Слика Цхандра СН1970Г. Кредитна слика: НАСА. Кликните за увећање.
Док астрономи бдију над Универзумом, један принцип се истиче у рељефу изнад огромног броја података и информација које су заробили њихови инструменти - Универзум је у току. Од атома водоника до галаксије, ствари се мењају на изненађујуће сличне начине. У Универзуму се игра принцип раста, сазревања, смрти и рађања. Нигде није тај принцип целовитији него у примарним изворима светлости које видимо кроз наше инструменте - звезде.
1. јуна 2005., пар истражитеља (Стефан Иммлер из НАСА-иног центра за свемирске летове Годдард и К. Д. Кунтз са Универзитета Јохн Хопкинс) објавили су рендгенске податке прикупљене из разних свемирских инструмената. Подаци откривају како нам једна масивна звезда која пролази унутар оближње галаксије (М101) може да нам помогне да схватимо релативно кратак период између смрти звезде и трансформације њеног светлог вена гаса у остатак супернове. Та звезда - супернова СН 1970Г - сада је доживела неких 35 година видљивог „загробног живота“ у облику брзог окретног неутронског језгра унутар експанзивне циркуларне ауре гаса и прашине (ЦСМ или ободна материја). Чак и сада (према нашој перцепцији) тешки метали утркују напоље брзином од хиљаде километара у секунди - потенцијално сади семе органске материје у међузвездни медијум (ИСМ) удаљене галаксије од 27 милиона светлосних година - од којих је једна лако уочљива у најмањој од инструменти у пролећном сазвежђу Урса Мајорис. Тек када енергија унутар те материје достигне ИСМ, 1970Г ће завршити свој циклус рођења и потенцијалног препорода да би се формирао у новим звездама и планетима.
Судбину звезде у првом реду одређује њена маса. Преживљавајући за само 50.000 година, најмасовније звезде (чак 150 сунца) кондензују се из огромних концентрација хладног гаса и прашине, да би на крају живеле врло брзо. У младости, такве звезде исијавају попут сјајних плавих дивова који зраче близу ултраљубичасто светло из фотосфере чија је температура можда пет пута већа од температуре нашег Сунца. Унутар таквих звезда нуклеарне пећи се брзо акумулирају, емитујући огромне количине изузетно интензивног зрачења. Притисак овог зрачења потискује спољни омотач звезде много пута напољу, чак и док вијугави високо наелектрисане честице вире са њене површине и постану звезде ЦСМ. Због притиска његовог језгра које се брзо шири, такав звездан нуклеарни мотор на крају постаје гладован због горива. Наредни колапс обележен је сјајном светлосном представом - која може потенцијално засенити читаву галаксију. Са магнитудом 12,1, супернова 1970Г типа ИИ никада није постала довољно светла да превлада свог осмог домаћина. Али током неких 30.000 година пре свог сјаја, 1970Г је испуштао велике количине водоника и хелијума у облику снажног соларног ветра. Касније је та иста дволична аура материје покренула распад 1970-их и претворила га у узбуђење рендгенима. И управо је то период ширења ударних таласа који је доминирао енергетским потписом или „током“ 1970Г током последњих 35 година посматрања.
Према раду под називом „Откривање рендгенске емисије Супернове 1970Г са Цхандром“ Иммлер и Кунтз извештавају да „Као најстарији СН детектиран на рендгену, СН 1970Г по први пут омогућава директно посматрање прелаза са СН до фазе остатка супернове (СНР). "
Иако извештај наводи рендгенске податке са разних рендгенских сателита, већина информација долази из серије од пет сесија помоћу НАСА-иног опсерваторија Цхандра у периоду од 5. до 11. јула 2004. године. сесије укупно је прикупљено готово 40 сати меких рендгенских зрака. Цхандрова супериорна просторна резолуција и осетљивост стечена дуготрајним посматрањем омогућили су астрономима да у потпуности разреше светлосни ток супернове супернове из окружења ХИИ региона у оквиру галаксије - подручја довољно јаког у видљивој светлости да буде укључено у ново ЈЛЕ Дреиер'с Нев Општи каталог састављен крајем 19. века - НГЦ 5455.
