Chandra pilt SN1970G-st. Kujutise krediit: NASA. Pilt suuremalt.
Kui astronoomid vaatavad universumi poole, eristub üks põhimõte bareljeefi kohal nende instrumentidega hõivatud andmete ja teabe tohutu ulatuse kohal - universum on pooleliolev töö. Alates vesinikuaatomist kuni galaktikaparveni muutuvad asjad üllatavalt sarnastel viisidel. Universumis mängib kasvu, küpsemise, surma ja taassünni põhimõte. Kusagil pole seda põhimõtet täielikumalt kehastatud kui primaarsetes valgusallikates, mida näeme läbi oma instrumentide - tähti.
1. juunil 2005 avaldasid uurijate paar (Stefan Immler NASA Goddardi kosmoselennukeskusest ja K. D. Kuntz John Hopkinsi ülikoolist) röntgenkiirguse andmed, mis on kogutud mitmesugustest kosmoseaparaatidest. Andmed näitavad, kuidas üks lähedalasuvas galaktikas (M101) mööduv massiivne täht aitab meil mõista suhteliselt lühikest perioodi tähe surmast kuni selle helendava gaasi pärja muutumiseni supernoova jäänuseks. See täht - supernova SN 1970G - on nüüdseks kogenud umbes 35 aastat nähtavat “järelelu” - kiiresti pöörleva neutroonse südamiku kujul gaasi ja tolmu paisunud ringtähelises aura (CSM või ringis-täheline aine). Isegi praegu (meie tajumise järgi) võistlevad raskmetallid tuhandete kilomeetrite sekundis kiirusega väljapoole - potentsiaalselt orgaanilise aine seemnete istutamine 27 miljoni valgusaasta kaugusel asuva galaktika tähtedevahelisse keskkonda (ISM) - üks, mis on kergesti nähtav väikseimas pillid Ursa Majorise kevadises tähtkujus. Ainult siis, kui selles materjalis olev energia jõuab ISM-i, on 1970G oma sündimise ja võimaliku uuestisünni tsükli lõpetanud, et moodustuda uutes tähtedes ja planeetidel.
Tähe saatuse määrab ennekõike selle mass. Kõige vähem massiivsed tähed (nii suur kui 150 päikest), kes elavad vaid 50 000 aastat, kondenseeruvad külma gaasi ja tolmu tohututest kontsentratsioonidest, et lõpuks elada väga kiiresti. Nooruses tekivad sellised tähed nagu säravad sinised hiiglased, kes kiirgavad ultraviolettvalgust fotosfäärist, mille temperatuur võib olla viis korda kõrgem kui meie enda Päikese temperatuur. Selliste tähtede sees kogunevad tuumahjud kiiresti, eraldades uhketes kogustes äärmiselt intensiivset kiirgust. Selle kiirguse tekitatav rõhk ajab tähe väliskesta mitu korda väljapoole, isegi kui kõrge laenguga osakeste ulgumismäär keeb selle pinnalt, et saada täheks CSM. Kiirelt laieneva südamiku avaldatud rõhu tõttu muutub selline tähe tuumamootor lõpuks kütuseks. Järgnevat kokkuvarisemist tähistab hiilgav valgusetendus - see võib potentsiaalselt tervet galaktikat edestada. Magnituudil 12,1 ei muutunud II tüüpi supernoova 1970G kunagi piisavalt heledaks, et oma 8. magnituudist peremeest üle saada. Kuid umbes 30 000 aastat enne selle õitsemist keetis 1970G võimsa päikesetuule kujul ohtralt vesinikku ja heeliumgaasi. Hiljem võttis sama diafüütiline mateeria aura 1970G plahvatuse suurima löögi, šokeerides selle röntgenikiirguse erutuseks. Ja just see laieneva lööklaine periood on viimase 35 vaatlusaasta jooksul domineerinud 1970G energiaallkirjas ehk “vooluhulgas”.
Vastavalt paberile pealkirjaga “Röntgenkiirguse kiirguse avastamine Supernova 1970G-st koos Chandraga” väidavad Immler ja Kuntz, et “kuna röntgenikiirte abil tuvastati vanim SN, võimaldab SN 1970G esimest korda otseselt jälgida üleminekut SN selle supernoova jäänukfaasi (SNR) faasi. ”
Ehkki aruandes on viidatud mitmesuguste röntgenkiirgussatelliitide röntgenkiirguse andmetele, tuleb suurem osa teabest viiest seansist koosnevas seerias, mis kasutasid NASA Chandra röntgenikiirte vaatluskeskust perioodil 5. – 11. Juuli 2004. seansside jooksul koguti kokku peaaegu 40 tundi pehmeid röntgenikiirteid. Chandra parem ruumiline eraldusvõime ja pikaajalisest vaatlusest saadud tundlikkus võimaldasid astronoomidel täielikult lahendada supernoova röntgenkiirte kõvera galaktikas asuva lähedalasuva HII piirkonna omast - piirkonnast, mis on piisavalt hele nähtava valguse käes, et lisada see JLE Dreyeri uude 19. sajandi lõpus koostatud üldkataloog - NGC 5455.
