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. 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.Vývoj
Rané stádium
Zbytky supernov mladší než 1 000 let můžeme rozdělit do dvou hlavních kategorií:
Zbytky supernov typu Ia
Ia jsou jednoduché zbytky supernov téměř kulového tvaru s obálkou zářící v rentgenové a radiové části spektra. Příkladem jsou zbytky supernov zaznamenané Číňany v roce 1006 nebo T. Brahem
v roce 1572. Čtyři zbytky supernov stejného typu jsou známé ve Velkém Magellanově mračnu. Hmota odvržená supernovou díky expanzi velmi rychle chladne a stává se extrémně chladným , téměř neutrálním plynem rozpínajícím se rychlostí několika tisíc km/s do mezihvězdného prostoru. U jedné z pozorovaných supernov byla naměřena rychlost přibližně 4 000 km/s. Když se supernovou odvržený plyn srazí s mezihvězdnou hmotou při vysoké rychlosti překračující rychlost zvuku, vznikne rázová vlna, které začne formovat mezihvězdný plyn, ale zároveň vzniká rázová vlna opačně orientovaná, která ovlivňuje plyn odvržený supernovou. Rázová vlna stlačuje mezihvězdnou hmotu a odvržený plyn a zahřívá je na teplotu úměrnou kµv2, kde k je konstanta úměrnosti (~10), µ je střední atomová hmotnost stlačovaného plynu a v je rychlost stlačování v km/s. V této chvíli se zbytky supernov skládají z chladné, rychle se rozpínající vnitřní oblasti obklopené obálkou odvržené hmoty, kterou obklopuje obálka stlačovaného mezihvězdného plynu. Stlačování odvržené a mezihvězdné hmoty není absolutně vyrovnané, a tak mezi nimi vzniká oblast, která je rozděluje na dvě části.
Zbytky supernov typu Ia jsou málo jasné ve viditelném oboru. Mají pouze jakési tenké vlákno podél okrajových oblastí ve viditelném oboru spektra. Významná jsou emisní optická spektra s existencí Balmerovy série vodíku. Toto je v ostrém kontrastu s obvyklým spektrem fotoionizace nebo rázovou vlnou excitovanou mlhovinou, kde dominují zakázané čáry [OI], [OII] a [OIII]. Rázové vlny typu Ia mají velkou rychlost a ochlazování zářením zde není příliš podstatné. Pokud se rázová vlna setká s částečně neutrální hmotou , má vodík v této oblasti 20% šanci být excitován a produkovat Halfa foton před vlastní ionizací. To může také zapříčinit nábojovou výměnu s iontem ve stlačovaném plynu. Tak se Halfa čára skládá z úzké a široké složky. Příkladem je u Tychonových zbytku supernovy úzká složka o rychlosti 44 km/s (rychlost plynu před rázovou vlnou) a široká složka 1 900 km/s (rychlost iontů v rázové vlně). Tyto čáry lze použít pro měření rychlosti rázové vlny a fyzikálních procesů s ní spjatých. Rychlost rázové vlny známých zbytků supernov typu Ia je v mezích 500 - 2 300 km/s.
v roce 1572. Čtyři zbytky supernov stejného typu jsou známé ve Velkém Magellanově mračnu. Hmota odvržená supernovou díky expanzi velmi rychle chladne a stává se extrémně chladným , téměř neutrálním plynem rozpínajícím se rychlostí několika tisíc km/s do mezihvězdného prostoru. U jedné z pozorovaných supernov byla naměřena rychlost přibližně 4 000 km/s. Když se supernovou odvržený plyn srazí s mezihvězdnou hmotou při vysoké rychlosti překračující rychlost zvuku, vznikne rázová vlna, které začne formovat mezihvězdný plyn, ale zároveň vzniká rázová vlna opačně orientovaná, která ovlivňuje plyn odvržený supernovou. Rázová vlna stlačuje mezihvězdnou hmotu a odvržený plyn a zahřívá je na teplotu úměrnou kµv2, kde k je konstanta úměrnosti (~10), µ je střední atomová hmotnost stlačovaného plynu a v je rychlost stlačování v km/s. V této chvíli se zbytky supernov skládají z chladné, rychle se rozpínající vnitřní oblasti obklopené obálkou odvržené hmoty, kterou obklopuje obálka stlačovaného mezihvězdného plynu. Stlačování odvržené a mezihvězdné hmoty není absolutně vyrovnané, a tak mezi nimi vzniká oblast, která je rozděluje na dvě části.Zbytky supernov typu Ia jsou málo jasné ve viditelném oboru. Mají pouze jakési tenké vlákno podél okrajových oblastí ve viditelném oboru spektra. Významná jsou emisní optická spektra s existencí Balmerovy série vodíku. Toto je v ostrém kontrastu s obvyklým spektrem fotoionizace nebo rázovou vlnou excitovanou mlhovinou, kde dominují zakázané čáry [OI], [OII] a [OIII]. Rázové vlny typu Ia mají velkou rychlost a ochlazování zářením zde není příliš podstatné. Pokud se rázová vlna setká s částečně neutrální hmotou , má vodík v této oblasti 20% šanci být excitován a produkovat Halfa foton před vlastní ionizací. To může také zapříčinit nábojovou výměnu s iontem ve stlačovaném plynu. Tak se Halfa čára skládá z úzké a široké složky. Příkladem je u Tychonových zbytku supernovy úzká složka o rychlosti 44 km/s (rychlost plynu před rázovou vlnou) a široká složka 1 900 km/s (rychlost iontů v rázové vlně). Tyto čáry lze použít pro měření rychlosti rázové vlny a fyzikálních procesů s ní spjatých. Rychlost rázové vlny známých zbytků supernov typu Ia je v mezích 500 - 2 300 km/s.
