Изображение на Chandra от SN1970G. Кредит за изображение: НАСА. Щракнете за уголемяване
Докато астрономите гледат над Вселената, един принцип се откроява в барелефа над огромния масив от данни и информация, заснети от техните инструменти - Вселената е в процес на работа. От водородния атом до галактическия клъстер нещата претърпяват промяна по изненадващо сходни начини. Във Вселената играе принцип на растеж, съзряване, смърт и прераждане. Никъде този принцип не е въплътен по-пълно, отколкото в основните източници на светлина, които виждаме чрез нашите инструменти - звездите.
На 1 юни 2005 г. двойка изследователи (Стефан Имлер от Центъра за космически полети на Годард на НАСА и К. Д. Кунц от университета Джон Хопкинс) публикуват рентгенови данни, събрани от различни космически инструменти. Данните разкриват как една масивна звезда, минаваща в близката галактика (M101), може да ни помогне да разберем сравнително краткия период между смъртта на звездата и превръщането на светещия й венец от газ в остатък от свръхнова. Тази звезда - свръхновата SN 1970G - сега е преживяла около 35 години видимо „отвъдното“ под формата на бързо въртящо се неутронно ядро в обширна окръжна звездна аура на газ и прах (CSM или заобикаляща материя). Дори сега (според нашето възприятие) тежките метали се движат навън със скорост хиляди километри в секунда - потенциално засаждат семена от органична материя в междузвездната среда (ISM) на далечна галактика от 27 милиона светлинни години - една лесно видима в най-малката от инструменти в пролетното съзвездие на Ursa Majoris. Само когато енергията в тази материя достигне ISM, 1970G ще завърши своя цикъл на раждане и потенциално прераждане, за да се оформи в нови звезди и планети.
Съдбата на една звезда се определя преди всичко от нейната маса. Оцелели за едва 50 000 години, най-масивните звезди (до 150 слънца) се кондензират от огромни концентрации на студен газ и прах, за да живеят в крайна сметка много бързо. В младостта такива звезди излъчват като блестящи сини гиганти, излъчващи почти ултравиолетова светлина от фотосфера, чиято температура може да е пет пъти по-висока от тази на собственото ни Слънце. В рамките на такива звезди ядрените пещи бързо се натрупват, отделяйки огромни количества изключително интензивна радиация. Натискът от това излъчване изтласква външната обвивка на звездата многократно навън, дори когато вилният отвор на силно заредени частици се извива от повърхността й, за да се превърне в звезди CSM. Благодарение на налягането на бързо разрастващото се ядро, ядреният двигател на такава звезда в крайна сметка става гладен за гориво. Последващият срив е белязан от блестящо светлинно шоу - такова, което потенциално може да засенчи цяла галактика. С магнитуд 12,1, тип II супернова 1970G никога не е станал достатъчно ярък, за да преодолее своя 8-ми магнитуд. Но в продължение на 30 000 години преди своето изцветяване, 1970G кипи обилно количество водород и хелий под формата на мощен слънчев вятър. По-късно същата тази дифанална аура на материята избухна в изблик на 1970 г. и го шокира в рентгеново възбуждане. И именно този период на разширяващи се ударни вълни доминира енергийния подпис или „поток” от 1970G през последните 35 години на наблюдение.
Според документ, озаглавен „Откриване на рентгенова емисия от Supernova 1970G с Чандра“ Имлер и Кунц съобщават, че „Като най-старата SN, открита при рентгенови лъчи, SN 1970G позволява за първи път директно наблюдение на прехода от SN към неговата фаза на остатъка от свръхнова (SNR). "
Въпреки че докладът цитира рентгенови данни от различни рентгенови спътници, по-голямата част от информацията излиза от поредица от пет сесии, използващи рентгеновата обсерватория Чандра на НАСА през периода 5-11 юли 2004 г. По време на тези сесии бяха събрани общо почти 40 часа меки рентгенови лъчи. Превъзходната пространствена разделителна способност на Чандра и чувствителността, получена при дългосрочно наблюдение, позволиха на астрономите напълно да разрешат рентгеновата светлина на свръхновата от тази на близкия HII регион в галактиката - регион, достатъчно ярък при видима светлина, за да бъде включен в новата JLE Dreyer's New Общ каталог, съставен през края на 19 век - NGC 5455.
