Chandra-billede af SN1970G. Billedkredit: NASA. Klik for at forstørre.
Når astronomer kigger ud over universet, skiller sig et princip ud i basrelief over den store vifte af data og information, der er fanget af deres instrumenter - Universet er et igangværende værk. Fra brintatom til galakse-klynge ændrer ting sig på overraskende lignende måder. Et princip om vækst, modning, død og genfødsel spiller i universet. Intetsteds er dette princip mere fuldt udformet end i de primære lyskilder, vi ser gennem vores instrumenter - stjernerne.
Den 1. juni 2005 offentliggjorde et par efterforskere (Stefan Immler fra NASA's Goddard Space Flight Center og K.D. Kuntz fra John Hopkins University) røntgendata indsamlet fra en række forskellige pladsbårne instrumenter. Dataene afslører, hvordan en massiv stjerne, der passerer inden for en nærliggende galakse (M101), kan hjælpe os med at forstå den relativt korte periode mellem en stjerners død og omdannelsen af dens lysende krans af gas til en supernova-rest. Denne stjerne - supernova SN 1970G - har nu oplevet omkring 35 år af et synligt "liv efter livet" i form af en hurtigt omdrejning af neutronisk kerne inden for en ekspansiv cirkumstellar aura af gas og støv (CSM eller circumstellar-sagen). Selv nu (fra vores opfattelse) løber tungmetaller udad med en hastighed på tusinder af kilometer i sekundet - potentielt plantning af frø af organisk stof inden for Interstellar Medium (ISM) i en 27 millioner lysår fjern galakse - en let synlig i den mindste af instrumenter inden forårskonstellationen Ursa Majoris. Først når energien inden for dette stof når ISM, vil 1970G have afsluttet sin cyklus med fødsel og potentiel genfødsel for at tage form i nye stjerner og planeter.
En stjernes skæbne bestemmes primært af dens masse. Overlevende i så lidt som 50.000 år kondenserer de mest massive stjerner (så store som 150 solskin) ud af enorme koncentrationer af kold gas og støv for til sidst at leve meget hurtige liv. I ungdommen glæder sådanne stjerner som strålende blå giganter, der udstråler nær ultraviolet lys fra en fotosfære, hvis temperatur muligvis er fem gange større end vores egen sol. I sådanne stjerner akkumuleres kerneovne hurtigt og afgiver vidunderlige mængder ekstremt intens stråling. Tryk fra denne stråling fremdriver stjernens ydre hylse udad mange gange, selv når en hylende kul af stærkt ladede partikler koger fra dens overflade og bliver stjernerne CSM. På grund af trykket, der udøves af den hurtigt ekspanderende kerne, bliver en sådan stjernes atommotor til sidst sulten efter brændstof. Den efterfølgende sammenbrud er præget af et strålende lysshow - et, der potentielt kan overskride en hel galakse. I styrke 12,1 blev type II supernova 1970G aldrig lys nok til at overvinde sin 8. styrke. Men i ca. 30.000 år inden dens udblæsning kogte 1970G rigelige mængder brint og heliumgas i form af en kraftig solvind. Senere tog den samme diaphanøse stofsundhed hovedparten af 1970Gs udbrud, der chokkerede det til røntgenopspilning. Og det er den periode med ekspanderende stødbølger, der har domineret energisignaturen eller "flux" fra 1970G i de sidste 35 års observation.
Ifølge et papir med titlen "Opdagelse af røntgenemission fra Supernova 1970G med Chandra" rapporterer Immler og Kuntz, at "Som den ældste SN, der blev fundet i røntgenstråler, giver SN 1970G for første gang mulighed for direkte observation af overgangen fra en SN til sin supernova-rest (SNR) -fase. ”
Selvom rapporten citerer røntgenoplysninger fra en række røntgensatellitter, stammer hovedparten af informationen fra en serie på fem sessioner, der bruger NASAs Chandra X-Ray-observatorium i perioden 5-11-11 juli 2004. I løbet af disse sessioner blev i alt næsten 40 timer bløde røntgenbilleder samlet. Chandras overordnede rumlige opløsning og følsomheden opnået ved langtidsobservation gjorde det muligt for astronomer fuldt ud at løse supernovas røntgenlyskurve fra den i en nærliggende HII-region i galaksen - en region, der er klar nok til synligt lys til at være inkluderet i JLE Dreyer's New Generel katalog udarbejdet i slutningen af det 19. århundrede - NGC 5455.
