Chandra obrázek SN1970G. Obrazový kredit: NASA. Klikni pro zvětšení.
Když astronomové hledí na vesmír, jeden princip vyniká v reliéfu basů nad obrovským svářečem dat a informací zachycených jejich nástroji - vesmír je nedokončenou prací. Od atomu vodíku k galaxii se věci mění překvapivě podobným způsobem. Ve vesmíru hraje princip růstu, zrání, smrti a znovuzrození. Nikde není tento princip ztělesněn více než v primárních zdrojích světla, které vidíme prostřednictvím našich nástrojů - hvězd.
1. června 2005, dva vyšetřovatelé (Stefan Immler z Goddard Space Flight Center NASA a K.D. Kuntz z John Hopkins University) publikovali rentgenová data shromážděná z různých vesmírných přístrojů. Data ukazují, jak nám jedna hmotná hvězda procházející v blízké galaxii (M101) může pomoci pochopit relativně krátké období mezi smrtí hvězdy a transformací jeho světelného věnce plynu na zbytek supernovy. Tato hvězda - supernova SN 1970G - nyní zažila asi 35 let viditelného „posmrtného života“ ve formě rychle se točícího neutronového jádra uvnitř rozpínavé obvodové aury plynu a prachu (CSM nebo obvodová hmota). I nyní (z našeho vnímání) těžké kovy závodí směrem ven rychlostí tisíce kilometrů za sekundu - potenciálně výsadba semen organické hmoty v mezihvězdném médiu (ISM) 27 miliónů světelných let vzdálené galaxie - jedna snadno viditelná v nejmenším z nástroje v jarní souhvězdí Ursa Majoris. Až energie v této hmotě dosáhne ISM, dokončí 1970G svůj cyklus zrození a možného znovuzrození, aby se vytvořil v nových hvězdách a planetách.
Osud hvězdy je primárně určen její hmotou. Nejžhavější hvězdy (až 150 sluncí), které přežily pouhých 50 000 let, kondenzovaly z obrovských koncentrací studeného plynu a prachu, aby nakonec žily velmi rychle. V mládí takové hvězdy vynikají jako brilantní modrý obři vyzařující blízké ultrafialové světlo z fotosféry, jejíž teplota může být pětkrát vyšší než teplota našeho vlastního Slunce. V takových hvězdách se jaderné pece rychle hromadí a vydávají obrovské množství extrémně intenzivního záření. Tlak z tohoto záření pohání vnější plášť hvězdy mnohokrát směrem ven, i když vytí vichřice vysoce nabitých částic vrou z jeho povrchu a stává se hvězdami CSM. V důsledku tlaku vyvíjeného rychle se rozvíjejícím jádrem se jaderný motor této hvězdy nakonec stává hladovějícím na palivo. Následující kolaps je označen brilantní světelnou show - takovou, která může potenciálně zastínit celou galaxii. Při velikosti 12,1 nebyla supernova 1970G typu II nikdy dostatečně jasná, aby překonala svého hostitele 8. velikosti. Ale asi 30 000 let před jeho výkvětem, 1970G vařil velké množství vodíku a heliového plynu ve formě silného slunečního větru. Později, stejná průsvitná aura hmoty vzala nápor výbuchu 1970G a šokovala ji rtg excitací. A právě toto období rozšiřujících se rázových vln dominovalo energetickému podpisu nebo „toku“ 1970G během posledních 35 let pozorování.
Podle článku s názvem „Objev rentgenových emisí ze Supernovy 1970G s Chandrou“ Immler a Kuntz uvádějí, že „Jak je nejstarší detekovaný SN v rentgenových paprscích, umožňuje SN 1970G poprvé přímé pozorování přechodu z SN do fáze zbytku supernovy (SNR). “
Přestože zpráva cituje rentgenová data z různých rentgenových satelitů, většina informací vychází z pěti relací pomocí rentgenové observatoře Chandra NASA v období 5. – 11. Července 2004. Během těchto Celkem bylo shromážděno téměř 40 hodin měkkých rentgenových paprsků. Chandrovo vynikající prostorové rozlišení a citlivost získaná dlouhodobým pozorováním umožnily astronomům plně rozlišit rentgenovou paprsku supernovy od blízké oblasti HII v galaxii - oblast dostatečně jasnou ve viditelném světle, která byla zahrnuta do JLE Dreyerovy nové Obecný katalog sestavený na konci 19. století - NGC 5455.
