Slika Chandra SN1970G. Kreditna slika: NASA. Kliknite za povečavo.
Ko astronomi bdijo nad vesoljem, eno načelo izstopa v reljefu nad ogromnim številom podatkov in informacij, ki jih zajemajo njihovi instrumenti - vesolje je še vedno v teku. Od atoma vodika do galaksije se stvari spreminjajo na presenetljivo podobne načine. V Vesolju igra načelo rasti, zorenja, smrti in ponovnega rojstva. Nihče tega načela ni bolj utelešen kot v primarnih virih svetlobe, ki jih vidimo skozi naše instrumente - zvezde.
1. junija 2005 je par preiskovalcev (Stefan Immler iz Nasinega vesoljskega letalskega centra Goddard in K. D. Kuntz z univerze John Hopkins) objavil rentgenske podatke, zbrane iz različnih vesoljskih instrumentov. Podatki razkrivajo, kako nam lahko ena ogromna zvezda, ki prehaja znotraj bližnje galaksije (M101), pomaga razumeti sorazmerno kratko obdobje med smrtjo zvezde in pretvorbo svetlečega venca plina v ostanek supernove. Ta zvezda - supernova SN 1970G - je danes doživela približno 35 let vidnega "zagrobnega življenja" v obliki hitro vrtečega se nevtronskega jedra znotraj razširjene obkrožne avre plina in prahu (CSM ali obodna snov). Tudi zdaj (po našem dojemanju) težke kovine dirjajo navzven s hitrostjo tisoč kilometrov na sekundo - potencialno sadijo semena organske snovi v medzvezdnem mediju (ISM) 27 milijonov svetlobnih let oddaljene galaksije - eno zlahka vidno v najmanjšem od instrumentov v spomladanskem ozvezdju Ursa Majoris. Šele ko bo energija znotraj te snovi dosegla ISM, bo 1970G zaključil cikel rojstva in potencialnega ponovnega rojstva, da bi se oblikoval v novih zvezdah in planetih.
Usodo zvezde določa predvsem njegova masa. Če preživimo v času 50.000 let, se najbolj množične zvezde (kar 150 soncev) kondenzirajo iz ogromnih koncentracij hladnega plina in prahu, da bi na koncu živele zelo hitro življenje. V mladosti takšne zvezde izžarevajo kot sijajni modri velikani, ki sevajo skoraj ultravijolično svetlobo iz fotosfere, katere temperatura je lahko petkrat višja od temperature našega lastnega Sonca. Znotraj takšnih zvezd se jedrske peči hitro kopičijo in oddajajo ogromne količine izjemno intenzivnega sevanja. Pritisk tega sevanja že večkrat navzven navzven pokrov zvezde navzven, ko vihajoča se visoko nabiti delci spuščajo s njene površine in postanejo zvezde CSM. Zaradi pritiska, ki ga povzroča hitro razširjajoče se jedro, tak zvezdni jedrski motor sčasoma postane stradalen zaradi goriva. Naslednji kolaps zaznamuje sijajen svetlobni šov - tak, ki lahko potencialno zasenči celotno galaksijo. Z magnitudo 12,1 supernova 1970G tipa II ni nikoli postala dovolj svetla, da bi premagala svojega 8. nosilca. Toda nekaj tridesetih let pred izbruhom 1970G je vrelo veliko količin vodika in helijevega plina v obliki močnega sončnega vetra. Kasneje se je ta ista dvolična avra snovi pojavila v izbruhu 1970G in jo pretresla v rentgensko vznemirjenje. In to obdobje širjenja udarnih valov je v zadnjih 35 letih opazovanja prevladovalo v energijskem podpisu ali "toku" 1970G.
Glede na prispevek z naslovom "Odkritje rentgenske emisije Supernove 1970G s Chandro" Immler in Kuntz poročata, da "Kot najstarejša SN, odkrita na rentgenskih žarkih, SN 1970G prvič omogoča neposredno opazovanje prehoda iz SN do faze ostankov supernove (SNR). "
Čeprav poročilo navaja podatke o rentgenskih žarkih iz različnih rentgenskih satelitov, večina informacij izhaja iz serije petih sej, ki uporabljajo NASA-in Xandrov observatorij Chandra v obdobju od 5. do 11. julija 2004. Med temi sej je bilo zbranih skoraj 40 ur mehkih rentgenskih žarkov. Chandrova vrhunska prostorska ločljivost in občutljivost, pridobljena z dolgotrajnim opazovanjem, sta astronomom omogočila, da v celoti razrešijo svetlobni tok supernove supernove z območja bližnjega območja HII znotraj galaksije - območja, ki je dovolj svetlo in vidno svetlobo, da je bilo vključeno v novo JLE Dreyer's New Splošni katalog, sestavljen v poznem 19. stoletju - NGC 5455.
