SN1970G'nin Chandra görüntüsü. Fotoğraf kredisi: NASA. Büyütmek için tıklayın.
Gökbilimciler Evren'e bakarken, bir ilke, enstrümanları tarafından yakalanan geniş veri ve bilgi kaynağının üzerinde bir rahatlama ile öne çıkıyor - Evren devam eden bir çalışmadır. Hidrojen atomundan galaksi kümesine, işler şaşırtıcı derecede benzer şekilde değişiyor. Evrende büyüme, olgunlaşma, ölüm ve yeniden doğuş prensibi yürürlüktedir. Bu prensip hiçbir yerde, enstrümanlarımız aracılığıyla gördüğümüz birincil ışık kaynaklarından daha fazla somutlaşmış değildir - yıldızlar.
1 Haziran 2005'te bir çift araştırmacı (NASA’nın Goddard Uzay Uçuş Merkezi'nden Stefan Immler ve John Hopkins Üniversitesi'nden K.D. Kuntz), çeşitli uzay kaynaklı cihazlardan toplanan röntgen verilerini yayınladı. Veriler, yakındaki bir galaksiden (M101) geçen büyük bir yıldızın, bir yıldızın ölümü ile aydınlık gaz çelenkinin bir süpernova kalıntısına dönüşmesi arasındaki nispeten kısa dönemi anlamamıza nasıl yardımcı olabileceğini ortaya koyuyor. Bu yıldız - süpernova SN 1970G - şimdi geniş bir dairesel gaz ve toz havasında (CSM veya çevresel madde) hızla dönen bir nötronik çekirdek şeklinde 35 yıllık görünür bir “öbür yaşam” yaşamıştır. Şimdi bile (algımızdan), ağır metaller saniyede binlerce kilometre hızla dışarıya doğru yarışıyor - 27 milyon ışık yılı uzak galaksinin Yıldızlararası Ortamında (ISM) potansiyel olarak organik madde tohumları ekiyor - Ursa Majoris bahar takımyıldızı içindeki aletler. Sadece bu konudaki enerji ISM'ye ulaştığında, 1970G yeni yıldızlarda ve gezegenlerde oluşmak için doğum döngüsünü ve potansiyel yeniden doğuşunu tamamlayacaktır.
Bir yıldızın kaderi esas olarak kütlesi tarafından belirlenir. 50.000 yıl gibi kısa bir süre hayatta kalan en büyük yıldızlar (150 güneş kadar büyük), sonunda çok hızlı bir yaşam sürmek için büyük soğuk gaz ve toz konsantrasyonlarından yoğunlaşır. Gençlerde, bu tür yıldızlar, sıcaklığı kendi Güneşimizden beş kat daha fazla olabilen bir fotoferden ultraviyole ışığa yakın yayılan parlak mavi devlerden kaynaklanır. Bu tür yıldızlar içinde nükleer fırınlar hızla birikerek müthiş miktarlarda aşırı yoğun radyasyon yayar. Bu radyasyondan gelen basınç, yıldızın CSM'si olmak için yüksek yüklü parçacıkların uluyan bir yüzeyini kaynatırken bile yıldızın dış örtüsünü birçok kez dışarı doğru iter. Hızla genişleyen çekirdeği tarafından uygulanan baskı nedeniyle, böyle bir yıldızın nükleer motoru sonunda yakıt için açlıktan ölüyor. Sonraki çöküş, potansiyel olarak tüm galaksiyi gölgede bırakabilen parlak bir ışık gösterisi ile işaretlenir. 12.1 büyüklüğünde, tip II süpernova 1970G asla 8. büyüklük konağının üstesinden gelmek için yeterince parlak hale gelmedi. Ancak çiçeklenmeden yaklaşık 30.000 yıl önce, 1970G bol miktarda hidrojen ve helyum gazı, güçlü bir güneş rüzgarı şeklinde kaynatıldı. Daha sonra, aynı şeffaf madde havası 1970G’nin patlamasını X-ışını uyarımına şok etti. Ve son 35 yıllık gözlem boyunca 1970G'nin enerji imzasına veya “akışına” hakim olan şok dalgalarının genişlediği dönemdir.
“Supernova 1970G'den Chandra ile X-Işını Emisyonunun Keşfi” başlıklı bir makaleye göre Immler ve Kuntz, “X-ışınlarında tespit edilen en eski SN'nin SN 1970G, ilk kez, süpernova kalıntısı (SNR) aşamasına bir SN. ”
Rapor, çeşitli X-ışını uydularından gelen X-ışını verilerini belirtmesine rağmen, bilgilerin büyük kısmı 5-11 Temmuz 2004 döneminde NASA'nın Chandra X-Ray Gözlemevi'ni kullanan beş seanstan oluşmaktadır. seanslarda toplam yaklaşık 40 saatlik yumuşak X-ışını toplandı. Chandra'nın üstün mekansal çözünürlüğü ve uzun vadeli gözlemden elde edilen hassasiyet, gökbilimcilerin süpernova'nın X-ışını ışık eğrisini galaksideki yakın bir HII bölgesininkinden tamamen çözmesine izin verdi - JLE Dreyer'in Yeni'sine görünür ışıkta yeterince parlak bir bölge 19. yüzyılın sonlarında derlenen Genel Katalog - NGC 5455.
