超新星殘留物
超新星殘留物（ SNR ）是恆星在超新星中爆炸產生的結構。超新星殘留物受衝擊波的擴大，由從爆炸中擴展的彈出材料組成，其掃地的星際材料和一路衝擊。
超新星有兩種常見的路線：要么巨大的恆星可能用盡燃料，因此停止在其核心中產生融合能，並在其自身重力下向內塌陷以形成中子星或黑洞。或白矮星可能會從伴侶恆星中吸收材料，直到達到臨界質量並經歷熱核爆炸。
無論哪種情況，產生的超新星爆炸都以速度（或大約30,000 km/s）的速度驅逐了大部分或所有恆星材料。這些速度是高度超音速的，因此在噴射之前形成了強的衝擊波。這將上游等離子體加熱到遠高於數百萬K以上的溫度。隨著時間的流逝，衝擊會隨著時間的流逝而不斷減慢環境介質，但它可以在數百或數千年的時間內擴展，並且在其速度降低到以上的速度下本地音速。
SN 1987a是最佳觀察到的年輕超新星殘留物之一，SN 1987a是1987年2月在大型麥哲倫雲中的超新星。 Tycho是SN 1572的殘餘，以Tycho Brahe的名字命名，他記錄了其原始爆炸的亮度。 Kepler是SN 1604的殘餘，以Johannes Kepler的名字命名。銀河系中最年輕的已知殘留物是G1.9+0.3 ，在銀河中心發現。
階段
SNR在擴展時通過以下階段：
- 彈射器的自由膨脹，直到他們在室內或星際培養基中掃蕩自己的體重。根據周圍氣體的密度，這可能會持續數十年至幾百年。
- 掃除了一個震驚的情節和星際氣體的外殼。這開始了Sedov-Taylor相，可以通過自相似的分析解決方案對其進行很好的建模（請參閱Blast Wave ）。強X射線發射能追溯強衝擊波和熱震動的氣體。
- 殼的冷卻，形成一個薄（<1 pc ），密集（每立方米1至1億個原子）殼，周圍圍繞熱（幾百萬kelvin）內部。這是壓力驅動的雪地階段。在光學發射中可以清楚地看到殼，從重組離子化的氫氣和電離氧原子。
- 內部冷卻。密集的殼繼續從自己的動力擴展。在中性氫原子的無線電發射中最好看到這個階段。
- 與周圍的星際介質合併。當超新星殘留物變慢到周圍介質中隨機速度的速度時，大約30，000年後，它將合併到一般的湍流中，從而促進其剩餘的動能為湍流。
超新星殘留的類型
有三種類型的超新星殘留物：
- 類似殼的，例如cassiopeia a
- 複合材料，其中殼包含中央脈衝星雲，例如G11.2-0.3或G21.5-0.9。
- 混合形態（也稱為“熱複合”）殘留物，其中可以看到中央熱X射線發射，並由無線電殼封閉。熱X射線主要來自掃描的星際材料，而不是超新星噴射。此類的示例包括SNRS W28和W44。 （令人困惑的是，W44另外包含脈衝星和脈衝星風星雲；因此，它同時是“經典”複合材料和熱複合材料。）
僅在高能量超諾夫爆炸後，才能通過比標準超新星高得多的彈藥能量產生的殘留物稱為Hypernova殘留物。
宇宙射線的起源
超新星殘留物被認為是銀河宇宙射線的主要來源。 1934年，沃爾特·巴德（Walter Baade）和弗里茨·茲維奇（ Fritz Zwicky）首先提出了宇宙射線與超新星之間的聯繫。VitalyGinzburg和Sergei Syrovatskii在1964年在Serpernova Remnants cosmic Ray Acceleration效率的效率約為10％，則大約是10％，那麼宇宙雷的損失約為Milky的損失。方式是補償的。該假設得到了一種基於Enrico Fermi的思想的特定機制，稱為“衝擊波加速度”，該方法仍在開發中。
1949年，費米（Fermi）提出了一個模型，用於通過粒子在星際介質中與磁雲碰撞加速。該過程被稱為“二階費米機制”，在正面碰撞過程中增加了粒子能量，從而導致能量穩定增長。後來產生費米加速度的模型是通過在空間中移動的強大衝擊鋒會產生的。反复穿越衝擊前面的顆粒可以顯著增加能量。這被稱為“一階費米機制”。
超新星殘留物可以提供產生超高能量宇宙射線所需的能量衝擊鋒。 X射線中SN 1006殘留物的觀察已顯示出與宇宙射線的來源一致的同步發射。但是，對於高於10 18 eV的能量，需要不同的機制，因為超新星殘留物無法提供足夠的能量。
目前尚不清楚超新星殘留物是否會加速宇宙射線達到PEV能量。未來的望遠鏡CTA將有助於回答這個問題。