Chandra-kuva SN1970G: stä. Kuvan luotto: NASA. Klikkaa suurentaaksesi.
Kun tähtitieteilijät katsovat maailmankaikkeuden yli, yksi periaate erottuu kantapohjaisella reljeetilla heidän instrumenttiensa kaappaaman datan ja tiedon valtavan yhdistelmän yläpuolella - universumi on meneillään oleva työ. Vetyatomista galaksiklusteriin asiat muuttuvat yllättävän samanlaisilla tavoilla. Kasvun, kypsymisen, kuoleman ja uudestisyntymisen periaate on pelattu maailmankaikkeudessa. Tätä periaatetta ei missään nimessä ole toteutettu täydellisemmin kuin ensisijaisissa valonlähteissä, joita näemme instrumenttejemme kautta - tähdet.
Tutkijoiden pari (Stefan Immler NASA: n Goddardin avaruuslentokeskuksesta ja K. D. Kuntz John Hopkinkin yliopistosta) julkaisi 1. kesäkuuta 2005 röntgenkuvat, jotka oli kerätty useista avaruudessa käytettävistä välineistä. Tiedot paljastavat, kuinka yksi massiivinen tähti, joka kulkee lähellä olevassa galaksissa (M101), voi auttaa meitä ymmärtämään suhteellisen lyhyen ajanjakson tähden kuoleman ja sen kirkkaan kaasuseppeleen muuttumisen kautta supernoovan jäännökseksi. Tuo tähti - supernova SN 1970G - on nyt kokenut noin 35 vuotta näkyvää ”jälkielämää” nopeasti pyörivän neutronisen ytimen muodossa kaasun ja pölyn laajassa ympyrä-aura-aurassa (CSM tai ympäröivä aine). Jo nyt (meidän käsityksemme mukaan) raskasmetallit kilpailevat ulospäin tuhansien kilometrien sekunnissa nopeudella - mahdollisesti orgaanisen aineen siementen istuttamiseen 27 miljoonan valovuoden valokauden päässä olevan galaksin väliseen väliaineeseen (ISM) - sellaiseen, joka on helposti näkyvissä pienimmässä soittimet keväällä Ursa Majoris. Vasta kun kyseisen aineen energia saavuttaa ISM: n, 1970G on suorittanut syntymän ja potentiaalisen uudestisyntymisen syklinsä muodostaakseen uudet tähdet ja planeetat.
Tähteen kohtalon määrää ensisijaisesti sen massa. Niinkin alhaiset kuin 50 000 vuotta, massiivisimmat tähdet (jopa 150 aurinkoa) tiivistyvät valtavista pitoisuuksista kylmää kaasua ja pölyä elääkseen lopulta erittäin nopean elämän. Nuoruudessa tällaisia tähtiä esiintyy nerokkaina sinisinä jättiläisinä, jotka säteilevät lähes ultraviolettivaloa valokehästä, jonka lämpötila voi olla viisi kertaa korkeampi kuin oman aurinkoomme. Tällaisissa tähdissä ydinuunit kerääntyvät nopeasti ja lähettävät upeita määriä erittäin voimakasta säteilyä. Tämän säteilyn aiheuttama paine ajaa tähden ulkokuoren monta kertaa ulospäin jopa silloin, kun erittäin varautuneiden hiukkasten ulvova rake kiehuu sen pinnalta tullakseen tähti CSM. Nopeasti kasvavan ytimensä aiheuttaman paineen takia tällaisen tähden ydinmoottori lopulta nälkää polttoainetta. Seuraava romahdus on merkitty loistavalla valonäytöllä - sellaisena, joka voi potentiaalisesti ohittaa koko galaksin. Korkeudella 12,1 tyypin II supernova 1970G ei koskaan tullut riittävän kirkkaaksi voittamaankseen 8. suuruusluokan isänän. Mutta noin 30 000 vuotta ennen kukoistustaan, 1970G keitti runsaasti määriä vetyä ja heliumkaasua voimakkaan aurinkotuulen muodossa. Myöhemmin tämä sama virtausmainen aineen aura sai 1970G: n puhkeamisen räikeäksi ja järkytti sen röntgenheräteeseen. Ja juuri se laajentuneiden iskuaaltojen ajanjakso on hallinut 1970G: n energian allekirjoitusta tai ”vuota” viimeisen 35 havaintovuoden aikana.
Röntgen säteilyn havaitseminen Supernova 1970G: stä Chandran kanssa -lehden mukaan Immler ja Kuntz kertovat, että "Kuten vanhin röntgensäteissä havaittu SN, SN 1970G sallii ensimmäistä kertaa suoran tarkkailun siirtymästä SN sen supernoovajäännös (SNR) vaiheeseen. ”
Vaikka raportissa viitataan röntgenkuvaukseen useista röntgensatelliiteista, suurin osa tiedoista tulee viiden istunnon sarjasta, joissa käytettiin NASA: n Chandra-röntgenvalvontayksikköä 5.-11.7.2004. istuntojen aikana kerättiin yhteensä lähes 40 tuntia pehmeää röntgenkuvaa. Chandran erinomainen paikallinen resoluutio ja pitkäaikaisesta havainnosta saatu herkkyys antoivat tähtitieteilijöille täydellisen ratkaisun supernovan röntgenvalokäyrästä galaksin sisällä olevan lähellä olevan HII-alueen valokeilaan - alue, joka on riittävän kirkas näkyvässä valossa, jotta se olisi sisällytetty JLE Dreyerin uuteen 1800-luvun lopulla koottu yleinen katalogi - NGC 5455.
