Zdjęcie Chandra SN1970G. Źródło zdjęcia: NASA. Kliknij, aby powiększyć.
Gdy astronomowie spoglądają na Wszechświat, jedna zasada wyróżnia się płaskorzeźbą ponad ogromną ilością danych i informacji uchwyconych przez ich instrumenty - Wszechświat jest w toku. Od atomu wodoru do gromady galaktyk, rzeczy zmieniają się w zaskakująco podobny sposób. We wszechświecie obowiązuje zasada wzrostu, dojrzewania, śmierci i ponownych narodzin. Nigdzie ta zasada nie jest tak w pełni urzeczywistniona, jak w podstawowych źródłach światła, które widzimy przez nasze instrumenty - gwiazdy.
1 czerwca 2005 r. Para badaczy (Stefan Immler z NASA Goddard Space Flight Center i K.D. Kuntz z Uniwersytetu Johna Hopkinsa) opublikowała dane rentgenowskie zebrane z różnych instrumentów kosmicznych. Dane pokazują, w jaki sposób jedna masywna gwiazda przechodząca przez pobliską galaktykę (M101) może pomóc nam zrozumieć stosunkowo krótki okres między śmiercią gwiazdy a przekształceniem jej świetlistego wieńca gazu w pozostałość po supernowej. Ta gwiazda - supernowa SN 1970G - doświadczyła teraz około 35 lat widocznego „życia pozagrobowego” w postaci szybko wirującego rdzenia neutronowego w ekspansywnej astralnej atmosferze gazu i pyłu (CSM lub materia okołogwiazdowa). Nawet teraz (z naszego punktu widzenia) metale ciężkie pędzą na zewnątrz z prędkością tysięcy kilometrów na sekundę - potencjalnie sadząc nasiona materii organicznej w ośrodku międzygwiezdnym (ISM) odległej galaktyki o wartości 27 milionów lat świetlnych - jednej łatwo widocznej w najmniejszej z instrumenty w wiosennej konstelacji Ursa Majoris. Dopiero gdy energia w tej materii osiągnie ISM, 1970G zakończy cykl narodzin i potencjalnego odrodzenia, aby przybrać formę w nowych gwiazdach i planetach.
Przeznaczenie gwiazdy zależy przede wszystkim od jej masy. Przeżywając zaledwie 50 000 lat, najbardziej masywne gwiazdy (tak duże jak 150 słońc) kondensują się z ogromnych stężeń zimnego gazu i pyłu, aby ostatecznie żyć bardzo szybko. W młodości takie gwiazdy radują się jak błękitne błękitne olbrzymy promieniujące blaskiem ultrafioletu z fotosfery, której temperatura może być pięć razy wyższa niż temperatura naszego Słońca. W takich gwiazdach piece jądrowe szybko się akumulują, wydzielając ogromne ilości bardzo intensywnego promieniowania. Ciśnienie tego promieniowania wypycha zewnętrzny całun gwiazdy wiele razy na zewnątrz, nawet gdy wycie wichury wysoko naładowanych cząstek wrze z jej powierzchni, tworząc gwiazdy CSM. Z powodu nacisku wywieranego przez szybko rozszerzający się rdzeń silnik jądrowy takiej gwiazdy w końcu zaczyna brakować paliwa. Kolejne załamanie jest naznaczone świetnym pokazem świetlnym - takim, który potencjalnie może przyćmić całą galaktykę. Przy jasności 12.1 supernowa 1970G typu II nigdy nie stała się na tyle jasna, aby pokonać swojego gospodarza 8. wielkości. Ale przez około 30 000 lat przed wykwitem 1970G wygotował duże ilości wodoru i helu w postaci silnego wiatru słonecznego. Później ta sama przeźroczysta aura materii przyjęła siłę wybuchu 1970G, szokując ją w wzbudzeniu rentgenowskim. I właśnie ten okres rozszerzających się fal uderzeniowych zdominował sygnaturę energetyczną lub „strumień” 1970G w ciągu ostatnich 35 lat obserwacji.
Według artykułu zatytułowanego „Odkrycie emisji promieniowania rentgenowskiego z Supernova 1970G z Chandrą” Immler i Kuntz podają, że: „Jako najstarszy SN wykryty w promieniach rentgenowskich, SN 1970G pozwala po raz pierwszy na bezpośrednią obserwację przejścia od SN do fazy pozostałości supernowej (SNR). ”
Chociaż raport przytacza dane rentgenowskie z różnych satelitów rentgenowskich, większość informacji pochodzi z serii pięciu sesji z wykorzystaniem Obserwatorium Rentgenowskiego Chandra w okresie 5-11 lipca 2004 roku. sesje zebrano prawie 40 godzin miękkich promieni rentgenowskich. Doskonała rozdzielczość przestrzenna Chandry i czułość uzyskana z obserwacji długoterminowych pozwoliły astronomom w pełni rozwiązać promieniowanie rentgenowskie supernowej z krzywej pobliskiego regionu HII w galaktyce - regionu wystarczająco jasnego w świetle widzialnym, aby mógł zostać uwzględniony w JLE Dreyer New Katalog ogólny opracowany pod koniec XIX wieku - NGC 5455.
