صورة شاندرا SN1970G. حقوق الصورة: ناسا. اضغط للتكبير.
بينما ينظر الفلكيون إلى الكون ، يبرز أحد المبادئ البارزة بشكل أساسي فوق مجموعة هائلة من البيانات والمعلومات التي تم التقاطها بواسطة أجهزتهم - الكون قيد التقدم. من ذرة الهيدروجين إلى كتلة المجرة ، تتغير الأشياء بطرق مشابهة بشكل مدهش. هناك مبدأ للنضج والنضوج والموت والبعث من جديد في الكون. ولا يتجسد هذا المبدأ بالكامل في أي مكان أكثر من المصادر الأساسية للضوء التي نراها من خلال أدواتنا - النجوم.
في 1 حزيران (يونيو) 2005 ، نشر زوج من المحققين (Stefan Immler من مركز Goddard لرحلات الفضاء التابع لناسا و KD Kuntz من جامعة جون هوبكنز) بيانات الأشعة السينية التي تم جمعها من مجموعة متنوعة من الأجهزة المحمولة في الفضاء. تكشف البيانات كيف يمكن لنجم هائل يمر عبر مجرة قريبة (M101) أن يساعدنا على فهم الفترة القصيرة نسبيًا بين موت النجم وتحويل إكليله المضيء من الغاز إلى بقايا مستعر أعظم. شهد هذا النجم - المستعر الأعظم SN 1970G - الآن ما يقرب من 35 عامًا من "الحياة الآخرة" المرئية في شكل قلب نيوتروني سريع الدوران داخل هالة توسعية نجمية للغاز والغبار (CSM أو المادة النجمية). حتى الآن (من تصورنا) تتسابق المعادن الثقيلة إلى الخارج بسرعة آلاف الكيلومترات في الثانية - من المحتمل أن تزرع بذور المواد العضوية داخل الوسط النجمي (ISM) لمجرة بعيدة تبلغ 27 مليون سنة ضوئية - واحدة يمكن رؤيتها بسهولة في أصغر الآلات داخل كوكبة الربيع من Ursa Majoris. فقط عندما تصل الطاقة في هذه المادة إلى ISM ، سيكون 1970G قد أكمل دورة ولادته المحتملة من جديد لتتشكل في نجوم وكواكب جديدة.
يتم تحديد مصير النجم في المقام الأول من خلال كتلته. البقاء على قيد الحياة لمدة لا تزيد عن 50000 سنة ، تتضخم النجوم الأكثر ضخامة (مثل 150 شمس) من التركيزات الهائلة للغاز البارد والغبار للعيش في نهاية المطاف حياة سريعة جدًا. في الشباب ، تنبض هذه النجوم مثل العمالقة الزرقاء اللامعة التي تشع ضوءًا قريبًا من الأشعة فوق البنفسجية من فضاء ضوئي قد تكون درجة حرارته أعلى بخمس مرات من شمسنا. داخل هذه النجوم تتراكم الأفران النووية بسرعة مما ينتج عنها كميات هائلة من الإشعاع الشديد للغاية. يدفع الضغط الناتج عن هذا الإشعاع الكفن الخارجي للنجم إلى الخارج عدة مرات حتى عندما تتلوى عاصفة من الجسيمات المشحونة بشدة على سطحها لتصبح النجوم CSM. بسبب الضغط الذي يمارسه قلبه الذي يتوسع بسرعة ، يصبح محرك هذا النجم النووي في نهاية المطاف متعطشًا للوقود. يتميز الانهيار اللاحق بعرض ضوئي لامع - عرض يمكن أن يتفوق على مجرة بأكملها. عند قوته 12.1 ، لم تصبح المستعر الأعظم من النوع II 1970G مشرقة بما يكفي للتغلب على مضيفها الثامن. ولكن لما يقرب من 30.000 عام قبل إزهاره ، فإن 1970G قامت بغلي كميات وفيرة من الهيدروجين وغاز الهليوم في شكل رياح شمسية قوية. في وقت لاحق ، تحملت نفس الهالة الشفافة للمادة العبء الأكبر من انفجار 1970G الذي صدمها في إثارة الأشعة السينية. وكانت تلك الفترة من موجات الصدمة المتزايدة هي التي سيطرت على توقيع الطاقة أو "التدفق" في 1970G على مدار 35 عامًا من المراقبة.
