Chandra obrázok SN1970G. Obrazový kredit: NASA. Klikni na zväčšenie.
Keď sa astronómovia pozerajú na vesmír, jeden princíp vyniká v úľave nad obrovským objemom údajov a informácií zachytených ich nástrojmi - vesmír je nedokončenou prácou. Od atómu vodíka po klaster galaxií sa veci menia prekvapivo podobným spôsobom. Vo vesmíre hrá princíp rastu, dospievania, smrti a znovuzrodenia. Nikde nie je tento princíp dokonalejší ako v primárnych svetelných zdrojoch, ktoré vidíme prostredníctvom našich nástrojov - hviezd.
1. júna 2005 pár vyšetrovateľov (Stefan Immler z Goddard Space Flight Center NASA a K.D. Kuntz z John Hopkins University) publikovali röntgenové údaje zozbierané z rôznych vesmírnych prístrojov. Dáta ukazujú, ako nám jedna obrovská hviezda prechádzajúca v neďalekej galaxii (M101) môže pomôcť pochopiť relatívne krátke obdobie medzi smrťou hviezdy a transformáciou jej svetelného venca plynu na zvyšok supernovy. Táto hviezda - supernova SN 1970G - má za sebou asi 35 rokov viditeľného „posmrtného života“ vo forme rýchlo sa točiaceho neutrónového jadra vo vnútri rozsiahlej austrálnej aury plynu a prachu (CSM alebo obvodová hmota). Aj teraz (z nášho vnímania) ťažké kovy pretekajú smerom von rýchlosťou tisíce kilometrov za sekundu - potenciálne vysádzajú semená organickej hmoty v medzihviezdnom médiu (ISM) 27 miliónov svetelných rokov vzdialenej galaxie - jednu ľahko viditeľnú v najmenšom z nástroje v jarnej konštelácii Ursa Majoris. Až keď energia v tejto veci dosiahne ISM, dokončí 1970G svoj cyklus narodenia a potenciálneho znovuzrodenia, aby sa vytvoril na nových hviezdach a planétach.
Osud hviezdy je primárne určený jej hmotnosťou. Naj hmotnejšie hviezdy (až 150 slnka), ktoré prežili už 50 000 rokov, kondenzujú z obrovských koncentrácií studeného plynu a prachu, aby nakoniec prežili veľmi rýchly život. V mladosti takéto hviezdy exultujú ako brilantné modré giganty vyžarujúce ultrafialové svetlo z fotosféry, ktorej teplota môže byť päťkrát vyššia ako teplota nášho Slnka. V rámci týchto hviezd sa jadrové pece rýchlo hromadia a vydávajú obrovské množstvá extrémne intenzívneho žiarenia. Tlak z tohto žiarenia poháňa vonkajší plášť hviezdy mnohokrát smerom von, dokonca aj keď vytie vŕtanie vysoko nabitých častíc vrie z jeho povrchu a stáva sa hviezdou CSM. V dôsledku tlaku vyvíjaného jeho rýchlo sa rozširujúcim jadrom sa jadrový motor tejto hviezdy nakoniec stáva hladom na palivo. Nasledujúci kolaps sa vyznačuje brilantnou svetelnou show - takou, ktorá môže zatieniť celú galaxiu. V čase 12,1 sa supernova 1970G typu II nikdy nestala dostatočne jasná na to, aby prekonala svojho 8. hostiteľa veľkosti. Ale asi 30 000 rokov pred výkvetom, 1970G vyvaril veľké množstvá vodíka a hélia v podobe silného slnečného vetra. Neskôr tá istá priehľadná aura hmoty vzala nápor výbuchu 1970G a šokovala ju röntgenovou excitáciou. A práve toto obdobie rozširujúcich sa rázových vln dominovalo energetickému podpisu alebo „toku“ 1970 G počas posledných 35 rokov pozorovania.
Podľa článku s názvom „Objavovanie röntgenovej emisie zo Supernovy 1970G spolu s Chandrou“ Immler a Kuntz uvádzajú, že „Ako najstaršia detekovaná SN v röntgenových lúčoch, umožňuje SN 1970G prvýkrát priame pozorovanie prechodu z SN do fázy zvyšku supernovy (SNR). “
Aj keď správa cituje röntgenové údaje z rôznych röntgenových satelitov, väčšina informácií vychádza zo série piatich relácií s použitím röntgenového observatória NASA Chandra v období 5. - 11. júla 2004. Počas týchto Celkovo sa zhromaždilo takmer 40 hodín mäkkých rôntgenových lúčov. Vynikajúce priestorové rozlíšenie Chandry a citlivosť získaná pri dlhodobom pozorovaní umožnili astronómom úplne rozlíšiť röntgenovú lúč svetla supernovy od blízkej oblasti HII v galaxii - oblasť dostatočne jasnú vo viditeľnom svetle, ktorá bola zahrnutá do JLE Dreyerovej Všeobecný katalóg zostavený koncom 19. storočia - NGC 5455.