Rezultati tega - in peščica drugih opazovanj naknadnega sijanja supernove z NASA-ino Chandra in ESM-jevim XMM-Newtonom - so potrdili eno vodilnih teorij o svetlobnih tokovih post-supernove. Iz prispevka: "Visokokakovostni rentgenski spektri so potrdili veljavnost modelov obkrožnega medsebojnega delovanja, ki napovedujejo težko spektralno komponento za oddajanje udarcev v zgodnji epohi (manj kot 100 dni) in mehko toplotno komponento za vzvratno emisija šoka, ko je razširjena lupina postala optično tanka. "
Deset tisoč let, preden je šla supernova, je zvezda, ki je postala SN 1970G, tiho razkuhala zadevo v vesolje. To je ustvarilo ekspanzivno zunajtelesno avro vodika in helija v obliki CSM. Ko je šla supernova, se je ogromen tok vroče snovi vstrelil v vesolje, ko se je plašč SN 1970G po padcu na njegovo pregreto jedro odbil. Približno 100 dni je gostota te snovi ostala izjemno visoka in - ko se je smuknil v CSM - so trdi rentgenski žarki prevladovali na izpuhu novalnega toka. Ti trdni rentgenski žarki vsebujejo deset do dvajsetkrat več energije kot tisti, ki jim sledijo.
Kasneje, ko se je ta zelo energijska snov dovolj razširila, da je postala optično prozorna, je novo obdobje prevladalo - rentgenski tok CSM sam je povzročil povratno poplavo nizkoenergijskih "mehkih" rentgenskih žarkov. Pričakuje se, da se bo to obdobje nadaljevalo, dokler se CSM ne razširi do točke zlitja z medcelinskim materialom (ISM). Takrat bo ostanek supernove oblikoval in toplotna energija znotraj CSM bo ionizirala ISM sam. Iz tega bo izšel značilni „modro-zeleni“ sijaj, ki je viden v takih ostankih supernov, kot je Cygnusova zanka, če jih vidimo skozi še tako skromne ljubiteljske instrumente in ustrezne filtre.
Se je SN 1970G še razvil v ostanek supernove?
Pomemben namig pri reševanju tega vprašanja je v množični izgubi supernove pred izbruhom. Po Immlerju in Kuntzu pravijo: "Izmerjena stopnja izgube mase za SN 1970G je podobna stopnji, ki je bila izvedena za druge SNe tipa II, ki običajno znašajo od 10-5 do 10-4 sončne mase na leto. To kaže, da emisija rentgenskih žarkov izvira iz udarno segretega CSM, ki ga odloži progenitor, namesto da bi segreval ISM, tudi v tej pozni epohi po izbruhu. "
Po besedah Stefana Immlerja »Supernove običajno hitro minejo v bližnji eksploziji, ko udarni val doseže zunanje meje zvezdnega vetra, ki postane tanjši in tanjši. Nekaj sto let pozneje pa šok zaleti v medzvezdni medij in zaradi visokih gostot ISM povzroči veliko rentgensko oddajanje. Meritve gostote na udarni fronti iz leta 1970G so pokazale, da so značilne za zvezdne vetrove, ki so več kot za velikost manjši od gostote ISM. "
Zaradi nizke ravni oddajanja rentgenskih žarkov so avtorji sklenili, da 1970G še ni dosegel faze ostankov supernove - tudi v starosti 35 let po eksploziji. Glede na študije, povezane z ostanki supernove, kot je Cygnusova zanka, vemo, da ko se tvorijo ostanki, lahko obstajajo več deset tisoč let, ko se pregreta snov zlije z ISM. Kasneje, ko se ISM, ki je ogrevan s šokom, končno ohladi, lahko nastanejo nove zvezde in planeti, obogateni s težkimi atomi, kot so ogljik, kisik in dušik, skupaj s še težjimi elementi (kot je železo), ki nastanejo v kratkem trenutku dejanske supernove eksplozija - stvari življenja.
Jasno je, da ima SN 1970G veliko več, da nas pouči o zagrobnem življenju ogromnih zvezd, njegov pohod do statusa ostankov supernove pa bomo še naprej skrbno spremljali v prihodnosti.
Spisal Jeff Barbour
