Chandra-bild av SN1970G. Bildkredit: NASA. Klicka för att förstora.
När astronomer ser ut över universum, sticker en princip ut i baslättnad ovanför den stora välkomst av data och information som fångas med sina instrument - universum är ett pågående verk. Från väteatom till galaxklyngen förändras saker på förvånansvärt liknande sätt. En princip om tillväxt, mognad, död och återfödelse spelas i universum. Ingenstans är den principen mer fullständigt förankrad än i de primära ljuskällorna vi ser genom våra instrument - stjärnorna.
Den 1 juni 2005 publicerade ett par utredare (Stefan Immler från NASA: s Goddard Space Flight Center och K.D. Kuntz från John Hopkins University) röntgenuppgifter som samlats in från olika rymdburna instrument. Uppgifterna avslöjar hur en massiv stjärna som passerar inom en närliggande galax (M101) kan hjälpa oss att förstå den relativt korta perioden mellan en stjärns död och förvandlingen av dess lysande krans av gas till en supernovarester. Den stjärnan - supernova SN 1970G - har nu upplevt ungefär 35 år av ett synligt "efterliv" i form av en snabbt snurrande neutronisk kärna i en expansiv cirkumstellarisk aura av gas och damm (CSM eller circumstellar-materien). Till och med nu (från vår uppfattning) tävlar tungmetaller utåt med en hastighet av tusentals kilometer per sekund - potentiellt plantera frön av organiskt material inom Interstellar Medium (ISM) i en 27 miljon ljusårig avlägsen galax - en lätt synlig i den minsta av instrument inom vårkonstellationen Ursa Majoris. Först när energin inom denna fråga når ISM, kommer 1970G att ha slutfört sin födelsecykel och potentiella återfödelse för att ta form i nya stjärnor och planeter.
Stjärnens öde bestäms främst av dess massa. Överlevde i så lite som 50 000 år kondenserar de mest massiva stjärnorna (så stora som 150 solar) av stora koncentrationer av kall gas och damm för att så småningom leva mycket snabba liv. I ungdomar jublar sådana stjärnor som lysande blå jättar som strålar nära ultraviolett ljus från en fotosfär vars temperatur kan vara fem gånger högre än vår egen sol. Inom sådana stjärnor samlas kärnugnar snabbt och avger enorma mängder extremt intensiv strålning. Trycket från denna strålning driver stjärnens yttre hölje utåt många gånger, även när en tjutande kul av högladdade partiklar kokar från ytan för att bli stjärnorna CSM. På grund av det tryck som utövas av den snabbt expanderande kärnan svälter så småningom en sådan stjärnkärnmotor så småningom efter bränsle. Den efterföljande kollapsen präglas av en lysande ljusshow - en som potentiellt kan överträffa en hel galax. Vid storleken 12,1 blev supernova 1970G av typ II aldrig tillräckligt ljus för att övervinna sin 8: e storvärd. Men i ungefär 30 000 år före dess efflorescens kokade 1970G av stora mängder väte och heliumgas i form av en kraftig solvind. Senare tog samma diaphanösa aura av materien brottet från 1970G: s utbrott som chockade det till röntgencitation. Och det är den perioden med expanderande chockvågor som har dominerat energisignaturen eller "flödet" från 1970G under de senaste 35 års observationen.
Enligt en artikel med titeln "Upptäckt av röntgenutsläpp från Supernova 1970G med Chandra" rapporterar Immler och Kuntz att "Som den äldsta SN som upptäckts i röntgenstrålar tillåter SN 1970G för första gången direkt observation av övergången från en SN till sin supernova rest (SNR) fas. ”
Trots att rapporten citerar röntgendata från en mängd röntgen satelliter, kommer huvuddelen av informationen från en serie av fem sessioner med hjälp av NASA: s Chandra röntgenobservatorium under perioden 5-11 juli 2004. Under dessa sammanställningar samlades nästan 40 timmar mjuka röntgenstrålar. Chandras överlägsna rumsliga upplösning och känsligheten som uppnåtts genom långvarig observation gjorde det möjligt för astronomer att helt lösa supernovas röntgenstrålkastare från den i en närliggande HII-region i galaxen - en region som är tillräckligt ljus i synligt ljus för att ha inkluderats i JLE Dreyer's New Allmän katalog sammanställd under slutet av 1800-talet - NGC 5455.
