ザ宇宙の衝撃波超新星爆発、銀河団衝突、ブラックホールジェットなどのエネルギー事象によって生成される物質と磁場の圧縮フロントです。これらの波はエネルギーを長距離にわたって輸送し、宇宙の大規模な構造に積極的に関与します。
大質量星が星間物質 (ISM) の中を高速で移動すると、周囲のガスの音速を超えることがあります。 これにより、「弓衝撃」タイプの衝撃波 (星の前に弧を描く形) も生成されます。この星は、ISM 内で「ボート」のように機能し、ガスや塵を周囲に押し出します。
超大質量青色超巨星であるカッパ・カシオペアの場合、高速（多くの場合、数十 km/s）での運動により星間ガスの圧縮が生じ、これは、恒星の放射線によって加熱された塵粒子や衝撃波によって加速された粒子の放出のおかげで、IR または無線で可視化されます。
衝撃波の前面は、密度、圧力、速度の突然の変化によって特徴付けられます。天体物理媒体では、媒体の密度と事象のエネルギーに応じて、波の速度は数千 km/s に達することがあります。伝播は流体力学および磁気流体力学 (MHD) 方程式に従い、粒子を相対論的エネルギーまで加速することができます。
衝撃波は、銀河団や宇宙フィラメントの形成、磁場の増幅において重要な役割を果たします。また、銀河間ガスの凝縮も促進し、特定の領域での星の形成を引き起こす可能性があります。
| ショックウェーブ名 | ソースの種類 | 距離 | 推定速度(km/秒) | 観察 |
|---|---|---|---|---|
| 弾丸クラスター | クラスター衝突 | 1000Mpc | 4500 | チャンドラ、ハッブル |
| アベル 3667 | 銀河団 | 220Mpc | 2500 | 無線VLA |
| 超新星 SN 1006 | 超新星 | 2.2kpc | 5000 | チャンドラ、XMM-ニュートン |
| ペルセウス星団 | 銀河団 | 78Mpc | 1500 | チャンドラ |
| タランチュラショックウェーブ | 大規模な星団と超新星 | 50kpc | 1000 ～ 2000 年 | ハッブル、チャンドラ、アルマ望遠鏡 |
| カッパカシオペア | 移動中の大スター | 0.4個 | 30～40 | IR – スピッツァー、WISE |
| へびつかい座ゼータ | 移動中の大スター | 0.16個 | 24 | IR – スピッツァー |
| BD+43°3654 | 移動中の大スター | 0.5個 | 60 | IR – スピッツァー |
| ぎょしゃ座AE | 移動中の大スター | 0.2個 | 100 | IR – スピッツァー、ハッブル |
| ムー・コロンベ | 移動中の大スター | 0.15個 | 100 | IR – スピッツァー |
ソース ：チャンドラ X 線天文台、ESO – ヨーロッパ南天天文台、 そしてスピッツァー宇宙望遠鏡。
タランチュラ星雲は、地球から約 50 kpc 離れた大マゼラン雲に位置し、銀河系近傍で最も活発な星形成領域の 1 つです。巨大な星団の本拠地ですR136、非常に明るい OB 星と超巨星で構成されています。
これらの星の激しい活動と最近の超新星爆発は、巨大な衝撃波それは周囲の星間物質を伝播します。この波はガスを圧縮して加熱し、ガスの放出を促進します。IR、X、ラジオ。その速度は 1000 ～ 2000 km/s と推定され、その構造は数十パーセクに及ぶ可能性があります。
注： :
タランチュラの衝撃波は、非常に活動的な環境がどのようにして大規模な圧縮フロントを生成するのかを示しています。これは、小規模では銀河団の衝撃波に匹敵します。
銀河側転は、約 5 億光年離れた彫刻座の中に位置し、顕著なリング状の形態を持っています。より小さなコンパクト銀河との正面衝突。このイベントにより、放射状衝撃波銀河の円盤内を秒速 100 ～ 200 km の推定速度で伝播します。
この衝撃波が星間ガスを集中させて引き起こす激しい星形成リングに沿って、光学的光とX線で見ることができます。これらの HII 領域の分布は、密度波の伝播に正確に従っています。
物理的な観点から見ると、波は次のように動作します。星間物質の圧縮波、渦巻銀河の密度フロントに似ていますが、ここでは前線の重力の影響によって増幅されます。観察されたダイナミクスにより、極端な条件下でのガスの挙動を研究し、大規模な密度波伝播モデルをテストすることが可能になります。
注： :
側転銀河の明るいリングは、銀河円盤内を伝播した衝撃波の直接の結果であり、大規模な星形成の推進力としての重力相互作用を示しています。
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