Chandra-bilde av SN1970G. Bildekreditt: NASA. Klikk for å forstørre.
Når astronomer ser utover universet, skiller seg ett prinsipp ut i bas lettelse over den enorme velkomst av data og informasjon som er fanget av instrumentene deres - Universet er et arbeid som pågår. Fra hydrogenatom til galakse klynge, ting gjennomgår endringer på overraskende lignende måter. Et prinsipp om vekst, modning, død og gjenfødelse spiller i universet. Ingen steder er det prinsippet mer fullstendig nedfelt enn i de primære lyskildene vi ser gjennom instrumentene våre - stjernene.
1. juni 2005 publiserte et par etterforskere (Stefan Immler fra NASAs Goddard Space Flight Center og K.D. Kuntz fra John Hopkins University) røntgendata samlet inn fra en rekke rombaserte instrumenter. Dataene avslører hvordan en massiv stjerne som passerer innenfor en nærliggende galakse (M101) kan hjelpe oss å forstå den relativt korte perioden mellom en stjerners død og transformasjonen av dens lysende krans av gass til en supernova-rest. Den stjernen - supernova SN 1970G - har nå opplevd rundt 35 år av et synlig "etterlivet" i form av en raskt spinnende nøytronisk kjerne i en ekspansiv omringende aura av gass og støv (CSM eller circumstellar-saken). Selv nå (fra vår oppfatning) løper tungmetaller utover med en hastighet på tusenvis av kilometer i sekundet - potensielt å plante frø av organisk materiale i Interstellar Medium (ISM) i en 27 millioner lysårs fjern galakse - en lett synlig i den minste av instrumenter innenfor vårkonstellasjonen Ursa Majoris. Først når energien innen den saken når ISM, vil 1970G ha fullført sin syklus med fødsel og potensiell gjenfødelse for å ta form i nye stjerner og planeter.
Skjebnen til en stjerne bestemmes først og fremst av dens masse. Overlevende i så lite som 50 000 år kondenserer de mest massive stjernene (så store som 150 soler) ut av enorme konsentrasjoner av kald gass og støv for til slutt å leve veldig raske liv. I ungdommer gleder slike stjerner som strålende blå giganter som stråler nær ultrafiolett lys fra en fotosfære hvis temperatur kan være fem ganger større enn vår egen sol. I slike stjerner akkumuleres kjernefysiske ovner raskt og gir enorme mengder ekstremt intens stråling. Trykk fra denne strålingen driver stjernens ytre hylse utover mange ganger, selv når en hylende kuling av sterkt ladede partikler koker fra overflaten og blir stjernene CSM. På grunn av presset som utøves av den raskt ekspanderende kjernen, blir en slik stjernes kjernemotor til slutt utsultet for drivstoff. Den påfølgende kollapsen er preget av et strålende lysshow - et som potensielt kan overgå en hel galakse. I størrelsesorden 12,1 ble supernova 1970G av type II aldri lys nok til å overvinne sin 8. styrke. Men i rundt 30 000 år før det ble strømmet ut, kokte 1970G av store mengder hydrogen og heliumgass i form av en kraftig solvind. Senere tok den samme, diaphanøse materielle auraen i 1970Gs utbrudd som sjokkerte den til røntgeneksitasjon. Og det er den perioden med utvidede sjokkbølger som har dominert energisignaturen eller "fluksen" fra 1970G de siste 35 årene av observasjon.
I følge et papir med tittelen “Oppdagelse av røntgenutslipp fra Supernova 1970G med Chandra” rapporterer Immler og Kuntz at, “Som den eldste SN som ble oppdaget i røntgenbilder, tillater SN 1970G for første gang direkte observasjon av overgangen fra en SN til sin supernova-restfase (SNR). ”
Selv om rapporten siterer røntgendata fra en rekke røntgen-satellitter, kommer hoveddelen av informasjonen fra en serie på fem økter ved hjelp av NASAs Chandra X-Ray-observatorium i perioden 5. til 11. juli 2004. I løpet av disse økter ble det samlet inn nesten 40 timer med myke røntgenbilder. Chandras overordnede romlige oppløsning og følsomheten oppnådd fra langsiktig observasjon gjorde at astronomer kunne løse supernovas røntgenlyskurve helt fra den i en nærliggende HII-region i galaksen - en region som er lys nok i synlig lys til å ha blitt inkludert i JLE Dreyer's New Generell katalog utarbeidet på slutten av 1800-tallet - NGC 5455.