Výsledky z toho - a niekoľko ďalších pozorovaní supernovského dosvitu pomocou Chandry NASA a XMM-Newton agentúry ESA - potvrdili jednu z vedúcich teórií rtg svetelných lúčov po supernove. Z príspevku: „vysokokvalitné röntgenové spektrá potvrdili platnosť modelov interstelulárnych interakcií, ktoré predpovedajú tvrdú spektrálnu zložku pre emisie dopredného nárazu počas skorej epochy (menej ako 100 dní) a mäkkú tepelnú zložku pre spätný chod. emisia nárazov po tom, čo sa rozširujúci obal opticky zoslabil. “
Desaťtisíce rokov predtým, ako odišli na supernovu, hviezda, ktorá sa stala SN 1970G, ticho vyhrievala hmotu do vesmíru. To vytvorilo expanzívnu extrastelárnu auru vodíka a hélia vo forme CSM. Keď šlo o supernovu, do vesmíru sa vystrelil obrovský tok horúcej hmoty, keď sa plášť SN 1970G po páde na prehriate jadro odrazil. Približne 100 dní zostala hustota tejto látky mimoriadne vysoká a - ako praskla do CSM - na výstupe z nulačného toku dominovali tvrdé röntgenové lúče. Tieto röntgenové lúče obsahujú desať až dvadsaťkrát toľko energie ako tie, ktoré majú nasledovať.
Neskôr, keď sa táto vysoko nabitá hmota dostatočne rozšírila, aby sa stala opticky priehľadnou, nastalo nové obdobie pod dohľadom - röntgenový tok samotného CSM spôsobil spätnú záplavu „mäkkých“ röntgenových lúčov s nižšou energiou. Očakáva sa, že toto obdobie bude pokračovať, až kým sa CSM nerozšíri do bodu fúzie s medzihviezdnou hmotou (ISM). V tom čase sa vytvorí zvyšok supernovy a tepelná energia v CSM ionizuje samotný ISM. Z toho vyšle charakteristická „modrozelená“ žiara viditeľná v pozostatkoch supernov, ako je cygnusová slučka, keď sa na ňu pozerajú aj skromné amatérske nástroje a vhodné filtre.
Už sa SN 1970G vyvinul v zvyšok supernovy?
Jedným dôležitým kľúčom k vyriešeniu tejto otázky je miera úbytku hmotnosti supernovy pred erupciou. Podľa Immlera a Kuntza: „Nameraná miera straty hmotnosti pre SN 1970G je podobná ako u iných SNe typu II, ktoré sa zvyčajne pohybujú od 10 do 10%.-5 do 10-4 solárne masy ročne. To svedčí o tom, že röntgenová emisia vzniká zo šokom zahrievaného CSM uloženého progenitorom namiesto šokom vyhrievaného ISM, a to aj v tejto neskorej epoche po výbuchu. “
Podľa Stefana Immlera: „Supernovy obyčajne rýchlo miznú v blízkej budúcnosti po výbuchu, keď nárazová vlna dosiahne vonkajšie hranice hviezdneho vetra, ktorý sa stáva tenší a tenší. O niekoľko sto rokov neskôr však šok zasiahne medzihviezdne médium a vďaka vysokej hustote ISM vytvára hojnú röntgenovú emisiu. Merania hustôt na prednej strane rázu 1970G ukázali, že sú charakteristické pre hviezdne vetry, ktoré sú o viac ako rád menší ako hustoty ISM. “
Z dôvodu nízkej úrovne röntgenového žiarenia autori dospeli k záveru, že 1970G musí ešte dosiahnuť zvyšnú fázu supernovy - dokonca vo veku 35 rokov po výbuchu. Na základe štúdií spojených so zvyškami supernovy, ako je napríklad Cygnus Loop, vieme, že akonáhle sa vytvoria zvyšky, môžu pretrvávať desiatky tisíc rokov, keď sa prehriata látka spája s ISM. Neskôr, keď sa ISM konečne ochladil, nové hviezdy a planéty sa môžu vytvárať obohatené o ťažké atómy, ako sú uhlík, kyslík a dusík, spolu s ešte ťažšími prvkami (ako je železo), ktoré vznikajú v krátkom okamihu skutočnej supernovy. výbuch - vec života.
Je zrejmé, že SN 1970G má oveľa viac, aby nás naučila posmrtnému životu obrovských hviezd a jeho pochod smerom k zvyšku stavu supernovy sa bude aj naďalej dôkladne monitorovať do budúcnosti.
Napísal Jeff Barbour
