Slika Chandra SN1970G. Kreditna slika: NASA. Klikni za veću sliku
Dok astronomi bdiju nad Svemirom, jedno se načelo ističe u reljefu iznad ogromnog niza podataka i informacija koje su zarobili njihovi instrumenti - svemir je u tijeku. Od atoma vodika do galaksije, stvari se mijenjaju na iznenađujuće slične načine. U Svemiru se igra princip rasta, sazrijevanja, smrti i ponovnog rođenja. Nigdje nije taj princip cjelovitiji nego u primarnim izvorima svjetlosti koje vidimo kroz naše instrumente - zvijezde.
1. lipnja 2005., par istražitelja (Stefan Immler iz NASA-inog centra za svemirske letove Goddard i K. D. Kuntz sa sveučilišta John Hopkins) objavili su rendgenske podatke prikupljene iz različitih svemirskih instrumenata. Podaci otkrivaju kako nam jedna ogromna zvijezda koja prolazi unutar obližnje galaksije (M101) može pomoći da shvatimo relativno kratko razdoblje između smrti zvijezde i transformacije njenog svjetlosnog vijenca plina u ostatak supernove. Ta zvijezda - supernova SN 1970G - sada je iskusila nekih 35 godina vidljivog „zagrobnog života“ u obliku brzog okretnog neutronskog jezgra unutar ekspanzivne cirkularne aure plina i prašine (CSM ili okosnica). Čak i sada (prema našoj percepciji) teški metali trče prema van brzinom od tisuću kilometara u sekundi - potencijalno sadi sjeme organske tvari u međuzvezdnom mediju (ISM) udaljene 27 milijuna svjetlosnih godina galaksije - jedna lako vidljiva u najmanjoj od instrumente unutar proljetnog zviježđa Ursa Majoris. Tek kada energija unutar te materije dostigne ISM, 1970G će dovršiti ciklus rođenja i potencijalnog ponovnog rođenja kako bi se formirao u nove zvijezde i planete.
Sudbina zvijezde prvenstveno je određena njenom masom. Preživjevši za samo 50.000 godina, najmasovnije zvijezde (čak 150 sunca) kondenziraju se iz ogromnih koncentracija hladnog plina i prašine kako bi na kraju živjele vrlo brzo. U mladosti takve zvijezde isijavaju poput sjajnih plavih divova koji zrače blizu ultraljubičasto svjetlo iz fotosfere čija je temperatura možda pet puta veća od temperature vlastitog Sunca. Unutar takvih zvijezda nuklearne peći brzo se akumuliraju ispuštajući ogromne količine izuzetno intenzivnog zračenja. Pritisak ovog zračenja potiskuje vanjski omotač zvijezde mnogo puta prema van, čak i dok vilina visoko nabijenih čestica kihne s njene površine i postane zvijezda CSM. Zbog pritiska koji se stvara u jezgri koja se brzo širi, takav zvjezdani nuklearni motor s vremenom postaje gladovan zbog goriva. Naredni kolaps obilježen je sjajnom svjetlosnom predstavom - koja potencijalno može zasjeniti čitavu galaksiju. S magnitudom 12,1, supernova 1970G tipa II nikada nije postala dovoljno svijetla da bi nadvladala svoj osmi domaćin magnitude. No, nekih 30.000 godina prije njezinog sjaja, 1970. g. Izbacivala je veliku količinu vodika i helijuma u obliku snažnog solarnog vjetra. Kasnije je ta ista dvolična aura materije pokrenula izljev 1970G-a, pretvarajući ga u uzbuđenje rendgenima. I upravo je to razdoblje širenja udarnih valova dominiralo energetskim potpisom ili "fluksom" 1970G tijekom posljednjih 35 godina promatranja.
Prema radu pod naslovom „Otkrivanje rendgenske emisije iz Supernove 1970G s Chandrom“ Immler i Kuntz navode da „Kao najstariji SN otkriven na rendgenu, SN 1970G po prvi put omogućava direktno promatranje prijelaza sa SN do faze ostatka supernove (SNR). "
Iako izvješće navodi rendgenske podatke s raznih rendgenskih satelita, većina informacija dolazi iz niza od pet sesija pomoću NASA-inog opservatorija Chandra u razdoblju od 5. do 11. srpnja 2004. Tijekom tih sesije ukupno je prikupljeno gotovo 40 sati mekih rendgenskih zraka. Chandrova vrhunska prostorna rezolucija i osjetljivost stečena dugotrajnim promatranjem omogućili su astronomima da u potpunosti razriješe supernovski rendgenski svjetlosni tok iz obližnjeg HII područja unutar galaksije - područja dovoljno svijetla u vidljivoj svjetlosti da su bili uvršteni u New JLE Dreyer's New Opći katalog sastavljen krajem 19. stoljeća - NGC 5455.
