Čandras attēls SN1970G. Attēla kredīts: NASA. Noklikšķiniet, lai palielinātu.
Astronomiem raugoties uz Visumu, viens princips izceļas ar pamat reljefu virs plašā datu un informācijas klāsta, ko uztver viņu instrumenti - Visums ir darbs. Sākot ar ūdeņraža atomu un beidzot ar galaktiku kopu, lietas mainās pārsteidzoši līdzīgi. Visumā tiek spēlēts izaugsmes, nobriešanas, nāves un atdzimšanas princips. Nekur šis princips nav pilnīgāk iemiesots nekā primārajos gaismas avotos, ko mēs redzam caur saviem instrumentiem - zvaigznēm.
2005. gada 1. jūnijā izmeklētāju pāris (Stefans Immlers no NASA Goddard kosmosa lidojumu centra un K. D. Kuntz no Džona Hopkinsa universitātes) publicēja rentgena datus, kas savākti no dažādiem kosmosā esošiem instrumentiem. Dati atklāj, kā viena masīva zvaigzne, kas iet netālu esošajā galaktikā (M101), var mums palīdzēt saprast salīdzinoši īso laika posmu starp zvaigznes nāvi un tās spožā gāzes vainaga pārveidošanu par supernovas palieku. Šī zvaigzne - supernova SN 1970G - tagad ir pieredzējusi apmēram 35 gadus redzamu “pēcdzīvi” strauji vērpjoša neitronu kodola formā ar ekspansīvu apļveida zvaigžņu gāzes un putekļu auru (CSM jeb apkārtējās kārtas viela). Pat tagad (pēc mūsu uztveres) smagie metāli skrien uz āru ar ātrumu tūkstošiem kilometru sekundē - potenciāli stādot organisko vielu sēklas starpzvaigžņu vidē (ISM) no 27 miljoniem gaismas gadu tālu galaktikas - vienu, kas viegli saskatāms vismazākajā no instrumenti Ursa Majoris pavasara zvaigznājā. Tikai tad, kad enerģija šajā jautājumā sasniegs ISM, 1970G būs pabeidzis savu dzimšanas un potenciālās atdzimšanas ciklu, lai veidotos jaunās zvaigznēs un planētās.
Zvaigznes likteni galvenokārt nosaka tās masa. Izdzīvojot tikai 50 000 gadus, vismasīvākās zvaigznes (tikpat lielas kā 150 saules) kondensējas no milzīgas aukstas gāzes un putekļu koncentrācijas, lai galu galā dzīvotu ļoti ātri. Jaunībā šādas zvaigznes izstaro kā spoži zili milži, kas izstaro ultravioleto gaismu no fotosfēras, kuras temperatūra var būt piecas reizes augstāka nekā mūsu pašu Saules. Šādās zvaigznēs kodolkrāsnis ātri uzkrājas, izdalot lielu daudzumu ārkārtīgi intensīva starojuma. Spiediens, ko rada šis starojums, vairākas reizes dzen zvaigznes ārējo apvalku uz āru pat tad, kad ļoti lādētu daļiņu lielgabals izlec no tās virsmas, lai kļūtu par zvaigznēm CSM. Spiediena dēļ, ko izdara tā strauji paplašinošais kodols, šādas zvaigznes kodoldzinējs degvielu galu galā zaudē. Sekojošais sabrukums tiek atzīmēts ar spožu gaismas šovu - tādu, kas potenciāli var pārspēt visu galaktiku. 12,1 amplitūdā II tipa supernova 1970G nekad nav kļuvusi pietiekami gaiša, lai pārvarētu savu 8. magnitūdas saimnieku. Bet apmēram 30 000 gadus pirms tā uzplaukuma 1970G vārīja lielu daudzumu ūdeņraža un hēlija gāzes spēcīga saules vēja veidā. Vēlāk šī pati diafātiskā matērijas aura pārņēma 1970. gada uzliesmojuma lielāko daļu, šokējot to rentgena ierosmē. Un tas ir tas triecienviļņu izplešanās periods, kurš pēdējos 35 novērošanas gados ir dominējis 1970G enerģijas parakstā jeb “plūsmā”.
Saskaņā ar rakstu ar nosaukumu “Rentgena starojuma atklāšana no Supernova 1970G ar Chandra” Immlers un Kuntzs ziņo, ka “Kā vecākais SN, kas atklāts rentgena staros, SN 1970G pirmo reizi ļauj tieši novērot pāreju no SN tās supernovas paliekas (SNR) fāzē. ”
Lai gan ziņojumā ir citēti rentgenstaru dati no dažādiem rentgena satelītiem, lielākā daļa informācijas nāk no piecu sesiju sērijas, izmantojot NASA Chandra rentgenstaru observatoriju laika posmā no 2004. gada 5. līdz 11. jūlijam. sesijās tika savākti gandrīz 40 stundas mīksto rentgenstaru. Čandras augstākā telpiskā izšķirtspēja un jutība, kas iegūta, ilgstoši novērojot, ļāva astronomiem pilnībā izšķirt supernovas rentgenstaru gaismas līkni no tuvējā HII apgabala galaktikā - reģiona, kas ir pietiekami spilgts redzamā gaismā, lai būtu iekļauts JLE Dreijera jaunajā Vispārīgais katalogs, kas sastādīts 19. gadsimta beigās - NGC 5455.
