Az SN1970G Chandra képe. Kép jóváírása: NASA. Kattints a kinagyításhoz.
Ahogy a csillagászok az Univerzumra néznek, az egyik alapelv a domborműben kiemelkedik az általuk használt műszerek által megragadott adatok és információk hatalmas vonzereje felett - az Univerzum egy folyamatban lévő munka. A hidrogén atomtól a galaxis klaszterig a dolgok meglepően hasonló módon változnak. Az univerzumban a növekedés, érés, halál és újjászületés elve játszik szerepet. Ez az elv sehol sem valósul meg teljesebben, mint az elsődleges fényforrásokban, amelyeket hangszereinkkel látunk - a csillagok.
2005. június 1-jén egy nyomozó (Stefan Immler, a NASA Goddard űrrepülési központjától és K.D. Kuntz-tól a John Hopkins Egyetemen) közzétette a röntgenadatokat, amelyeket különféle, űrben használt eszközökből gyűjtöttek. Az adatok azt mutatják, hogy egy közeli galaxison áthaladó hatalmas csillag (M101) segít megérteni a viszonylag rövid időtartamot egy csillag halála és annak fényes gázkoszorút supernóvamaradékgá történő átalakulása között. Ez a csillag - a supernova SN 1970G - mintegy 35 éve tapasztalható látható „utóéletben” egy gyorsan forgó neutronos mag formájában, kiterjedt gázok és porok körkörös csillag-aurájában (CSM vagy körkörös anyag). A nehézfémek ma is (véleményünk szerint) másodpercenkénti kilométeres sebességgel futnak ki - potenciálisan ültetve a szerves anyag magjait egy 27 millió fényév távolságú galaxis csillagközi közegébe (ISM) -, amely könnyen látható a legkisebb hangszerek az Ursa Majoris tavaszi csillagképében. Csak akkor, amikor az anyag energiája eléri az ISM-et, az 1970G befejezi a születési és potenciális újjászületési ciklusát, hogy új csillagokban és bolygókban formálódjon.
A csillag sorsát elsősorban annak tömege határozza meg. A legtökéletesebb csillagok (akár 150 nap), amelyek túl kevés, mint 50 000 évig kondenzálódnak a hideg gáz és por óriási koncentrációiból, végül nagyon gyors életet élnek. A fiatalságban az ilyen csillagok olyan ragyogó kék óriások, amelyek ultraibolya fényt sugároznak egy olyan fényképről, amelynek hőmérséklete ötször magasabb lehet, mint a saját Napunk hőmérséklete. Az ilyen csillagokon belül nukleáris kemencék gyorsan felhalmozódnak, nagyszerű mennyiségű rendkívül intenzív sugárzást bocsátva ki. Ennek a sugárzásnak a hatása a csillag külső burkolatát sokszor kifelé hajtja, még akkor is, ha a nagy töltöttségű részecskék üvöltő gömbje felforródik a felületéről, hogy CSM csillagossá váljon. A gyorsan bővülő mag nyomása miatt egy ilyen csillag nukleáris motorja végül éhezik az üzemanyag miatt. Az ezt követő összeomlást egy ragyogó fénybemutató jelöli - amely potenciálisan felülmúlhatja az egész galaxist. A 12,1-es erősségen a II típusú 1970G szupernova soha nem vált elegendőnek ahhoz, hogy legyőzze a 8. magnitúdóját. De a virágozása előtt kb. 30 000 évig az 1970G nagy mennyiségű hidrogént és héliumgázt forralt fel erős napenergia-szél formájában. Később ugyanaz az átlátszó anyag aurája vette át az 1970G kitörésének súlyosságát, és röntgen gerjesztésbe rontotta. És a növekvő sokkhullámok ebben az időszakban uralták az 1970G energiajelét vagy „áramlását” az elmúlt 35 éves megfigyelés során.
A „Röntgenkibocsátás felfedezése a Supernova 1970G-ből a Chandra-val” című cikk szerint Immler és Kuntz azt állítják, hogy „Mivel a röntgenfelvételek során a legrégebbi SN-t detektálták, az SN 1970G első ízben lehetővé teszi a közvetlen átmenet közvetlen megfigyelését. egy SN a szupernóvamaradvány (SNR) fázisához. ”
Noha a jelentés a különféle röntgen-műholdakról származó röntgenadatokat idézi, az információ nagy része öt ülésből származik, amelyek a NASA Chandra Röntgenmegfigyelő Intézetét használják, 2004. július 5–11. Között. szekciók során összesen csaknem 40 órás lágy röntgenfelvételt gyűjtöttünk. Chandra kiemelkedő térbeli felbontása és a hosszú távú megfigyelésből származó érzékenység lehetővé tette a csillagászoknak, hogy teljes mértékben megtisztítsák a szupernóva röntgen fénygörbéjét a galaxisban lévő közeli HII régióéhoz képest - egy olyan régióban, amely a látható fényben elég fényes, hogy bekerüljön a JLE Dreyer Újjához. A 19. század végén összeállított általános katalógus - NGC 5455.