Rezultati ovoga - i pregršt drugih promatranja naknadnog sjaja supernove pomoću NASA Chandra i ESM-ovog XMM-Newtona - potvrdili su jednu od vodećih teorija rendgenskog zračenja post-supernove. Iz rada: „Visokokvalitetni rendgenski spektri potvrdili su valjanost modela cirkutzvezdne interakcije koji predviđaju tvrdu spektralnu komponentu za emitiranje udara naprijed tijekom rane epohe (manje od 100 dana) i meku termičku komponentu za naličje emisija udara nakon što je školjka koja se širi postala optički tanka. "
Desetinama tisuća godina prije nego što je postala supernova, zvijezda koja je postala SN 1970G tiho je odbacila materiju u svemir. To je stvorilo ekspanzivnu vanzvjezdanu auru vodika i helija u obliku CSM-a. Kad je krenuo u supernovu, masivni tok vruće tvari pucao je u svemir, dok se plašt SN 1970G odbio nakon što se srušio na pregrijanu jezgru. Za otprilike 100 dana, gustoća ove materije ostala je pretjerano visoka i - dok je zalazio u CSM - tvrdi rendgenski zraci dominirali su u izlazu novalnog toka. Ove tvrde X-zrake sadrže deset do dvadeset puta više energije od one koju slijede.
Kasnije, kad se ova jako energizirana materija dovoljno proširila da postane optički transparentna, novo razdoblje je supervirano - tok rendgenskih zraka iz samog CSM-a izazvao je obrnutu poplavu "mekih" rendgenskih zraka niže energije. Očekuje se da će se to razdoblje nastaviti sve dok se CSM ne proširi do točke spajanja s međustaničnom materijom (ISM). Tada će ostatak supernove formirati i toplinska energija unutar CSM ionizirat će sam ISM. Iz ovoga će se pojaviti karakterističan "plavo-zeleni" sjaj vidljiv u takvim ostacima supernove kao što je Cygnus Petlja kada se vidi kroz skromne amaterske instrumente i odgovarajuće filtere.
Je li se SN 1970G još razvio u ostatku supernove?
Jedan važan znak za rješavanje ovog pitanja vidi se u stopi gubitka supernove prije erupcije. Prema Immleru i Kuntzu: „Izmjerena stopa gubitka mase za SN 1970G slična je onima utvrđena za druge SNe tipa II, koja se obično kreću od 10-5 do 10-4 solarne mase godišnje. Ovo je indikativno da emisija rendgenskih zraka nastaje uslijed udara zagrijanog CSM-a kojeg je položio progenitor, a ne ISM-a zagrijanog čak i u ovoj kasnoj epohi nakon izbijanja. "
Prema Stefanu Immleru, "Supernove obično brzo blede u bliskoj eksploziji nakon što udarni val dosegne vanjske granice zvjezdanog vjetra koji postaju tanji i tanji. Nekoliko stotina godina kasnije, međutim, šok naleti u međuzvjezdani medij i stvara veliku emisiju rendgenskih zraka zbog velike gustoće ISM-a. Mjerenja gustoće na udarnom frontu iz 1970G pokazala su da su one karakteristične za zvjezdane vjetrove koji su više nego što je manji od gustoće ISM-a. "
Zbog niskih razina X-zraka, autori su zaključili da 1970G tek treba dostići ostatak faze supernove - čak i u dobi od 35 godina nakon eksplozije. Na temelju studija povezanih s ostacima supernove, poput Cygnusove petlje, znamo da nakon što se ostaci formiraju, mogu postojati desetinama tisuća godina kao pregrijana tvar spaja se s ISM-om. Kasnije, nakon što se ISM zagrijani od udara konačno ohladio, nove zvijezde i planeti mogu se formirati obogaćeni teškim atomima kao što su ugljik, kisik i dušik, zajedno s još težim elementima (poput željeza) proizvedenim u kratkom trenutku stvarne supernove eksplozija - stvari života.
Jasno da SN 1970G ima mnogo više da nas poduči o zagrobnom životu masivnih zvijezda, a njegov pohod prema statusu ostataka supernove nastavit ćemo pažljivo pratiti i u budućnosti.
Napisao Jeff Barbour
