科学家衡量超新星残余W44冲击波的扩张速度

传播w44冲击波的图象例证在分子云彩。

使用45米望远镜在NobeMaMa收音机天文台和10M Aste望远镜，科学家能够对W44的全面积进行高灵敏度视频成像观察，并精确地测量W44冲击波的膨胀速度。

由Tomoro Sashida和Tomoharu Oka（Keio Universion）领导的一支研究团队已经成功地测量超新星残余W44冲击波的扩张速度。残余位于Aquila的星座，距离太阳系约10,000个灯光。该团队在毫米/亚颌胶波范围内观察到高温和高密度的分子气体。分析表明，W44冲击波的膨胀速度为12.90.2 km /± sec。此外，清楚的是，超新星爆炸释放出（1-3）1050 erg进入星×际培养基的动能。太阳发出的能量约为3.6 1033 ergs× / sec。你可以图像从超新星爆炸中释放了巨大的能量吗？此外，还检测到具有极高速度高于100km /秒的其他分子气体。该超高速度分子气体的起源在目前仍然不清楚。

当八倍的太阳质量达到巨大的恒星释放出巨大的能量并经过超新星爆炸。Supernova爆炸引起的冲击波膨胀，对周围星际材料的组成和物理状态产生了强烈影响。它还发出动能进入星际空间。在爆炸性活性明星形成发生的星系中，通常观察到大量气体的“银河风”爆破。这种银风的能源也被认为是许多超新星爆炸。

因此，超新星爆炸对星际空间具有巨大影响。然而，没有关于超新星冲击波的膨胀速度和动能的定量研究。这是因为必须观察到宽面积以研究超新星冲击波的膨胀速度和动能。与现有设备的广域观测需要相当长的观察时间。因此，观察由超新星冲击波影响的星际气体仅限于狭窄的区域。

无线电波图像向超新星残余W44。（a）HCO + J = 1-0旋转过渡的线强度图，（B）CO J = 3-2旋转过渡的线强度图，（C）CO J = 1-0旋转过渡的线强度映射，（D ）1.4 GHz无线电连续辐射的强度图。红十字显示检测到“超高速分量”的位置。

研究团队在20世纪90年代末，主要与无线电望远镜一起开始观察。目的是研究超新星残余W44和相邻巨型分子云（GMC）的相互作用。W44是大约6,500〜25,000岁的超新星残余物，距离太阳系约10,000个距离。附着在残余物中是GMC，质量约为太阳质量的约300,000倍。由于观察开始，在各个地方的W44分子云中检测到具有宽速度宽度的分子谱线。他们被解释为天然气被超新星冲击波通过加速。

研究团队在Nobeyama广播天文台（NRO），日本国家天文天文台（NAOJ）以及10M Aste（Atacama Sublimicer望远镜实验）望远镜，为W44的全面积进行高度灵敏度视频成像观察，为10M Astogry（Atacama Sublimeter望远镜实验）。

超新瓦内部距离与谱线多普勒偏移计算的距离与频谱线多普勒偏移的径向速度之间的关系。（a）是HCO + J = 1-0频谱线，（B）是CO J = 3-2频谱线，红线表示模型合适的结果。

观察结果表明，在W44重叠的整个区域中检测到具有宽速度宽度的谱线。研究小组计算了这些频谱线的速度质心，并检查了它们的空间分布。从分布，从中心到W44的边缘，发现了清晰的速度梯度。这可以被认为是受冲击波影响的震动气体的扩张活动或分子气体。基于旋转球状体的均匀膨胀模型，估计12.90.2 km / sec±的膨胀速度。基于光谱强度，震动气±体质量评价为阳光质量的1.20.6倍。从这些值来看，我们能够估计从超新星遗留到星际材料的整个动能，如（1-3）1050× erg。该值等于Supernova爆炸（〜1051 erg）总能量的10〜30％，并且与先前的理论预测（约10％）大致一致。

此外，观察结果检测到具有极高速度（> 100km / sec）的分子气体组分。这些超高速度分子气体的位置是未检测到连续辐射和分子氢振荡排放线的确切位置。这表明在本地存在非常强烈的冲击波。超高速度分量的起源在当前仍然是一个谜。

研究团队计划在本研究中挖掘，以发现神秘部件的性质。此外，该团队将观察到超新星周围的大量震动气体，以与超新星冲击波的理论模型面对这些观察结果。