Чандра образ SN1970G. Изображение предоставлено NASA. Нажмите, чтобы увеличить.
Когда астрономы смотрят на Вселенную, один принцип выделяется в барельефе над огромным скоплением данных и информации, получаемых их инструментами - Вселенная находится в процессе разработки. От атома водорода до скопления галактики все меняется удивительным образом. Во Вселенной действует принцип роста, созревания, смерти и возрождения. Нигде этот принцип не воплощен более полно, чем в первичных источниках света, которые мы видим через наши инструменты - звезды.
1 июня 2005 года пара исследователей (Стефан Иммлер из Центра космических полетов имени Годдарда НАСА и К.Д. Кунц из Университета Джона Хопкинса) опубликовали рентгеновские данные, полученные с различных космических приборов. Данные показывают, как одна массивная звезда, проходящая в соседней галактике (M101), может помочь нам понять относительно короткий период между смертью звезды и превращением ее светящегося газового венца в остаток сверхновой. Эта звезда - сверхновая SN 1970G - теперь пережила около 35 лет видимой «загробной жизни» в виде быстро вращающегося нейтронного ядра в обширной околозвездной ауре газа и пыли (CSM или околозвездное вещество). Даже сейчас (по нашему мнению) тяжелые металлы мчатся наружу со скоростью тысяч километров в секунду - потенциально сажая семена органического вещества в межзвездной среде (ISM) далекой галактики 27 миллионов световых лет - одну из них легко увидеть в самой маленькой из инструменты в весеннем созвездии Большой Медведицы. Только когда энергия внутри этого вещества достигнет ISM, 1970G завершит свой цикл рождения и потенциального перерождения, чтобы обрести форму в новых звездах и планетах.
Судьба звезды в первую очередь определяется ее массой. Выжившие всего 50 000 лет, самые массивные звезды (до 150 солнц) конденсируются из огромных концентраций холодного газа и пыли, чтобы в конечном итоге жить очень быстро. В молодости такие звезды торжествуют как ярко-голубые великаны, излучающие свет в ультрафиолетовой области от фотосферы, температура которой может быть в пять раз выше, чем у нашего Солнца. Внутри таких звезд ядерные печи быстро накапливаются, испуская огромные количества чрезвычайно интенсивного излучения. Давление от этого излучения продвигает внешнюю оболочку звезды много раз наружу, даже когда воющий шторм из высоко заряженных частиц испаряется с ее поверхности, превращаясь в звезды CSM. Из-за давления, создаваемого быстро расширяющимся ядром, такой звездный ядерный двигатель в конечном итоге испытывает недостаток топлива. Последующий крах отмечен ярким световым шоу, которое может затмить всю галактику. С магнитудой 12.1 сверхновая типа II 1970G никогда не становилась достаточно яркой, чтобы преодолеть хозяина 8-й величины. Но за 30 000 лет до своего расцвета 1970-е годы испарились обильные количества водорода и гелия в виде мощного солнечного ветра. Позже, та же самая прозрачная аура материи приняла на себя удар вспышки 1970-х годов, потряс его до возбуждения рентгеновскими лучами. И именно этот период расширяющихся ударных волн доминировал в энергетической характеристике или «потоке» 1970-х годов за последние 35 лет наблюдений.
Согласно документу, озаглавленному «Обнаружение рентгеновского излучения сверхновой 1970G с Чандрой», Иммлер и Кунц сообщают, что «Как самый старый СН, обнаруженный в рентгеновских лучах, СН 1970G впервые позволяет непосредственно наблюдать переход от SN к его фазе остатка сверхновой (SNR) ».
Хотя в докладе приводятся рентгеновские данные с различных рентгеновских спутников, основная часть информации поступает из серии из пяти сеансов с использованием рентгеновской обсерватории Чандра НАСА в период с 5 по 11 июля 2004 года. сеансов было собрано почти 40 часов мягкого рентгеновского излучения. Превосходное пространственное разрешение Чандры и чувствительность, полученная в результате долгосрочных наблюдений, позволили астрономам полностью разрешить рентгеновскую световую кривую сверхновой по сравнению с соседней областью HII в галактике - области, достаточно яркой в видимом свете, чтобы быть включенной в JLE Dreyer's New Общий каталог, составленный в конце 19 века - NGC 5455.
