超新星遺蹟

超新星遺蹟根據形態，可以大致分為三類：殼層型（S型）、實心型（F型或Plerionic，又稱類蟹狀星雲型）和複合型（C型） ^[1]  ，三類超新星遺蹟中發生的物理過程有很大不同。某些超新星遺蹟兼具不同類型的特點，如SS433所處的超新星遺蹟W50（G39.7-2.0），因此在分類上具有很大的不確定性。

大多數超新星遺蹟具有絲狀的亮雲或殼層。根據自行和視向速度得知，絲狀物都沿徑向向外膨脹，不同的絲狀物有不同的膨脹速度﹐例如仙后座A內就有快速運動（6﹐000公里/秒）和慢速運動（30公里/秒）的絲狀物。觀測絲狀物的光譜可得到其密度、温度和化學組成等資料。

各種射電波段上的亮温度分佈觀測表明，超新星遺蹟都具有殼層結構，即源的外層輻射強，向內迅速減弱。普遍認為其輻射性質是相對論性電子的同步加速輻射。1960年，什克洛夫斯基首先根據這種非熱輻射機制指出，超新星遺蹟的表面亮度Σ和直徑d間存在著Σd的演化關係（是負值常數，有人取為-4.0），並準確地預言了仙后座A射電源流量密度隨時間遞減的規律。超新星遺蹟的輻射是偏振的，但偏振度不大，對應的磁場強度一般在10～10高斯的量級上。表徵射電流量密度S 隨頻率變化S的射電頻譜指數α 一般在 0.12～0.8之間，平均為0.5。

一般都採用沃爾哲的流體動力學模型，它分為四個階段：

自由膨脹相：這是初始階段，超新星拋出殼層的質量M 遠大於它膨脹時衝擊波所掃過的星際物質的質量，拋出殼層勻速向外膨脹，星際物質被壓縮，温度升高。

絕熱相：當M <<它膨脹時衝擊波所掃過的星際物質的質量時，衝擊波絕熱地向外擴張，輻射損失可以忽略，系統的能量守恆。衝擊波及其後面氣體的運動規律，可用流體力學中著名的謝多夫相似解來描述。

輻射損失的能量大於超新星爆發初始能量的一半時，即進入輻射相。此時，輻射損失已變為主要的，氣體迅速冷卻，但仍假定氣體的徑向動量守恆。

消失相：這是超新星遺蹟的消失階段，氣體膨脹速度已經很小，當速度降到和星際氣體的不規則速度同量級(10公里/秒)時，就消失於星際物質之中。

目前所發現的超新星遺蹟絕大部分是處於絕熱相階段，而處於後兩個階段的遺蹟還未發現。

統計表明，從銀心到26﹐000光年以內，線直徑小於98光年的超新星遺蹟面密度近似一常數（每千萬平方光年約0.5個）。離銀心26﹐000光年以外，其面密度迅速下降；到33﹐000光年時，下降到上述常數值的一半。離銀心52﹐000光年以外就沒有超新星遺蹟了。另外，這種遺蹟有明顯地集中於銀道面的傾向，離銀心愈近，旋臂上容易出現超新星遺蹟。遺蹟的分佈和銀河系星族I恆星的分佈類似。這使許多研究者認為，超新星爆發前的星體多數是屬於星族I的恆星。

距離地球約1萬光年、延展直徑約180光年的一個弱射電超新星遺蹟最近被中科院國家天文台研究人員發現。這個天體被命名為SNR G108.2—0.6，是迄今為止已知射電錶面亮度最弱的6顆遺蹟之一，這也是我國學者首次發現此類天體。

儘管我國古代有許多著名的超新星觀測記錄，但是對於更早於人類有文字記錄歷史而發生的超新星事件，只有通過光學波段以外手段，探測超新星遺蹟來發現。

為了證實此項發現，國家天文台研究人員通過國際合作，使用了高分辨率和靈敏度的新的國際銀道面射電巡天觀測數據，並結合紅外、光學和X射線等多波段天文數據進行了分析驗證。

超新星遺蹟具有極其重要的研究價值。它很可能是銀河系中神秘的超高能宇宙射線的起源地，它常與銀河系中孕育新恆星的大質量星雲相關，並與宇宙中非常奇妙的天體脈衝星/中子星有緊密的物理聯繫，同時它還是研究銀河系演化必不可少的對象。當前，關於超新星遺蹟數量，實際觀測和理論預測有非常大的差距，這種差距，也引起天文物理學家們極大的探索興趣。

實心型和複合型超新星遺蹟都可以視作是由Ⅱ型超新星爆發產生的，其中心緻密源是引力塌縮形成的，外部是否存在殼層主要取決於星際介質的密度 ^[2]  。觀測發現，第谷超新星遺蹟和開普勒超新星殼層裏都具有很強的中性氫巴耳末線系，證明它們是由Ⅰa型超新星爆發，即白矮星的熱核爆炸產生的。

超新星遺蹟的演化涉及到的過程非常複雜，還沒有嚴格和普遍適用的理論模型。

人眼視線很容易會迷失在這個名為“意大利麪星雲”的繁複絲狀結構裏，在這個分別被編號為Simeis 147和Sh2-240的超新星遺蹟之內，光亮的雲氣絲涵蓋了接近3度（6個滿月）的天區。以它的估計距離3,000光年來換算，這相當於150光年寬的區域。這幅清晰的組合影像綜合了透過多個窄波段濾鏡拍攝的影像數據，突顯了來自氧原子的輻射。這個超新星遺蹟的年齡估計約為40,000 年。不斷擴張的殘骸並非這次天體爆炸事件的唯一殘留物，部份原始的恆星核心也會存留下來，成為一顆表現為脈衝星的快速自轉中子星。 ^[3]