Tämän tulokset - ja kourallinen muita supernoovan jälkivalon havaintoja käyttämällä NASA: n Chandraa ja ESA: n XMM-Newtonia - ovat vahvistaneet yhden supernovan jälkeisten röntgensädekuoreiden johtavista teorioista. Artikkelista: ”Korkealaatuiset röntgenspektrit ovat vahvistaneet niiden ympyrämäisten vuorovaikutusmallien paikkansapitävyyden, jotka ennustavat kovan spektrikomponentin eteenpäin suuntautuvalle iskusäteilylle varhaiskaudella (alle 100 päivää) ja pehmeän lämpökomponentin käänteiseen suuntaan iskun emissio sen jälkeen kun laajentuva vaippa on optisesti ohut. ”
Kymmeniä tuhansia vuosia ennen supernovaan menemistä, tähti, josta tuli SN 1970G, keitti hiljaa aineen avaruuteen. Tämä loi vedyn ja heliumin laajan ekstrastellaarisen auran CSM: n muodossa. Kun se meni supernovaan, massiivinen kuumaainevirta ampui avaruuteen, kun SN 1970G: n vaippa palautui romahtamisen jälkeen ylikuumennettuun ytimeen. Noin 100 vuorokauden ajan tämän aineen tiheys pysyi erittäin korkeana ja - kun se tunkeutui CSM: ään - kovat röntgensäteet hallitsivat novalivirtauksen tuottoa. Nämä kovat röntgensäteet sisältävät kymmenestä kaksikymmentä kertaa enemmän energiaa kuin seurattavat.
Myöhemmin, kun tämä voimakkaasti energiallinen aine laajeni tarpeeksi optisesti läpinäkyväksi, uusi ajanjakso sai virheen - CSM: n itse röntgenvirta aiheutti käänteisen tulvan alhaisemman energian “pehmeille” röntgensäteille. Tämän ajanjakson odotetaan jatkuvan, kunnes CSM laajenee pisteeseen, jossa se sulautuu Interstellar Matteriin (ISM). Tuolloin supernoovajäännös muodostuu ja lämpöenergia CSM: ssä ionisoi itse ISM: ää. Tästä tulee tyypillisesti ”sinivihreä” hehku, joka näkyy sellaisissa supernovien jäännöksissä kuin Cygnus-silmukka, kun niitä nähdään jopa vaatimaton amatööri-instrumentti ja sopivat suodattimet.
Onko SN 1970G kehittynyt supernovan jäännökseksi?
Yksi tärkeä vihje tämän kysymyksen ratkaisemiseen nähdään supernoovan massahäviöasteessa ennen purkausta. Immlerin ja Kuntzin mukaan: ”SN 1970G: n mitattu massahäviöaste on samanlainen kuin muille tyypin II SNe: lle päätetyille, jotka tyypillisesti ovat 10-5 10: een-4 aurinkomassat vuodessa. Tämä on osoitus siitä, että röntgensäteily syntyy iskukuumennetusta CSM: stä, jonka progenitori on tallettanut, eikä shokkikuumennettua ISM: tä, jopa tällä myöhäisellä ajanjaksolla puhkeamisen jälkeen. "
Stefan Immlerin mukaan ”Supernovat häviävät nopeasti nopeasti räjähdyksensä jälkimainingeissa, kun iskuaalto saavuttaa tähtituulen, joka tulee ohuempi ja ohuempi, ulkorajat. Muutama sata vuotta myöhemmin isku kuitenkin törmää tähtienväliseen väliaineeseen ja tuottaa runsaasti röntgensäteilyä ISM: n korkeiden tiheysten vuoksi. Tilavuuksien mittaukset iskun edessä 1970G osoittivat, että ne ovat ominaisia tähtituuleille, jotka ovat enemmän kuin kertaluokkaa pienempiä kuin ISM: n tiheydet. "
Koska röntgensäteily on alhainen, kirjoittajat ovat päättäneet, että 1970G: n ei ole vielä saavutettava supernovan jäännösvaihetta - jopa 35 vuoden ikäisenä räjähdyksen jälkeen. Supernovajäännöksiin, kuten Cygnus-silmukkaan, liittyvien tutkimusten perusteella tiedämme, että jäännösten muodostumisen jälkeen ne voivat säilyä kymmeniä tuhansia vuosia, kun ylikuumennettu aine sulautuu ISM: ään. Myöhemmin, kun iskukuumennettu ISM on lopulta jäähtynyt, uusia tähtiä ja planeettoja voi muodostua rikastettuina raskaiden atomien, kuten hiilen, hapen ja typen, kanssa jopa raskaampien elementtien (kuten rauta) kanssa, jotka muodostuvat hetkellisen todellisen supernovan aikana. räjähdys - elämän kamaa.
On selvää, että SN 1970G: llä on paljon enemmän opettamassa meille massiivisten tähtien jälkielämää ja sen marssia kohti supernoovan jäännöstilaa seurataan edelleen huolellisesti hyvin tulevaisuudessa.
Kirjoittaja Jeff Barbour
