Рэштка звышновай (англ.: SuperNova Remnant, SNR) — газапылавое ўтварэнне, вынік катастрафічнага выбуху зоркі і ператварэння яе ў звышновую, што адбыўся шмат дзясяткаў ці сотняў гадоў таму. Падчас выбуху абалонка звышновай разлятаецца ва ўсе бакі, утвараючы ўдарную хвалю, якая пашыраецца з велізарнай хуткасцю і фармуе рэштку звышновай. Рэштка складаецца з выкінутага выбухам зорнага матэрыялу і паглынальнага ўдарнай хваляй міжзорнага рэчыва.
Утварэнне
Ёсць два магчымыя сцэнарыі нараджэння звышновай зоркі:
Масіўная зорка, вычарпаўшы сваё паліва, спыняе вытворчасць тэрмаядзернай энергіі, што выклікае калапс зоркі пад дзеяннем сілы ўласнай гравітацыі і яе ператварэнне ў нейтронную зорку або чорную дзірку.
Белы карлік, назапашвае рэчыва зоркі-кампаньёна (з'ява акрэцыі), дасягае крытычнай масы і становіцца звышновай у тэрмаядзернай успышцы.
У абодвух выпадках выбух звышновай выкідвае ў навакольную прастору ўсе ці амаль усе рэчыва з вонкавых пластоў зоркі з хуткасцю каля 1 % ад хуткасці святла, што адпавядае прыкладна 3000 км/сек. Калі выкінутае рэчыва сутыкаецца з калязорным або міжзорным газам, фармуецца ўдарная хваля, якая ператварае газ у гарачую плазму, разагравае яго да тэмпературы каля 10 мільёнаў К.
Імаверна самыя прыгожыя і лепш за ўсё даследаваны маладыя рэшткі створаны звышновай SN 1987A ў Вялікім Магеланавым Воблаку, якая бліснула ў 1987 г. Іншыя добра вядомыя рэшткі звышновых, гэта Крабавідная туманнасць, рэшта адносна нядаўняга выбуху (1054 год), рэшта звышновай Ціха (SN 1572), якая атрымала імя ў гонар Ціха Брагэ, які назіраў і зафіксаваў яе першапачатковую яркасць адразу пасля ўспышкі ў 1572, а таксама рэшта звышновай Кеплера (SN 1604), названай у гонар Іагана Кеплера.
Стадыі эвалюцыі
Рэштка звышновай падчас свайго развіцця праходзіць праз наступныя стадыі:
Свабоднае пашырэнне выкінутага рэчыва працягваецца да таго часу, пакуль маса паглынутага ўдарнай хваляй міжзорнага рэчыва значна не перавысіць масу выкінутага зорнага матэрыялу. Працягласць стадыі ад дзясяткаў да некалькіх сотняў гадоў, у залежнасці ад шчыльнасці навакольнага газавага асяроддзя.
Істотнае запаволенне ўдарнай хвалі, узнікненне зваротнай (унутранай) ударнай хвалі, якая з часам дасягае цэнтра астатку. Рэштка ўваходзіць у фазу Сядова-Тэйлара, якая добра апісваецца аўтамадэльным аналітычным рашэннем. Сутыкненні ўдарных хваль распаленага газу суправаджаюцца магутным рэнтгенаўскім выпраменьваннем.
Астуджэнне знешняй абалонкі рэшткі фарміраванне тонкай (<1 пк) і шчыльнай (1-100 мільёнаў атамаў м−3) абалонкі вакол вельмі гарачай (некалькі мільёнаў К) унутранай поласці. Наступ фазы радыяцыйнага астуджэння. Абалонка рэшткі становіцца даступнай для назірання ў бачным спектры дзякуючы рэкамбінацыі іанізаваных атамаў вадароду і кіслароду.
Астуджэнне ўнутранай поласці рэшткі. Шчыльная абалонка працягвае пашырацца пад уплывам уласнай моманту імпульсу (інерцыі). На гэтай стадыі рэшту звышновай выразна "бачны" у дыяпазоне выпраменьвання атамаў нейтральнага вадароду.
Зліццё з навакольным міжзорным рэчывам. Прыкладна праз мільён гадоў хуткасць пашырэння абалонкі астатку замарудзіцца да сярэднестатыстычных хуткасцей у навакольнай прасторы, матэрыя рэшткі зліецца з бурным патокам руху рэчыва, прыўносіць у яго кінетычную энергію.
Остатки вспышек сверхновых звёзд(нявызн.). Т. А. Лозинская, Государственный астрономический институт им. Штернберга, МГУ. Архівавана з першакрыніцы 11 мая 2012. Праверана 3 лістапада 2013.
(англ.)Introduction to Supernova Remnants(нявызн.). SAO, Smithsonian Institution, Goddard Space Flight Center, NASA. Архівавана з першакрыніцы 11 мая 2012. Праверана 3 лістапада 2013.
(англ.)Astronomy Knowledge Base: supernova remnant(нявызн.)(недаступная спасылка). School of Information Technology and Engineering, University of Ottawa. Архівавана з першакрыніцы 5 ліпеня 2006. Праверана 3 лістапада 2013.
(англ.)Afterlife of a Supernova(нявызн.). Jeff Barbour, 08 Jun 2005, Universe Today. Архівавана з першакрыніцы 11 мая 2012. Праверана 3 лістапада 2013.