Резултатите от това - и няколко други наблюдения на свръхновото последващо светене с помощта на Чандра и XMM-Нютон на НАСА - потвърдиха една от водещите теории за рентгеновите лъчи на пост-свръхнова. От статията: „Висококачествените рентгенови спектри потвърдиха валидността на моделите на заобикалянето на циркулатора, които прогнозират твърд спектрален компонент за излъчване на удар напред в ранна епоха (по-малко от 100 дни) и мек термичен компонент за обратната страна шоково излъчване, след като разширяващата се обвивка е станала оптически тънка. "
В продължение на десетки хиляди години, преди да излезе свръхнова, звездата, станала SN 1970G, тихо кипя материята в космоса. Това създаде експанзивна извънзвездна аура на водород и хелий под формата на CSM. Когато отидеше свръхнова, масивен поток гореща материя изстреля в космоса, когато мантията на SN 1970G отскочи след срутване върху прегрятото му ядро. За приблизително 100 дни плътността на тази материя остана изключително висока и - докато прониква в CSM - твърди рентгенови лъчи доминират в изхода на новалния поток. Тези твърди рентгенови лъчи съдържат десет до двадесет пъти повече енергия от тези, които трябва да следват.
По-късно, когато тази силно енергизирана материя се разшири достатъчно, за да стане оптично прозрачна, нов период настъпи - рентгеновият поток от самия CSM предизвика обратен поток от ниско енергийни "меки" рентгенови лъчи. Очаква се този период да продължи, докато CSM се разшири до точката на сливане с Interstellar Matter (ISM). По това време остатъкът от свръхнова ще формира и топлинната енергия в рамките на CSM ще йонизира самия ISM. От това ще излезе характерното „синьо-зелено“ сияние, видимо в такива остатъци от свръхнови като Cygnus Loop, когато се види чрез дори скромни любителски инструменти и подходящи филтри.
SN 1970G се е превърнал в остатък от свръхнова?
Една важна улика за решаването на този въпрос се вижда в степента на загуба на маса на свръхновата преди изригването. Според Immler и Kuntz: „Измереният процент на загуба на маса за SN 1970G е подобен на този, изведен за други SNe тип II, който обикновено варира от 10-5 до 10-4 слънчеви маси на година. Това е показателно, че рентгеновата емисия възниква от шоково загрята CSM, депозирана от прародителя, а не от шоково загрята ISM, дори в тази късна епоха след избухването. "
Според Стефан Имлер „Суперновите обикновено избледняват бързо в близката след експлозията си, когато ударната вълна достигне до външните граници на звездния вятър, който става все по-тънък и по-тънък. Няколкостотин години по-късно, обаче, шокът преминава в междузвездната среда и произвежда обилна рентгенова емисия поради високата плътност на ISM. Измерванията на плътностите в ударния фронт на 1970G показват, че те са характерни за звездни ветрове, които са с порядък по-малък от плътностите на ISM. "
Поради ниските нива на рентгенов изход, авторите стигат до заключението, че 1970G тепърва е достигнала фазата на остатъците от свръхнова - дори на възраст от 35 години след експлозията. Въз основа на проучвания, свързани с остатъците от свръхнова, като Cygnus Loop, ние знаем, че след като останките се образуват, те могат да продължат да съществуват десетки хиляди години като прегрята материя се свързва с ISM. По-късно, след като нагрятата от удар ISM окончателно се охлади, нови звезди и планети могат да образуват обогатени от тежки атоми като въглерод, кислород и азот, заедно с още по-тежки елементи (като желязо), получени по време на краткия момент на действителната свръхнова експлозия - нещата от живота.
Ясно е, че SN 1970G има много повече да ни научи за отвъдния свят на масивни звезди и походът му към остатъчен статус на свръхнова ще продължи да бъде внимателно наблюдаван и в бъдеще.
Написано от Джеф Барбър