Zbytky supernov typu II, Ib a Ic
V některých mladých zbytcích supernov jsou viditelné zbytky jádra supernovy. Jsou to shluky hmoty bez přítomnosti vodíku a helia. Jako produkty hmotných hvězd se tyto zbytky supernov často vyskytují uvnitř nebo blízko hustého molekulového mračna. Utváření zbytků supernovy může být komplikováno interakcí s prachem, který je zakrývá. Nejlepším případem tohoto typu zbytků supernov je Cas A (Cassiopea A - typ II). Podobně jako typ Ia mají tyto zbytky supernov bohaté na kyslík tvar ovlivněný rázovou vlnou. Supernova odvrhla hmotu s hmotností několika hmotností Slunce, která podstoupila jaderné přeměny. V některých případech je odvržena i hmota, která ještě nebyla zpracována (jadernou reakcí). Radiová i rentgenová emise stlačované obálky je velice jasná a koncentruje se v malých hloučcích (zhustcích). Rentgenová, optická a radiová spektra stlačované obálky jsou spojitá ve velkém rozsahu, ale jednotlivé shluky nevypadají stejně jako shluky o jiných vlnových délkách. Je zde velmi pravděpodobné shlukování podobně jako u Rayleigh-Taylorovy nestability.Pozdní stádium
Poté, co SNR vymete více mezihvězdného plynu než je hmotnost odvrženého plynu, není již důležitý charakter exploze. Vývoj a vzhled SNR určuje energie exploze a hustota okolního materiálu. Asi po několika tisících letech není možno již rozeznat původ zbytků supernovy. Rozpínání vlny výbuchu ve stejnorodém prostředí popisuje Sedovovo-Taylorovo řešení pomocí časových změn poloměru a rychlosti rázové vlny SNR. Podle tohoto řešení je základní vývoj SNR závislý na množství vydávané energie. Hmota je soustředěna blízko vnějšího okraje, a to tak, že vypadá jako tenká zářící obálka. Rázová vlna postupně snižuje svou rychlost k hodnotě 300 km/s. V mnoha zbytcích supernov energie vyzařovaná v infračerveném oboru překračuje energii vyzařování v rentgenovém oboru. Když je významná část energie supernovy vyzářená, teplota a tlak poklesnou. Značná část energie je ve formě ultrafialového záření, a když je velká část tepelné energie disipována, rozpínání pokračuje v důsledku značné hybnosti chladné obálky supernovy. Bylo vypočítáno několik modelů podle Sedova-Taylora včetně měnících se okolních hustot se vzdáleností od exploze nebo fyzikálních efektů jako je přenos energie nebo tlak kosmického záření. Obzvláště v pozdějších fázích může mezihvězdné magnetické pole hrát důležitou roli v zabraňování stlačování chladného plynu. Před počátkem silného ochlazování zářením mohou ideální Sedovovy zbytky supernovy vypadat jako typ Ia. Model předvídá jasnou tenkou obálku, která září zejména v rentgenovém a radiovém oboru. Ve viditelné a ultrafialové části spektra září jen málo ionizovaný plyn na čele rázové vlny. Infračervená emise ze zahřátých prachových zrn může být závislá na obálce zářící v rentgenovém oboru spektra. Díky relativně vysoké hustotě a nízké teplotě v blízkosti okrajů SNR je tato oblast jako první ovlivněna ochlazováním zářením. Bublina horkého, rentgenové záření emitujících plynných zbytků uvnitř a rázovou vlnou pomalejší než 300 km/s, produkuje jasné optické a UV emise. Silné rázové vlny zahřívají mezihvězdný plyn na teplotu 1,4 x 105 v1002 K (kde v2100 je rychlost rázové vlny v jednotkách 100 km/s), ionizuje jej a urychluje na tři čtvrtiny rychlosti rázové vlny. V ideálním případě je plyn ochlazován při téměř stálém tlaku a stává se hustší. Jak stoupá hustota, tak stoupá i rychlost ochlazování a teplota postupně klesá na 10 000 K. V této chvíli vodík rekombinuje a neutrální plyn začíná absorbovat ionizující fotony z horkých proti proudných (upstream) oblastí. (Toto je charakteristické spíše pro oblasti HII.) A tak to vypadá, dokud nejsou vyčerpány ionizující fotony. Zřejmě je velký počet SNR v různých oblastech mezihvězdného prostoru. Hmotné hvězdy produkující supernovy typu II a rodí se z hmotných mračen a vyčerpávají jejich zdroje. Také produkují silné větry a silné ionizační záření, které může modifikovat své okolí.