Εικόνα Chandra του SN1970G. Πιστωτική εικόνα: NASA. Κάντε κλικ για μεγέθυνση.
Καθώς οι αστρονόμοι κοιτάζουν πάνω από το Σύμπαν, μια αρχή ξεχωρίζει πάνω από την τεράστια δέσμη δεδομένων και πληροφοριών που συλλαμβάνονται από τα όργανα τους - το Σύμπαν είναι ένα έργο σε εξέλιξη. Από το άτομο υδρογόνου έως το σμήνος γαλαξιών, τα πράγματα υφίστανται αλλαγές με εκπληκτικά παρόμοιους τρόπους. Μια αρχή της ανάπτυξης, της ωρίμανσης, του θανάτου και της αναγέννησης βρίσκεται στο Σύμπαν. Πουθενά αυτή η αρχή δεν ενσωματώνεται πληρέστερα από τις πρωταρχικές πηγές φωτός που βλέπουμε μέσα από τα όργανα μας - τα αστέρια.
Την 1η Ιουνίου 2005, ένα ζευγάρι ερευνητών (ο Stefan Immler του Goddard Space Flight Center της NASA και ο K.D. Kuntz του Πανεπιστημίου John Hopkins) δημοσίευσαν δεδομένα ακτίνων Χ που συλλέχθηκαν από μια ποικιλία διαστημικών οργάνων. Τα δεδομένα αποκαλύπτουν πώς ένα τεράστιο αστέρι που περνά μέσα σε έναν κοντινό γαλαξία (M101) μπορεί να μας βοηθήσει να κατανοήσουμε τη σχετικά σύντομη περίοδο μεταξύ του θανάτου ενός αστεριού και του μετασχηματισμού του φωτεινού στεφάνου αερίου σε ένα υπόλειμμα σουπερνόβα. Αυτό το αστέρι - το supernova SN 1970G - έχει πλέον βιώσει περίπου 35 χρόνια ορατής «μετά θάνατον ζωής» με τη μορφή ενός ταχέως περιστρεφόμενου νετρονικού πυρήνα μέσα σε μια εκτεταμένη περιστασιακή αύρα αερίου και σκόνης (το CSM ή το περιστατικό). Ακόμα και τώρα (από την αντίληψή μας) τα βαρέα μέταλλα κινούνται προς τα έξω με ταχύτητα χιλιάδων χιλιομέτρων ανά δευτερόλεπτο - ενδεχομένως φύτευση σπόρων οργανικής ύλης μέσα στο διαστρικό μέσο (ISM) ενός απομακρυσμένου γαλαξία 27 εκατομμυρίων ετών φωτός - ένας εύκολα ορατός στο μικρότερο όργανα εντός του ανοιξιάτικου αστερισμού της Ursa Majoris. Μόνο όταν η ενέργεια μέσα σε αυτήν την ύλη φτάσει στον ISM, το 1970G θα έχει ολοκληρώσει τον κύκλο γέννησης και την πιθανή αναγέννηση για να σχηματιστεί σε νέα αστέρια και πλανήτες.
Το πεπρωμένο ενός αστεριού καθορίζεται κυρίως από τη μάζα του. Επιβιώνοντας για μόλις 50.000 χρόνια, τα πιο τεράστια αστέρια (όσο και 150 ήλιοι) συμπυκνώνονται από τεράστιες συγκεντρώσεις ψυχρού αερίου και σκόνης για να ζήσουν τελικά πολύ γρήγορες ζωές. Στη νεολαία, τέτοια αστέρια ενθουσιάζονται ως λαμπροί μπλε γίγαντες που ακτινοβολούν σχεδόν υπεριώδες φως από μια φωτοσφαίρια της οποίας η θερμοκρασία μπορεί να είναι πέντε φορές μεγαλύτερη από εκείνη του δικού μας Ήλιου. Μέσα σε τέτοια αστέρια πυρηνικοί κλίβανοι συσσωρεύονται γρήγορα εκπέμποντας τεράστιες ποσότητες εξαιρετικά έντονης ακτινοβολίας. Η πίεση από αυτήν την ακτινοβολία ωθεί το εξωτερικό περίβλημα του αστεριού προς τα έξω, πολλές φορές ακόμη και όταν ένας ουρλιαχτός θόλος από πολύ φορτισμένα σωματίδια βράζει από την επιφάνειά του για να γίνει το αστέρι CSM. Λόγω της πίεσης που ασκείται από τον ταχέως αναπτυσσόμενο πυρήνα του, ένας πυρηνικός κινητήρας ενός αστεριού τελικά λιμοκτονεί για καύσιμα. Η επακόλουθη κατάρρευση σηματοδοτείται από μια λαμπρή παράσταση φωτός - μια που μπορεί ενδεχομένως να ξεπεράσει έναν ολόκληρο γαλαξία. Στο μέγεθος 12.1, ο τύπος II supernova 1970G δεν έγινε ποτέ αρκετά φωτεινός για να ξεπεράσει τον 8ο μέγεθος του ξενιστή. Αλλά για περίπου 30.000 χρόνια πριν από την εξάντληση, το 1970G έβγαλε άφθονες ποσότητες αερίου υδρογόνου και ηλίου με τη μορφή ισχυρού ηλιακού ανέμου. Αργότερα, η ίδια διάφανη αύρα της ύλης πήρε το βάρος του ξεσπάσματος της δεκαετίας του 1970 που το συγκλόνισε σε διέγερση με ακτίνες Χ. Και είναι εκείνη η περίοδος επέκτασης των κραδασμών που κυριάρχησε στην ενεργειακή υπογραφή ή «ροή» του 1970G τα τελευταία 35 χρόνια παρατήρησης.