Resultater fra dette - og en håndfull andre observasjoner av supernova-etterglødning ved bruk av NASAs Chandra og ESAs XMM-Newton - har bekreftet en av de ledende teoriene om røntgenlys-kurver etter supernova. Fra papiret: "Røntgen-spektre av høy kvalitet har bekreftet gyldigheten av de sirkumstellare interaksjonsmodellene som forutsier en hard spektralkomponent for fremover sjokkutslipp under den tidlige epoken (mindre enn 100 dager) og en myk termisk komponent for det motsatte sjokkutslipp etter at det ekspanderende skallet er blitt optisk tynt. ”
I titusenvis av år før hun gikk supernova, kokte stjernen som ble SN 1970G stille materie ut i verdensrommet. Dette skapte en ekspansiv ekstrastellar aura av hydrogen og helium i form av en CSM. Da det gikk supernova, skjøt en massiv strøm av varm materie ut i verdensrommet da SN 1970Gs mantel slo seg tilbake etter kollaps på dens overopphetede kjerne. I omtrent 100 dager forble tettheten av denne saken overordentlig høy, og - mens den smalt inn i CSM - dominerte harde røntgenbilder resultatet av den nye fluksen. Disse harde røntgenbildene inneholder ti til tjue ganger så mye energi som de som skal følge.
Senere da denne sterkt energiserte saken ekspanderte nok til å bli optisk gjennomsiktig, overvåket en ny periode - røntgenstrøm fra selve CSM forårsaket en omvendt flom av "myke" røntgenstråler med lavere energi. Den perioden forventes å fortsette til CSM utvider seg til fusjonspunktet med Interstellar Matter (ISM). På det tidspunktet vil supernova-resten dannes og termisk energi i CSM vil ionisere selve ISM. Ut av dette kommer den karakteristisk "blågrønne" glød som er synlig i slike supernovaerester som Cygnus Loop når den sees gjennom selv beskjedne amatørinstrumenter og passende filtre.
Har SN 1970G utviklet seg til en supernova-rest ennå?
En viktig ledetråd for å løse dette spørsmålet sees i massetapet for supernovaen før utbrudd. I følge Immler og Kuntz: “Den målte massetapssatsen for SN 1970G tilsvarer de som er utledet for andre Type II SNe, som vanligvis spenner fra 10-5 til 10-4 solmasser per år. Dette er en indikasjon på at røntgenutslippet oppstår fra sjokkoppvarmet CSM avsatt av forfederen i stedet for sjokkoppvarmet ISM, selv på denne sene tiden etter utbruddet. ”
I følge Stefan Immler, forsvinner Supernovae vanligvis raskt i nær kjølvannet av deres eksplosjon når sjokkbølgen når de ytre grensene for den stjernevinden, som blir tynnere og tynnere. Noen hundre år senere løper sjokket imidlertid over i det interstellare mediet, og gir rikelig røntgenutslipp på grunn av ISMs høye tetthet. Målinger av tettheter ved sjokkfronten i 1970G viste at de er karakteristiske for stjernevind, som er mer enn en størrelsesorden mindre enn tettheten til ISM. ”
På grunn av de lave nivåene av røntgenutgang, har forfatterne konkludert med at 1970G ennå ikke har nådd supernova-restfasen - selv i en alder av 35 år etter eksplosjonen. Basert på studier assosiert med supernova-rester som Cygnus Loop, vet vi at når rester er dannet, kan de vedvare i titusenvis av år som overopphetede materie-sikringer med ISM. Senere, etter at den støtoppvarmede ISMen endelig har avkjølt seg, kan nye stjerner og planeter danne seg beriket av tunge atomer som karbon, oksygen og nitrogen sammen med enda tyngre elementer (for eksempel jern) produsert i løpet av det korte øyeblikket av selve supernovaen eksplosjon - livets ting.
Det er klart SN 1970G har mye mer å lære oss om etterlivet til massivstjerner, og marsjen mot supernova-restestatus vil fortsatt overvåkes nøye fremover.
Skrevet av Jeff Barbour