Результаты этого - и несколько других наблюдений послесвечения сверхновых с использованием НАСА Chandra и ESA XMM-Newton - подтвердили одну из ведущих теорий рентгеновских световых кривых после сверхновой. Из статьи: «Рентгеновские спектры высокого качества подтвердили правильность моделей околозвездного взаимодействия, которые предсказывают жесткую спектральную составляющую для излучения прямого удара в раннюю эпоху (менее 100 дней) и мягкую тепловую составляющую для обратного ударная эмиссия после того, как расширяющаяся оболочка стала оптически тонкой ».
За десятки тысяч лет до появления сверхновой звезда, получившая название SN 1970G, тихо выкинула вещество в космос. Это создало обширную внезвездную ауру водорода и гелия в форме CSM. Когда произошла сверхновая, огромный поток горячей материи полетел в космос, когда мантия SN 1970G отскочила после коллапса на перегретое ядро. Примерно в течение 100 дней плотность этого вещества оставалась чрезвычайно высокой, и - поскольку он ударил в CSM - жесткие рентгеновские лучи доминировали на выходе нового потока. Эти жесткие рентгеновские лучи содержат в десять-двадцать раз больше энергии, чем последующие.
Позже, когда эта высокоэнергетическая материя расширилась настолько, чтобы стать оптически прозрачной, наступил новый период - поток рентгеновских лучей от самого CSM вызвал обратный поток «мягких» рентгеновских лучей с более низкой энергией. Ожидается, что этот период будет продолжаться до тех пор, пока CSM не расширится до точки слияния с Interstellar Matter (ISM). В это время образуется остаток сверхновой, и тепловая энергия внутри CSM ионизирует сам ISM. Из этого выйдет характерно «сине-зеленое» свечение, видимое в таких остатках сверхновых, как Лебедь Лупы, если смотреть через даже скромные любительские инструменты и соответствующие фильтры.
SN 1970G развился в остаток сверхновой еще?
Одним из важных ключей к решению этого вопроса является скорость потери массы сверхновой перед извержением. По словам Иммлера и Кунца: «Измеренная скорость потери массы для SN 1970G аналогична той, которая рассчитывается для других SN II типа, которые обычно варьируются от 10-5 до 10-4 солнечные массы в год. Это свидетельствует о том, что рентгеновское излучение возникает от CSM с подогревом, нанесенным предшественником, а не от ISM, нагретого до удара, даже в эту позднюю эпоху после вспышки ».
По словам Стефана Иммлера, «Сверхновые обычно быстро исчезают сразу после взрыва, когда ударная волна достигает внешних границ звездного ветра, который становится все тоньше и тоньше. Однако спустя несколько сотен лет удар проникает в межзвездную среду и вызывает обильное рентгеновское излучение из-за высокой плотности ISM. Измерения плотностей на фронте удара 1970G показали, что они характерны для звездных ветров, которые более чем на порядок меньше, чем плотности ISM ».
Из-за низкого уровня рентгеновского излучения авторы пришли к выводу, что 1970G еще не достигла фазы остатка сверхновой - даже в возрасте 35 лет после взрыва. Основываясь на исследованиях, связанных с остатками сверхновых, такими как петля Лебедя, мы знаем, что после образования остатков они могут сохраняться в течение десятков тысяч лет, когда перегретое вещество сливается с ISM. Позже, после того как ISM, нагретый шоком, наконец остынет, могут образоваться новые звезды и планеты, обогащенные тяжелыми атомами, такими как углерод, кислород и азот, наряду с еще более тяжелыми элементами (такими как железо), образующимися в течение короткого момента фактической сверхновой звезды. взрыв - материал жизни.
Очевидно, что SN 1970G может многое рассказать нам о загробной жизни массивных звезд, и ее дальнейшее продвижение к статусу остатка сверхновой будет и впредь тщательно отслеживаться в будущем.
Автор Джефф Барбур