Σύμφωνα με ένα έγγραφο με τίτλο «Discovery of X-Ray Emission from Supernova 1970G with Chandra» Immler and Kuntz αναφέρουν ότι, «Όπως το παλαιότερο SN που ανιχνεύτηκε στις ακτίνες Χ, το SN 1970G επιτρέπει, για πρώτη φορά, άμεση παρατήρηση της μετάβασης από ένα SN στη φάση του υπολείμματος σουπερνόβα (SNR). "
Παρόλο που η έκθεση παραθέτει δεδομένα ακτίνων Χ από μια ποικιλία δορυφόρων ακτίνων Χ, το μεγαλύτερο μέρος των πληροφοριών προέρχεται από μια σειρά πέντε συνεδριών χρησιμοποιώντας το Παρατηρητήριο Chandra X-Ray της NASA κατά την περίοδο 5-11 Ιουλίου 2004. Κατά τη διάρκεια αυτών Συλλέχθηκαν συνολικά σχεδόν 40 ώρες μαλακών ακτίνων Χ. Η ανώτερη χωρική ανάλυση του Chandra και η ευαισθησία που αποκτήθηκε από τη μακροχρόνια παρατήρηση επέτρεψαν στους αστρονόμους να επιλύσουν πλήρως την ακτίνα X της υπερκείμενης από τη γειτονική περιοχή HII εντός του γαλαξία - μια περιοχή αρκετά φωτεινή στο ορατό φως για να συμπεριληφθεί στο New JLE Dreyer Γενικός κατάλογος που καταρτίστηκε στα τέλη του 19ου αιώνα - NGC 5455.
Τα αποτελέσματα από αυτό - και μια χούφτα άλλων παρατηρήσεων σχετικά με τη μεταστροφή του σουπερνόβα χρησιμοποιώντας το Chandra της NASA και το XMM-Newton της ESA - επιβεβαίωσαν μια από τις κορυφαίες θεωρίες των φωτός ακτίνων X μετά την υπερκαινοφανή. Από το άρθρο: «Τα υψηλής ποιότητας φάσματα ακτίνων Χ έχουν επιβεβαιώσει την εγκυρότητα των μοντέλων αλληλεπίδρασης που προβλέπουν ένα σκληρό φασματικό στοιχείο για την εκπομπή σοκ προς τα εμπρός κατά την πρώιμη εποχή (λιγότερο από 100 ημέρες) και ένα μαλακό θερμικό στοιχείο για την αντίστροφη εκπομπή σοκ μετά το διαστελλόμενο κέλυφος έχει γίνει οπτικά λεπτό. "
Για δεκάδες χιλιάδες χρόνια πριν πάει η σουπερνόβα, το αστέρι που έγινε SN 1970G έβγαλε ήσυχα την ύλη στο διάστημα. Αυτό δημιούργησε μια εκτεταμένη εξωκυτταρική αύρα υδρογόνου και ηλίου με τη μορφή CSM. Όταν πήγε η σουπερνόβα, μια τεράστια ροή καυτής ύλης πυροβόλησε στο διάστημα καθώς ο μανδύας του SN 1970G ανέκαμψε μετά την κατάρρευση στον υπερθερμαινόμενο πυρήνα του. Για περίπου 100 ημέρες, η πυκνότητα αυτού του θέματος παρέμεινε εξαιρετικά υψηλή και - καθώς έπεσε στο CSM - οι σκληρές ακτίνες Χ κυριάρχησαν στην έξοδο της ροής noval. Αυτές οι σκληρές ακτίνες Χ περιέχουν δέκα έως είκοσι φορές περισσότερη ενέργεια από αυτές που θα ακολουθήσουν.