Rezultāti, kas iegūti, un daži citi supernovas pēcspīduma novērojumi, izmantojot NASA Chandra un ESA XMM-Newton, ir apstiprinājuši vienu no vadošajām teorijām pēc supernovas rentgenstaru gaismas kurpēm. No papīra: “Augstas kvalitātes rentgenstaru spektri ir apstiprinājuši apļveida mijiedarbības modeļu derīgumu, kas paredz cieto spektrālo komponentu priekšējā trieciena izstarošanai agrīnā laikmetā (mazāk nekā 100 dienas) un mīkstu termisko komponentu reversā. trieciena emisija pēc tam, kad paplašināmais apvalks ir kļuvis optiski mazs. ”
Desmitiem tūkstošu gadu pirms supernovas nonākšanas zvaigzne, kas kļuva par SN 1970G, mierīgi virināja matēriju. Tas CSM formā radīja plašu ūdeņraža un hēlija ekstrasteināru auru. Kad tā nonāca supernovā, milzīgs karsto vielu pieplūdums kosmosā tika nošauts, kad SN 1970G mantija atsākās pēc sabrukšanas tās pārkarsētajā kodolā. Aptuveni 100 dienas šīs vielas blīvums saglabājās ārkārtīgi augsts, un, tā kā tas iepūta CSM, novāla plūsmas izmērā dominēja cietie rentgenstari. Šie cietie rentgenstari satur desmit līdz divdesmit reizes vairāk enerģijas nekā tie, kas jāievēro.
Vēlāk, kad šī ļoti enerģētiskā viela pietiekami paplašinājās, lai kļūtu optiski caurspīdīga, tika uzraudzīts jauns periods - rentgenstaru plūsma no pašas CSM izraisīja zemākas enerģijas “mīksto” rentgenstaru apgriezto plūdu. Paredzams, ka šis periods turpināsies, līdz CSM paplašināsies līdz saplūšanas vietai ar starpzvaigžņu lietu (ISM). Tajā laikā veidosies supernovas paliekas, un CSM iekšējā siltumenerģija jonizēs pašu ISM. No tā iznāks raksturīgais “zili zaļais” mirdzums, kas redzams tādās supernovu paliekās kā Cygnus Loop, redzot caur pat pieticīgiem amatieru instrumentiem un atbilstošiem filtriem.
Vai SN 1970G vēl ir kļuvis par supernovas palieku?
Viens no svarīgākajiem pavedieniem šī jautājuma risināšanā ir redzams supernovas masas zudumu ātrumā pirms izvirduma. Pēc Immlera un Kuntza vārdiem: “SN 1970G izmērītais masas zudumu līmenis ir līdzīgs tam, kas secināts par citiem II tipa SNe, kas parasti svārstās no 10-5 līdz 10-4 saules masas gadā. Tas norāda, ka rentgenstaru izstarošana rodas no šoka uzkarsēta CSM, ko noguldījis priekštecis, nevis ar šoka apsildāmu ISM, pat šajā vēlīnā laika posmā pēc uzliesmojuma. ”
Pēc Stefana Immlera teiktā, “supernovas parasti ātri izzūd tūlīt pēc to eksplozijas, kad trieciena vilnis sasniedz zvaigžņu vēja ārējās robežas, kas kļūst plānāks un plānāks. Pēc dažiem simtiem gadu šoks tomēr nonāk starpzvaigžņu vidē un ISM lielā blīvuma dēļ rada lielu rentgena starojumu. Blīvuma mērījumi 1970G šoka frontē parādīja, ka tie ir raksturīgi zvaigžņu vējam, kas ir vairāk nekā par vienu pakāpi mazāks nekā ISM blīvums. ”
Zemā rentgena starojuma līmeņa dēļ autori secināja, ka 1970G vēl nav sasniegts supernovas paliekošais posms - pat 35 gadu vecumā pēc eksplozijas. Balstoties uz pētījumiem, kas saistīti ar supernovas paliekām, piemēram, Cygnus Loop, mēs zinām, ka, izveidojoties paliekām, tās var saglabāties desmitiem tūkstošu gadu, jo pārkarsētā viela saplūst ar ISM. Vēlāk, pēc tam, kad ISM ir beidzot atdzisis, var veidoties jaunas zvaigznes un planētas, kuras bagātina smagi atomi, piemēram, ogleklis, skābeklis un slāpeklis, ar vēl smagākiem elementiem (piemēram, dzelzi), kas rodas īsajā faktiskās supernovas brīdī. sprādziens - dzīves sīkumi.
Skaidrs, ka SN 1970G ir daudz vairāk, lai iemācītu mums par masīvo zvaigžņu pēcdzīvošanu, un tās gājiens uz supernovas paliekas statusu arī turpmāk tiks rūpīgi uzraudzīts.
Raksta Džefs Barbors