Bunun sonuçları - ve NASA’nın Chandra ve ESA’nın XMM-Newton'unu kullanan bir sürü süpernova sonrası gözlemi, süpernova sonrası X-ışını ışık eğrilerinin önde gelen teorilerinden birini doğruladı. Kağıttan: “yüksek kaliteli X-ışını spektrumları, erken dönem (100 günden az) sırasında ileri şok emisyonu için sert bir spektral bileşen ve tersi için yumuşak bir termal bileşen öngören halkalar arası etkileşim modellerinin geçerliliğini doğruladı genişleyen kabuktan sonra şok emisyonu optik olarak inceltildi. ”
Süpernovaya gitmeden on binlerce yıl boyunca, SN 1970G haline gelen yıldız, maddeyi sessizce uzaya kaynattı. Bu, bir CSM formunda geniş bir ekstrastellar hidrojen ve helyum aurası yarattı. Süpernova gittiğinde, SN 1970G’nin mantosu aşırı ısınan çekirdeğine çöktükten sonra toparlanırken büyük bir sıcak madde akışı uzaya fırladı. Yaklaşık 100 gün boyunca, bu maddenin yoğunluğu aşırı derecede yüksek kaldı ve - CSM içine atıldığında - sert X-ışınları noval akısının çıkışına baskındı. Bu sert röntgenler, takip edeceklerin on ila yirmi katı kadar enerji içerir.
Daha sonra bu yüksek enerjili madde optik olarak şeffaf olacak kadar genişledikçe, yeni bir dönem denetlendi - CSM'nin kendisinden gelen X-ışını akısı, düşük enerjili “yumuşak” X-ışınlarının tersine akmasına neden oldu. CSM, Yıldızlararası Madde (ISM) ile kaynaşma noktasına kadar genişleyene kadar bu sürenin devam etmesi bekleniyor. O zaman süpernova kalıntısı oluşacak ve CSM içindeki termal enerji ISM'nin kendisini iyonize edecektir. Bundan, mütevazi amatör aletler ve uygun filtrelerle bile görüldüğünde, Cygnus Loop gibi süpernova kalıntılarında görülen karakteristik olarak “mavi-yeşil” ışıma ortaya çıkacaktır.
SN 1970G henüz bir süpernova kalıntısına dönüştü mü?
Bu sorunun çözümü için önemli bir ipucu, patlamadan önce süpernovaların kütle kaybı oranında görülür. Immler ve Kuntz'a göre: “SN 1970G için ölçülen kütle kaybı oranı, tipik olarak 10 arasında değişen diğer Tip II SNe için çıkarılanlara benzer.-5 10'a kadar-4 yılda güneş kütleleri. Bu, X-ışını emisyonunun, patlama sonrası bu geç dönemde bile şokla ısıtılan ISM yerine progenitör tarafından bırakılan şokla ısıtılan CSM'den kaynaklandığını gösterir. ”
Stefan Immler'e göre, “Süpernovalar patlamalarının hemen ardından, şok dalgası yıldız rüzgarının dış sınırlarına ulaştıkça daha çabuk kaybolur ve bu da incelir ve incelir. Bununla birlikte, birkaç yüz yıl sonra, şok yıldızlararası ortama girer ve ISM'nin yüksek yoğunlukları nedeniyle bol miktarda X-ışını emisyonu üretir. 1970G'nin şok cephesindeki yoğunlukların ölçümleri, bunların ISM'nin yoğunluklarından daha küçük bir büyüklük sırasından daha fazla olan yıldız rüzgarlarının karakteristiği olduğunu gösterdi. ”
Düşük röntgen çıkışı seviyeleri nedeniyle, yazarlar 1970G'nin patlamadan 35 yıl sonra bile süpernova kalıntı fazına henüz ulaşmadığı sonucuna varmışlardır. Cygnus Loop gibi süpernova kalıntıları ile ilgili çalışmalara dayanarak, kalıntılar oluştuğunda, aşırı ısınmış madde ISM ile kaynaşırken on binlerce yıl devam edebileceklerini biliyoruz. Daha sonra, şokla ısıtılan ISM nihayet soğuduktan sonra, gerçek süpernova'nın kısa anında üretilen daha ağır elementler (demir gibi) ile birlikte karbon, oksijen ve azot gibi ağır atomlarla zenginleştirilmiş yeni yıldızlar ve gezegenler oluşabilir. patlama - hayatın şeyler.
Açıkçası SN 1970G, devasa yıldızların öbür dünyasını öğretmek için çok daha fazlasına sahip ve süpernova kalıntı statüsüne doğru yürüyüşü geleceğe dikkatle izlenmeye devam edecek.
Yazan: Jeff Barbour