Αργότερα, καθώς αυτή η εξαιρετικά ενεργοποιημένη ύλη επεκτάθηκε αρκετά ώστε να γίνει οπτικά διαφανής, μια νέα περίοδος - η ροή ακτίνων Χ από το ίδιο το CSM προκάλεσε μια αντίστροφη πλημμύρα χαμηλής ενέργειας "μαλακών" ακτίνων Χ. Αυτή η περίοδος αναμένεται να συνεχιστεί έως ότου το CSM επεκταθεί στο σημείο συγχώνευσης με το Interstellar Matter (το ISM). Εκείνη τη στιγμή το υπόλειμμα σουπερνόβα θα σχηματιστεί και η θερμική ενέργεια εντός του CSM θα ιονίσει το ίδιο το ISM. Από αυτό θα προκύψει η χαρακτηριστική "γαλαζοπράσινη" λάμψη ορατή σε τέτοια υπολείμματα υπερκαινοφανών όπως το Cygnus Loop όταν το βλέπει κανείς μέσα από ακόμη και μέτρια ερασιτεχνικά όργανα και κατάλληλα φίλτρα.
Το SN 1970G έχει εξελιχθεί σε υπολείμμα σουπερνόβα;
Μια σημαντική ένδειξη για την επίλυση αυτού του ερωτήματος φαίνεται στο ποσοστό απώλειας μάζας του σουπερνόβα πριν από την έκρηξη. Σύμφωνα με τους Immler και Kuntz: «Το μετρούμενο ποσοστό απώλειας μάζας για το SN 1970G είναι παρόμοιο με εκείνο που συνάγεται για άλλα SNe τύπου II, τα οποία κυμαίνονται συνήθως από 10-5 έως 10-4 ηλιακές μάζες ανά έτος. Αυτό είναι ενδεικτικό ότι η εκπομπή ακτίνων Χ προέρχεται από θερμό σοκ CSM που κατατίθεται από τον πρόγονο και όχι από θερμό σοκ ISM, ακόμη και σε αυτήν την ύστερη εποχή μετά την έκρηξη. "
Σύμφωνα με τον Stefan Immler, «Οι σουπερνόβα συνήθως εξασθενίζουν γρήγορα αμέσως μετά την έκρηξή τους καθώς το κύμα σοκ φτάνει στα εξωτερικά όρια του αστρικού ανέμου, ο οποίος γίνεται λεπτότερος και λεπτότερος. Μερικές εκατοντάδες χρόνια αργότερα, ωστόσο, το σοκ εισέρχεται στο διαστρικό μέσο και παράγει άφθονη εκπομπή ακτίνων Χ λόγω των υψηλών πυκνότητας του ISM. Οι μετρήσεις της πυκνότητας στο σοκ μπροστά του 1970G έδειξαν ότι είναι χαρακτηριστικά των αστρικών ανέμων, οι οποίοι είναι περισσότερο από μια τάξη μεγέθους μικρότερες από τις πυκνότητες του ISM. "
Λόγω των χαμηλών επιπέδων της ακτινογραφίας, οι συγγραφείς έχουν καταλήξει στο συμπέρασμα ότι το 1970G δεν έχει φτάσει ακόμη στην υπολειπόμενη φάση του supernova - ακόμη και σε ηλικία 35 ετών μετά την έκρηξη. Με βάση μελέτες που σχετίζονται με υπολείμματα σουπερνόβα, όπως το Cygnus Loop, γνωρίζουμε ότι μόλις σχηματιστούν υπολείμματα, μπορούν να παραμείνουν για δεκάδες χιλιάδες χρόνια καθώς η υπερθέρμανση της ύλης συγχωνεύεται με τον ISM. Αργότερα, αφού το ISM θερμαίνεται τελικά, τα νέα αστέρια και οι πλανήτες μπορεί να σχηματιστούν εμπλουτισμένα από βαριά άτομα όπως άνθρακας, οξυγόνο και άζωτο μαζί με ακόμη βαρύτερα στοιχεία (όπως ο σίδηρος) που παράγονται κατά τη σύντομη στιγμή του πραγματικού σουπερνόβα έκρηξη - τα πράγματα της ζωής.
Είναι σαφές ότι το SN 1970G έχει πολλά περισσότερα για να μας διδάξει για τη μεταθανάτια ζωή των τεράστιων αστεριών και η πορεία του προς την κατάσταση των υπολειμμάτων σουπερνόβα θα συνεχίσει να παρακολουθείται προσεκτικά στο μέλλον.
Γράφτηκε από τον Jeff Barbour
