Imagine Chandra a SN1970G. Credit de imagine: NASA. Faceți clic pentru a mări.
Pe măsură ce astronomii privesc Universul, un principiu se remarcă în relieful deasupra vastei surse de date și informații captate de instrumentele lor - Universul este o lucrare în curs. De la atomul de hidrogen la clusterul galaxiei, lucrurile suferă schimbări în moduri surprinzător de similare. Un principiu de creștere, maturizare, moarte și renaștere este în joc în Univers. Nicăieri nu este întrupat acest principiu mai complet decât în sursele de lumină primare pe care le vedem prin instrumentele noastre - stelele.
La 1 iunie 2005, o pereche de investigatori (Ștefan Immler din Centrul de zbor spațial Goddard al NASA și K.D. Kuntz de la Universitatea John Hopkins) au publicat date cu raze X colectate dintr-o varietate de instrumente spațiale. Datele relevă cum o stea masivă care trece într-o galaxie din apropiere (M101) ne poate ajuta să înțelegem perioada relativ scurtă dintre moartea unei stele și transformarea coroanei sale luminoase de gaz într-o rămășiță de supernova. Acea stea - supernova SN 1970G - a cunoscut acum aproximativ 35 de ani de o „viață de după” vizibilă, sub forma unui nucleu neutron care se învârte rapid într-o aură circumstanțială expansivă de gaz și praf (CSM sau materie circumstanțială). Chiar și acum (din percepția noastră), metalele grele pornesc spre exterior cu o viteză de mii de kilometri pe secundă - plantând potențial semințe de materie organică în Mediul Interstelar (ISM) dintr-o galaxie îndepărtată de 27 de milioane de ani lumină - una ușor vizibilă în cea mai mică dintre instrumente din constelația de primăvară a Ursa Majoris. Numai atunci când energia din această materie ajunge la ISM, 1970G își va încheia ciclul de naștere și renașterea potențială pentru a se forma în stele și planete noi.
Destinul unei stele este determinat în primul rând de masa ei. Supraviețuind timp de 50.000 de ani, cele mai masive stele (la fel de mari de 150 de soare) se condensează din concentrații vaste de gaz rece și praf pentru a duce în cele din urmă vieți foarte rapide. În tinerețe, astfel de stele exultă ca niște giganți albaștri strălucitori care radiază lumina aproape ultravioletă dintr-o fotosferă a cărei temperatură poate fi de cinci ori mai mare decât cea a propriului nostru Soare. În aceste stele cuptoarele nucleare se acumulează rapid, producând cantități prodigioase de radiații extrem de intense. Presiunea din această radiație impulsionează înfășurarea exterioară a stelei de multe ori, chiar și când un balon de urmat de particule puternic încărcate fierbe pe suprafața sa pentru a deveni CSM-ul stelelor. Din cauza presiunii exercitate de miezul său în expansiune rapidă, un astfel de motor nuclear al unei stele devine în cele din urmă înfometat pentru combustibil. Prabusirea ulterioară este marcată de un spectacol luminos strălucitor - unul care poate potențializa o întreagă galaxie. La magnitudinea 12.1, supernova de tip II 1970G nu a devenit niciodată suficient de strălucitoare pentru a-și depăși gazda a 8-a. Dar pentru aproximativ 30.000 de ani înainte de eflorescența sa, 1970G a fiert cantități abundente de hidrogen și gaz de heliu, sub forma unui vânt solar puternic. Mai târziu, aceeași aură diafană a materiei a luat brusc explozia din 1970, șocând-o în excitația cu raze X. Și este acea perioadă de expansiune a undelor de șoc care a dominat semnătura energetică sau „fluxul” din 1970G în ultimii 35 de ani de observație.
Conform unui document intitulat „Descoperirea emisiilor de raze X de la Supernova 1970G cu Chandra” Immler și Kuntz raportează că „Întrucât cel mai vechi SN detectat în razele X, SN 1970G permite, pentru prima dată, observarea directă a tranziției de la un SN în faza rămășiței sale de supernova (SNR). "
Deși raportul citează date cu raze X dintr-o varietate de sateliți cu raze X, cea mai mare parte a informațiilor iese dintr-o serie de cinci sesiuni folosind Observatorul Chandra X-Ray din NASA în perioada 5-11 iulie 2004. În timpul celor au fost colectate un număr de aproape 40 de ore de raze X moi. Rezoluția spațială superioară a lui Chandra și sensibilitatea obținută din observația de lungă durată au permis astronomilor să rezolve complet raza de lumină cu raze X a supernovei din cea a unei regiuni HII din apropierea galaxiei - o regiune suficient de strălucitoare în lumină vizibilă pentru a fi inclusă în JLE Dreyer's New Catalogul general compilat la sfârșitul secolului XIX - NGC 5455.