Resultat från detta - och en handfull andra observationer av supernova-efterglödning med NASA: s Chandra och ESA: s XMM-Newton - har bekräftat en av de ledande teorierna om röntgenstrålkastare efter supernova. Från tidningen: ”Röntgenspektra av hög kvalitet har bekräftat giltigheten för de circumstellar-interaktionsmodellerna som förutsäger en hård spektralkomponent för framåtchockemissionen under den tidiga epoken (mindre än 100 dagar) och en mjuk termisk komponent för det omvända chockutsläpp efter det expanderande skalet har blivit optiskt tunn. ”
Under tiotusentals år innan han gick på supernova kokade stjärnan som blev SN 1970G tyst bort materialet i rymden. Detta skapade en expansiv extrastellar aura av väte och helium i form av en CSM. När det gick supernova sköt ett massivt flöde av hett material ut i rymden när SN 1970Gs mantel återhämtade sig efter kollaps på dess överhettade kärna. Under ungefär 100 dagar förblev densiteten för denna fråga oerhört hög och - när den smackade in i CSM - dominerade hårda röntgenstrålar resultatet av det nya flödet. Dessa hårda röntgenstrålar innehåller tio till tjugo gånger så mycket energi som de som ska följas.
Senare när denna högaktiverade materia expanderade tillräckligt för att bli optiskt transparent, övervakades en ny period - röntgenflöde från själva CSM orsakade en omvänd översvämning av lägre energi "mjuka" röntgenstrålar. Den perioden förväntas fortsätta tills CSM expanderar till fusionspunkten med Interstellar Matter (ISM). Vid den tidpunkten kommer supernovaresten att bildas och termisk energi inom CSM kommer att jonisera själva ISM. Ut ur detta kommer den karakteristiskt "blågröna" glöd som syns i sådana supernova-rester som Cygnus Loop när den ses genom ännu blygsamma amatörinstrument och lämpliga filter.
Har SN 1970G utvecklats till en supernova-rest ännu?
En viktig ledtråd för att lösa denna fråga ses i massförlustgraden för supernovan före utbrott. Enligt Immler och Kuntz: ”Den uppmätta massförlustgraden för SN 1970G är lik den som sluts för andra typ II SNe, som vanligtvis sträcker sig från 10-5 till 10-4 solmassor per år. Detta är en indikation på att röntgenstrålningen uppstår från chockuppvärmd CSM deponerad av föregångaren snarare än chockuppvärmd ISM, även vid denna sena epok efter utbrottet. ”
Enligt Stefan Immler, “Supernovaer försvinner vanligtvis snabbt i närheten av deras explosion när chockvågen når ytterväggen för den stellarvinden, som blir tunnare och tunnare. Några hundra år senare stöter dock chocken in i det interstellära mediet och producerar riklig röntgenemission på grund av ISM: s höga tätheter. Mätningar av tätheterna vid chockfronten 1970G visade att de är karakteristiska för stjärnvindar, som är mer än en storleksordning mindre än ISM-densiteterna. ”
På grund av de låga nivåerna av röntgenutgången har författarna dragit slutsatsen att 1970G ännu inte har nått supernova-restfasen - även i en ålder av 35 år efter explosionen. Baserat på studier förknippade med supernovarester, som Cygnus Loop, vet vi att när rester har bildats, kan de kvarstå i tiotusentals år eftersom överhettade material säkras med ISM. Senare, efter att den chockuppvärmda ISM äntligen har svalnat, kan nya stjärnor och planeter bildas berikade av tunga atomer som kol, syre och kväve tillsammans med ännu tyngre element (som järn) som produceras under det korta ögonblicket av den faktiska supernova explosion - livets grejer.
Det är uppenbart att SN 1970G har mycket mer att lära oss om livet efter massiva stjärnor och dess marsch mot supernovas resterande status kommer att fortsätta att noggrant övervakas långt in i framtiden.
Skrivet av Jeff Barbour