Výsledky z toho - a několik dalších pozorování supernovy dosvitu pomocí Chandry NASA a XMM-Newton od ESA - potvrdily jednu z předních teorií post-supernovských rentgenových paprsků. Z příspěvku: „vysoce kvalitní rentgenová spektra potvrdila platnost modelů s interstelárními interakcemi, které předpovídají tvrdou spektrální složku pro emisi dopředného rázu během časné epochy (méně než 100 dnů) a měkkou tepelnou složku pro zpětný chod emise rázů poté, co se rozšiřující plášť opticky ztenčil. “
Po několik desítek tisíc let, než odešla supernova, hvězda, která se stala SN 1970G, tiše vařila hmotu do vesmíru. Toto vytvořilo expanzivní mimostelární auru vodíku a helia ve formě CSM. Když šlo o supernovu, do vesmíru vystřelil masivní tok horké hmoty, když se plášť SN 1970G po zhroucení na jeho přehřáté jádro odrazil. Hrubě po dobu 100 dnů zůstala hustota této hmoty mimořádně vysoká a - jak se vrhla do CSM - tvrdé rentgenové paprsky dominovaly výstupu toku novalů. Tyto tvrdé rentgenové paprsky obsahují deset až dvacetkrát více energie než ty, které mají následovat.
Později, když se tato vysoce nabitá hmota dostatečně rozšířila, aby se stala opticky průhlednou, nastalo nové období pod dozorem - rentgenový tok ze samotného CSM způsobil reverzní záplavu „měkkých“ rentgenových paprsků s nižší energií. Očekává se, že toto období bude pokračovat, dokud se CSM nerozšíří do bodu fúze s Interstellar Matter (ISM). Tehdy se vytvoří zbytek supernovy a tepelná energie uvnitř CSM ionizuje samotný ISM. Z toho vyjde charakteristická „modrozelená“ záře viditelná v takových zbytcích supernov, jako je Cygnus Loop, když je vidět prostřednictvím i skromných amatérských nástrojů a vhodných filtrů.
Už se SN 1970G vyvinul v zbytek supernovy?
Důležitým vodítkem k vyřešení této otázky je míra úbytku hmoty supernovy před erupcí. Podle Immlera a Kuntze: „Naměřená míra úbytku hmotnosti u SN 1970G je podobná jako u jiných SNe typu II, které se obvykle pohybují od 10-5 do 10-4 solární hmoty za rok. To svědčí o tom, že rentgenová emise vzniká ze šokem zahřátého CSM uloženého progenitorem spíše než šokem zahřátého ISM, a to i v této pozdní epochě po výbuchu. “
Podle Stefana Immlera: „Supernovy obvykle obvykle rychle mizí v blízkých následcích jejich výbuchu, když rázová vlna dosáhne vnějších hranic hvězdného větru, který se stává tenčí a tenčí. O několik set let později však šok narazí do mezihvězdného média a díky vysoké hustotě ISM produkuje hojnou rentgenovou emisi. Měření hustot v přední části rázy 1970G ukázalo, že jsou charakteristické pro hvězdné větry, které jsou o více než řád menší než hustoty ISM. “
Vzhledem k nízkým úrovním rentgenového výstupu dospěli autoři k závěru, že 1970G musí ještě dosáhnout zbytkové fáze supernovy - dokonce ve věku 35 let po výbuchu. Na základě studií souvisejících se zbytky supernovy, jako je Cygnus Loop, víme, že jakmile se vytvoří zbytky, mohou přetrvávat po desítky tisíc let, když se přehřátá hmota spojí s ISM. Později, když se ISM konečně ochladil, mohou se vytvořit nové hvězdy a planety obohacené těžkými atomy, jako je uhlík, kyslík a dusík, spolu s ještě těžšími prvky (jako je železo), které vznikají během krátké chvíle skutečné supernovy. exploze - věc života.
Je zřejmé, že SN 1970G má mnohem více, aby nás naučil o posmrtném životě hmotných hvězd a jeho pochod směrem ke zbytku supernovy bude i nadále do budoucna pečlivě sledován.
Napsal Jeff Barbour