Selle tulemused - ja käputäis muid vaatlusi supernoova järelvalguse kohta NASA Chandra ja ESA XMM-Newtoni abil - on kinnitanud supernoovajärgsete röntgenkiirte kõverate ühte juhtivat teooriat. Paberist: „Kvaliteetsed röntgenispektrid on kinnitanud ümmarguste interaktsioonimudelite paikapidavust, mis ennustavad kõva spektrikomponendi edasiseks löögiemissiooniks varajases epohhis (vähem kui 100 päeva) ja pehmet termilist komponenti vastupidiseks löögiheide pärast seda, kui laienev kest on optiliselt õhukeseks muutunud. ”
Kümneid tuhandeid aastaid enne supernoovasse minekut keeras tähe, millest sai SN 1970G, vaikselt kosmose. See tekitas vesiniku ja heeliumi laiendatud ekstrastellaarse aura CSM-i kujul. Kui see läks supernoovaks, tulistas kosmosesse tohutult kuuma aine voogu, kui SN 1970G mantel taastus pärast ülekuumendatud südamiku kokkuvarisemist. Ligikaudu 100 päeva jooksul püsis selle aine tihedus ülimalt kõrge ja - CSM-i imbudes - domineerisid kõva röntgenikiirgus novaalvoo väljundis. Need kõvad röntgenikiired sisaldavad kümme kuni kakskümmend korda rohkem energiat kui jälgitavad.
Hiljem, kui see ülienergiline aine laienes piisavalt optiliselt läbipaistvaks, sai uue perioodi supervisioon - CSM-i enda röntgenvoog põhjustas madalama energiaga “pehmete” röntgenkiirte vastupidise üleujutuse. Eeldatakse, et see periood jätkub, kuni CSM laieneb ühinemiseni tähtedevahelise asjaga (ISM). Sel ajal moodustub supernoova jäänuk ja CSM-is olev soojusenergia ioniseerib ISM-i ise. Sellest tuleb välja iseloomulik "sinakasroheline" kuma, mis on nähtav sellistes supernoovade jäänustes nagu Cygnus Loop, kui neid näha isegi tagasihoidlike amatööride ja sobivate filtrite kaudu.
Kas SN 1970G on veel kujunenud supernoova jäänuks?
Üks oluline näpunäide selle küsimuse lahendamiseks on supernoova massikao määr enne purset. Immleri ja Kuntzi sõnul: “SN 1970G mõõdetud massikao määr on sarnane teise II tüüpi SNe puhul järeldatuga, mis tavaliselt ulatub 10-5 kuni 10-ni-4 päikese massid aastas. See näitab, et röntgenkiirgus tuleneb pigem eelkuumuse poolt laetud löökkuumutatud CSM-ist kui šokk-soojendusega ISM-st, isegi hilises järgus pärast puhangut. "
Stefan Immleri sõnul kaovad supernoovad tavaliselt kiiresti pärast plahvatust, kui lööklaine jõuab tähetuule välispiirini, mis muutub õhemaks ja õhemaks. Paarsada aastat hiljem satub löök aga tähtedevahelisse keskkonda ja tekitab ISM-i kõrge tiheduse tõttu ohtralt röntgenkiirgust. Tiheduste mõõtmine 1970G põrutusrindel näitas, et need on iseloomulikud tähetuultele, mis on rohkem kui suurusjärku väiksemad kui ISM-i tihedused. "
Röntgenkiirguse madala taseme tõttu on autorid jõudnud järeldusele, et 1970G peab veel jõudma supernoova jäänukifaasi - isegi 35-aastaselt pärast plahvatust. Selliste supernoova jäänustega nagu Cygnus Loop seotud uuringute põhjal teame, et kui jäänused on moodustunud, võivad need püsida kümneid tuhandeid aastaid, kuna ülekuumenenud aine sulandub ISM-iga. Hiljem, pärast seda, kui šokk-kuumutatud ISM on lõpuks jahtunud, võivad moodustuda uued tähed ja planeedid, mis on rikastatud raskete aatomitega nagu süsinik, hapnik ja lämmastik, ning veelgi raskemate elementidega (näiteks raud), mis tekivad tegeliku supernoova lühikese hetke jooksul plahvatus - elu värk.
On selge, et SN 1970G-l on meile tohutult palju veel õpetada tohutute tähtede järelelust ja tema marssi supernoova jäänuse staatuse suunas jälgitakse ka tulevikus hoolikalt.
Kirjutanud Jeff Barbour