Wyniki tego - oraz kilka innych obserwacji poświaty supernowej za pomocą Chandra NASA i XMM-Newton ESA - potwierdziły jedną z wiodących teorii promieni świetlnych po supernowej. Z pracy: „wysokiej jakości widma rentgenowskie potwierdziły ważność modeli interakcji międzygwiezdnych, które przewidują twardy składnik widmowy dla emisji szoku przedniego we wczesnej epoce (mniej niż 100 dni) i miękki składnik termiczny dla odwrotnej strony emisja wstrząsów po tym, jak rozszerzająca się skorupa stała się optycznie cienka. ”
Przez dziesiątki tysięcy lat, zanim stała się supernową, gwiazda, która stała się SN 1970G, cicho wyrzuciła materię w kosmos. Stworzyło to ekspansywną asteroidę wodoru i helu w postaci CSM. Kiedy trafił do supernowej, ogromny strumień gorącej materii wystrzelił w kosmos, gdy płaszcz SN 1970G odbił się po zapadnięciu na przegrzany rdzeń. Przez około 100 dni gęstość tej materii pozostawała niezwykle wysoka i - gdy uderzyła w CSM - twarde promieniowanie rentgenowskie dominowało w strumieniu nowatorskim. Te twarde promienie rentgenowskie zawierają dziesięć do dwudziestu razy więcej energii niż te, które mają podążać.
Później, gdy ta wysoce energetyzowana materia rozszerzyła się na tyle, by stać się optycznie przezroczysta, nadszedł nowy okres - strumień promieniowania rentgenowskiego z samego CSM spowodował odwrotną falę „miękkich” promieni rentgenowskich o niższej energii. Oczekuje się, że okres ten będzie trwał, dopóki CSM nie rozwinie się do punktu połączenia z materią międzygwiezdną (ISM). W tym czasie powstanie resztka supernowej, a energia cieplna w CSM zjonizuje sam ISM. Z tego wyjdzie charakterystyczna „niebiesko-zielona” poświata widoczna w takich pozostałościach po supernowych, jak Pętla Łabędzia, widziana nawet przez skromne instrumenty amatorskie i odpowiednie filtry.
Czy SN 1970G przekształciło się w pozostałość po supernowej?
Ważną wskazówką do rozwiązania tego problemu jest wskaźnik utraty masy supernowej przed erupcją. Według Immlera i Kuntza: „Zmierzony wskaźnik ubytku masy dla SN 1970G jest podobny do tych wywnioskowanych dla innych SNe typu II, które zwykle wynoszą od 10-5 do 10-4 masy słoneczne rocznie. Wskazuje to, że emisja promieniowania rentgenowskiego powstaje z ogrzewanego wstrząsowo CSM osadzonego przez progenitor, a nie podgrzewanego wstrząsowo ISM, nawet w tej późnej epoce po wybuchu. ”
Według Stefana Immlera: „Supernowe zwykle zanikają szybko w następstwie wybuchu, gdy fala uderzeniowa dociera do zewnętrznych granic gwiezdnego wiatru, który staje się coraz cieńszy. Jednak kilkaset lat później szok wpada do ośrodka międzygwiezdnego i powoduje dużą emisję promieniowania rentgenowskiego z powodu wysokiej gęstości ISM. Pomiary gęstości na froncie uderzeniowym 1970G wykazały, że są one charakterystyczne dla wiatrów gwiazdowych, które są ponad rząd wielkości mniejsze niż gęstości ISM. ”
Ze względu na niski poziom mocy promieniowania rentgenowskiego autorzy doszli do wniosku, że 1970G nie osiągnął jeszcze fazy pozostałości po supernowej - nawet w wieku 35 lat po wybuchu. Na podstawie badań związanych z pozostałościami po supernowych, takimi jak Pętla Łabędzia, wiemy, że po utworzeniu pozostałości mogą przetrwać dziesiątki tysięcy lat, gdy przegrzana materia stapia się z ISM. Później, po tym, jak ogrzany wstrząs ISM w końcu ostygł, nowe gwiazdy i planety mogą się wzbogacić o ciężkie atomy, takie jak węgiel, tlen i azot, a nawet jeszcze cięższe pierwiastki (takie jak żelazo) wytwarzane w krótkim momencie rzeczywistej supernowej eksplozja - życie.
Najwyraźniej SN 1970G ma wiele więcej do nauczenia o życiu masywnych gwiazd po śmierci, a ich marsz w kierunku pozostałości po supernowych będzie nadal dokładnie monitorowany w przyszłości.
Wpisany przez Jeff Barbour