Ennek eredményei - és néhány más szupernóva utánvilágítás megfigyelése a NASA Chandra és az ESA XMM-Newton alkalmazásával - megerősítették a szupernóva utáni röntgen fénygörbék egyik vezető elméletét. A cikkből: „A jó minőségű röntgen spektrumok megerősítették a körkörös interakciós modellek érvényességét, amelyek előrejelzik a kemény spektrumkomponenst az előremenő sokk emissziójára a korai korszakban (kevesebb mint 100 nap) és egy lágy hőkomponenst a fordított irányba sokkkibocsátás, miután a táguló burkolat optikailag vékonyá vált. ”
Több évtizedeken át, mielőtt a szupernóvá vált, az SN 1970G-re vált csillag csendben az anyagot az űrbe forralta. Ez a hidrogén és a hélium extrém csillagközi auráját hozta létre CSM formájában. Amikor szupernóvá vált, a forró anyag hatalmas áramlása robbant fel az űrbe, amikor az SN 1970G köpenye visszapattant a túlmelegedett magra. Nagyjából 100 napig ezen anyag sűrűsége rendkívül magas maradt, és - amint beleolvadt a CSM-be - kemény röntgensugarak domináltak a novali fluxus kimenetében. Ezek a kemény röntgenfelületek tíz-húszszer annyi energiát tartalmaznak, mint amennyit követni kell.
Később, amikor ez a nagy energiájú anyag elegendő mértékben kibővült ahhoz, hogy optikailag átlátszóvá váljon, egy új időszakra került sor - a CSM-ből származó röntgenáram magasabb energiájú „lágy” röntgenfelvételek fordított áradását okozta. Ez az időszak várhatóan addig folytatódik, amíg a CSM kibővül a Csillagközi Anyaggal (ISM) történő fúziós pontra. Abban az időben a szupernóva maradvány képződik, és a CSM-en belüli hőenergia ionizálja magát az ISM-et. Ebből jön a jellegzetesen „kék-zöld” fény, amely látható olyan szupernóvák maradványaiban, mint a Cygnus hurok, még a szerény amatőr hangszereken és a megfelelő szűrőkön keresztül is.
Az SN 1970G szupernóva maradékmá fejlődött-e még?
Ennek a kérdésnek a megoldásához az egyik fontos kulcsa a szupernóva tömegveszteség mértéke a kitörés előtt. Immler és Kuntz szerint: „Az SN 1970G esetében a mért tömegveszteség aránya hasonló a II. Típusú SNe másolatainak következtetéséhez, amely jellemzően 10-5 10-ig-4 napelemes tömeg évente. Ez azt jelzi, hogy a röntgenkibocsátás sokkkal melegített CSM-ből származik, amelyet a progenitor helyez el, nem pedig sokk-melegített ISM-ből, még a kitörés utáni késői korszakban. ”
Stefan Immler szerint: „A szupernóvák általában gyorsan elhalványulnak robbanásuk közvetlen következményeiben, amikor a sokkhullám eléri a csillagszél külső határait, amelyek egyre vékonyabbak. Néhány száz évvel később azonban a sokk a csillagközi közegbe kerül, és bőséges röntgenkibocsátást eredményez az ISM nagy sűrűsége miatt. Az 1970G sokkpontjának sűrűségének mérése azt mutatta, hogy azok csillagszelekre jellemzőek, amelyek több mint egy nagyságrenddel kisebbek, mint az ISM sűrűsége. "
Az alacsony röntgenkibocsátás miatt a szerzők arra a következtetésre jutottak, hogy az 1970G még a robbanás után 35 éves korban még nem érte el a szupernóva maradványfázisát. A szupernóva maradványokkal, például a Cygnus hurokkal kapcsolatos tanulmányok alapján tudjuk, hogy ha a maradványok kialakulnak, akkor több tízezer évig fennmaradhatnak, amikor a túlmelegedett anyag összeolvad az ISM-mel. Később, miután az ISM végül lehűlt, új csillagok és bolygók alakulhatnak ki nehéz atomok, például szén, oxigén és nitrogén tartalommal, és még a nehezebb elemekkel (például vas), amelyek a tényleges szupernóva rövid idején keletkeznek. robbanás - az élet dolgai.
Nyilvánvaló, hogy az SN 1970G-nek még sokkal több tanít nekünk a hatalmas csillagok utóéletéről, és a szupernóva maradványállapot felé vezető útját a jövőben is gondosan figyelemmel kísérjük.
Jeff Barbour írta
