absorpcí Ca II, ale bez zřejmé přítomnosti čar kyslíku. Typ Ib má silné čáry [O I] (dublet λ = 630,0 nm, λ = 636,4 nm) stejně jako čáry vápníku a emise Mg I (λ = 456,2 nm). Avšak stále ještě chybí způsob rozlišení typů Ic od Ib v nebulární fázi.
 | |
 | |
 | |
 |