Rezultatele obținute în acest sens - și o serie de alte observații ale supernovei ulterioare, folosind Chandra NASA și XMM-Newton de la ESA - au confirmat una dintre teoriile de vârf ale unor fascicule de raze X post-supernova. Din lucrare: „spectrele de raze X de înaltă calitate au confirmat validitatea modelelor de interacțiune circumstanțială care prezic o componentă spectrală dura pentru emisia de șoc înainte în epoca timpurie (mai puțin de 100 de zile) și o componentă termică moale pentru invers. emisia de șoc după ce coaja în expansiune a devenit subțire optică. "
Timp de zeci de mii de ani înainte de a merge la supernova, steaua care a devenit SN 1970G a redus în liniște materia în spațiu. Aceasta a creat o aură extraselară extinsă de hidrogen și heliu, sub forma unui CSM. Când a trecut supernova, un flux masiv de materie fierbinte s-a împușcat în spațiu în timp ce mantaua SN 1970G a revenit după prăbușirea nucleului său supraîncălzit. Timp de aproximativ 100 de zile, densitatea acestei materii a rămas extrem de ridicată și, pe măsură ce a intrat în CSM, razele X dure au dominat ieșirea fluxului noval. Aceste raze X dure conțin de zece până la douăzeci de ori mai multă energie decât cele de urmat.
Mai târziu, când această materie puternic energizată s-a extins suficient pentru a deveni optic transparent, o nouă perioadă a depășit - fluxul de raze X din CSM în sine a provocat o inundație inversă de raze X „moi” cu energie mai mică. Această perioadă va continua până când CSM se va extinde până la punctul de fuziune cu Interstellar Matter (ISM). În acel moment, restul de supernova se va forma și energia termică din CSM va ioniza ISM-ul în sine. Din aceasta va ieși strălucirea caracteristică „albastru-verde”, vizibilă în resturile de supranovene precum bucla Cygnus, când este văzută chiar prin instrumente amatoare modeste și filtre adecvate.
SN 1970G a evoluat încă într-o rămășiță de supernova?
Un indiciu important pentru soluționarea acestei întrebări este observat în rata de pierdere în masă a supernovei înainte de erupție. Conform lui Immler și Kuntz: „Rata de pierdere în masă pentru SN 1970G este similară cu cele deduse pentru alte SNe de tip II, care de obicei variază între 10-5 la 10-4 mase solare pe an. Acest lucru indică faptul că emisia de raze X provine din CSM încălzit prin șoc depus de progenitor, mai degrabă decât ISM încălzit prin șoc, chiar și în această epocă târzie după izbucnire. "
Potrivit lui Stefan Immler, „Supernovele de obicei se estompează rapid în perioada imediat următoare a exploziei lor, deoarece valul de șoc atinge limitele exterioare ale vântului stelar, care devine mai subțire și mai subțire. Câteva sute de ani mai târziu, însă, șocul trece în mediul interstelar și produce emisiuni de raze X copioase datorită densităților mari ale ISM. Măsurătorile densităților din fața de șoc din 1970G au arătat că sunt caracteristice vânturilor stelare, care sunt mai mult decât un ordin de mărime mai mici decât densitățile ISM. "
Din cauza nivelului scăzut de ieșire de raze X, autorii au ajuns la concluzia că 1970G nu a ajuns încă la faza rămășiței supernovei - chiar și la o vârstă de 35 de ani după explozie. Pe baza studiilor asociate cu resturi de supernove, precum Bucla Cygnus, știm că, odată formate rămășițele, acestea pot persista zeci de mii de ani, deoarece materia supraîncălzită fuzionează cu ISM. Mai târziu, după ce ISM-ul încălzit prin șoc s-a răcit în cele din urmă, noi stele și planete se pot forma îmbogățite de atomi grei precum carbon, oxigen și azot, împreună cu elemente și mai grele (cum ar fi fierul) produse în scurtul moment al supernovei reale. explozie - lucrurile vieții.
Desigur, SN 1970G are mult mai multe lucruri care să ne învețe despre viața de apoi a stelelor masive, iar marșul său către statutul de rămășițe al supernovei va continua să fie atent monitorizat bine în viitor.
Scris de Jeff Barbour