Resultater herfra - og en håndfuld andre observationer af supernova efterglød ved hjælp af NASAs Chandra og ESAs XMM-Newton - har bekræftet en af de førende teorier om røntgenlys-kurver efter supernova. Fra papiret: ”Røntgenstrålespektre af høj kvalitet har bekræftet gyldigheden af de circumstellar interaktionsmodeller, der forudsiger en hård spektralkomponent for fremadstødemissionen i den tidlige epoke (mindre end 100 dage) og en blød termisk komponent til det modsatte chokemission efter den ekspanderende skal er blevet optisk tynd. ”
I titusinder af år, før han gik supernova, kogte den stjerne, der blev SN 1970G, stille stof væk i rummet. Dette skabte en ekspansiv ekstrastellar aura af brint og helium i form af en CSM. Da det gik supernova, skød en massiv strøm af varmt stof ud i rummet, da SN 1970Gs mantel kom igen efter sammenbrud på dens overophedede kerne. I cirka 100 dage forblev tætheden af denne sag overordentlig høj, og - da den smækkede ind i CSM - dominerede hårde røntgenstråler output af den nye flux. Disse hårde røntgenbilleder indeholder ti til tyve gange så meget energi som dem, der skal følges.
Senere, da denne stærkt aktiverede sag ekspanderede nok til at blive optisk gennemsigtig, overvågede en ny periode - røntgenstrømning fra selve CSM forårsagede en omvendt oversvømmelse af "bløde" røntgenstråler med lavere energi. Denne periode forventes at fortsætte, indtil CSM udvides til det punkt, hvor fusionen er med Interstellar Matter (ISM). På det tidspunkt vil supernovaresten dannes, og termisk energi i CSM vil ionisere selve ISM. Ud af dette kommer den karakteristiske “blågrønne” glød synlig i sådanne supernovaerester som Cygnus Loop, når den ses gennem selv beskedne amatørinstrumenter og passende filtre.
Har SN 1970G udviklet sig til en supernova-rest endnu?
En vigtig ledetråd til at løse dette spørgsmål ses i massetabshastigheden for supernovaen før udbrud. Ifølge Immler og Kuntz: “Den målte massetabssats for SN 1970G svarer til dem, der udledes for andre Type II SNe, som typisk spænder fra 10-5 til 10-4 solmasser om året. Dette er et tegn på, at røntgenemissionen udspringer af stødopvarmet CSM, der er deponeret af forfæderen snarere end stødopvarmet ISM, selv ved denne sene epoke efter udbruddet. ”
Ifølge Stefan Immler falder ”Supernovae normalt væk hurtigt i den nærmeste efterspørgsel efter deres eksplosion, når chokbølgen når de ydre grænser for den stellare vind, der bliver tyndere og tyndere. Et par hundrede år senere løber chokket imidlertid ind i det interstellare medium og producerer rigelig røntgenemission på grund af ISM's høje tætheder. Målinger af tætheder ved chokfronten i 1970G viste, at de er karakteristiske for stjernevind, som er mere end en størrelsesorden mindre end ISM-densiteterne. ”
På grund af de lave niveauer af røntgenudgang har forfatterne konkluderet, at 1970G endnu ikke har nået supernova-restfasen - selv i en alder af 35 år efter eksplosionen. Baseret på undersøgelser, der er forbundet med supernovarester, såsom Cygnus Loop, ved vi, at når rester først er dannet, kan de vedvare i titusinder af år, da overophedede stoffer smelter sammen med ISM. Senere, efter at den chokopvarmede ISM endelig er afkølet, kan nye stjerner og planeter danne sig beriget med tunge atomer som kulstof, ilt og nitrogen sammen med endnu tungere elementer (som jern) produceret i det korte øjeblik af den faktiske supernova eksplosion - livets ting.
Det er klart, at SN 1970G har meget mere at lære os om massive stjerners efterliv, og dens march mod supernova-resterende status vil fortsat blive nøje overvåget langt fremover.
Skrevet af Jeff Barbour