Резултати овога - и неколицина других посматрања накнадног сјаја супернове помоћу НАСА Цхандра и ЕСМ-овог КСММ-Невтона - потврдили су једну од водећих теорија рендгенских светлосних струја пост-супернове. Из рада: „Висококвалитетни рендгенски спектри потврдили су ваљаност модела цирктуралне интеракције који предвиђају чврсту спектралну компоненту за емисију удара у напријед током ране епохе (мање од 100 дана) и меку термичку компоненту за наличје емисија шока након што је шкољка која се шири постала оптички танка. "
Десетинама хиљада година пре него што је постала супернова, звезда која је постала СН 1970Г тихо је избацила материју у свемир. Ово је створило експанзивну ванзвездану ауру водоника и хелијума у облику ЦСМ-а. Кад је отишла супернова, масивни ток вруће материје пуцао је у свемир, док се плашт СН 1970Г одбио након што се срушио на прегрејано језгро. Отприлике 100 дана, густина ове материје је остала изузетно висока и - док је заударао у ЦСМ - чврсти рендгенски зраци доминирали су на излазу новалног тока. Ови чврсти рендгенски зраци садрже десет до двадесет пута више енергије од оне која следи.
Касније, док се ова јако енергизирана материја довољно проширила да постане оптички транспарентна, нови период је супервиран - ток рендгенских зрака из самог ЦСМ-а изазвао је обрнуту поплаву „меких“ рендгенских зрака ниже енергије. Очекује се да ће се тај период наставити све док се ЦСМ не прошири до тачке фузије са међуострвном материјом (ИСМ). Тада ће остатак супернове формирати и топлотна енергија унутар ЦСМ ће јонизовати сам ИСМ. Из овога ће се појавити карактеристичан "плаво-зелени" сјај видљив у таквим остацима супернове као што је Цигнус Петља када се види кроз скромне аматерске инструменте и одговарајуће филтере.
Да ли се СН 1970Г још развио у остатак супернове?
Један важан траг за решавање овог питања види се у стопи губитка супернове пре ерупције. Према Иммлер-у и Кунтз-у: „Измерена стопа губитка масе за СН 1970Г је слична оној закљученој за остале СНе типа ИИ, који се обично крећу од 10-5 до 10-4 соларне масе годишње. Ово је индикативно да емисија рендгенских зрака настаје услед удара загрејаног ЦСМ-ом који је положио прогенитор, а не ИСМ-у загрејаним шоком, чак и у овој касној епохи после избијања. "
Према Стефану Иммлеру, „Супернове обично брзо бледе у блиској експлозији након што ударни талас достигне спољне границе звјезданог вјетра који постају тањи и тањи. Неколико стотина година касније, међутим, шок налети у међузвездни медијум и ствара обилну рендгенску емисију због велике густоће ИСМ-а. Мерења густине на ударном фронту из 1970Г показала су да су карактеристична за звјездане вјетрове који су више него што је густина мања од густоће ИСМ-а. "
Због ниског нивоа излаза рендгенских зрака, аутори су закључили да 1970Г тек треба да достигне остатак фазе супернове - чак и у узрасту од 35 година након експлозије. На основу студија повезаних са остацима супернове, као што је Цигнус петља, знамо да једном када остаци настану, могу постојати десетинама хиљада година као што се прегревана материја спаја са ИСМ. Касније, након што се ИСМ загрејан ударима коначно охладио, нове звезде и планете могу се формирати обогаћене тешким атомима као што су угљеник, кисеоник и азот, заједно са још тежим елементима (попут гвожђа) произведеним у кратком тренутку стварне супернове експлозија - ствари живота.
Јасно да СН 1970Г има много више да нас научи о загробном животу масивних звезда и његов поход ка статусу остатака супернове ће се и даље пажљиво пратити у будућности.
Написао Јефф Барбоур