وفقًا لورقة بعنوان "اكتشاف انبعاث الأشعة السينية من Supernova 1970G مع Chandra" ، أفاد Immler و Kuntz أنه "كما تم الكشف عن أقدم SN في الأشعة السينية ، فإن SN 1970G يسمح ، لأول مرة ، بمراقبة مباشرة للانتقال من SN إلى مرحلة بقايا المستعر الأعظم (SNR) ".
على الرغم من أن التقرير يستشهد ببيانات الأشعة السينية من مجموعة متنوعة من أقمار الأشعة السينية ، إلا أن الجزء الأكبر من المعلومات يأتي من سلسلة من خمس جلسات باستخدام مرصد تشاندرا للأشعة السينية التابع لوكالة ناسا خلال الفترة من 5 إلى 11 يوليو 2004. جلسات تم جمع ما يقرب من 40 ساعة من الأشعة السينية الناعمة. سمحت الدقة المكانية المتفوقة لشاندرا والحساسية المكتسبة من المراقبة طويلة المدى للفلكيين بحل كامل ضوء الأشعة السينية للمستعر الأعظم من تلك الموجودة في منطقة HII القريبة داخل المجرة - وهي منطقة مشرقة بما يكفي في الضوء المرئي ليتم تضمينها في JLE Dreyer's New تم تجميع الكتالوج العام خلال أواخر القرن التاسع عشر - NGC 5455.
أكدت النتائج المستمدة من ذلك - وعدد قليل من الملاحظات الأخرى على شفق المستعر الأعظم باستخدام شاندرا من وكالة ناسا و XMM-Newton من وكالة الفضاء الأوروبية - إحدى النظريات الرائدة في أغطية الأشعة السينية بعد السوبرنوفا. من الورقة: "أكدت أطياف الأشعة السينية عالية الجودة صحة نماذج التفاعل المحيطي التي تتنبأ بمكون طيف صلب لانبعاث الصدمة الأمامية خلال الحقبة المبكرة (أقل من 100 يوم) ومكون حراري ناعم للعكس انبعاث الصدمة بعد أن أصبحت القشرة المتوسعة رقيقة بصريًا ".
لعشرات الآلاف من السنين قبل الذهاب إلى المستعر الأعظم ، قام النجم الذي أصبح SN 1970G بغلي المادة في الفضاء بهدوء. هذا خلق هالة توسعية خارجة عن الهيدروجين والهليوم في شكل CSM. عندما ذهبت إلى المستعر الأعظم ، تم إطلاق تدفق هائل من المادة الساخنة في الفضاء حيث ارتدت عباءة SN 1970G بعد الانهيار على قلبها المحموم. لمدة 100 يوم تقريبًا ، ظلت كثافة هذه المادة عالية للغاية - وبينما كانت تتسرب إلى CSM - سيطرت الأشعة السينية الصلبة على ناتج تدفق الأنف. تحتوي هذه الأشعة السينية الصلبة على عشرة إلى عشرين مرة من الطاقة مثل تلك التي ستتبعها.
في وقت لاحق مع توسع هذه المادة عالية الطاقة بما يكفي لتصبح شفافة بصريًا ، تم الإشراف على فترة جديدة - تدفق الأشعة السينية من CSM نفسه تسبب في تدفق عكسي للأشعة السينية "الناعمة" ذات الطاقة المنخفضة. من المتوقع أن تستمر تلك الفترة حتى تتوسع CSM إلى نقطة الانصهار مع Interstellar Matter (ISM). في ذلك الوقت ، ستتشكل بقايا المستعر الأعظم وستعمل الطاقة الحرارية داخل CSM على تأين ISM نفسها. سيخرج التوهج "الأزرق والأخضر" المميز في بقايا المستعرات الأعظمية مثل حلقة Cygnus عند رؤيتها من خلال أدوات الهواة المتواضعة والمرشحات المناسبة.
هل تطورت SN 1970G إلى بقايا مستعر أعظم حتى الآن؟
أحد الأدلة المهمة لحل هذا السؤال هو في معدل فقدان الكتلة للمستعر الأعظم قبل الاندفاع. وفقًا لـ Immler و Kuntz: "معدل فقدان الكتلة المقاس لـ SN 1970G مشابه لتلك التي تم الاستدلال عليها من النوع الثاني SNe ، والتي تتراوح عادة من 10-5 إلى 10-4 الكتل الشمسية سنويا. هذا يدل على أن انبعاث الأشعة السينية ينشأ من CSM ساخنة الصدمة التي يودعها السلف بدلا من ISM ساخنة الصدمة ، حتى في هذه الحقبة المتأخرة بعد الانفجار. "
وفقًا لستيفان إيملر ، "عادة ما تتلاشى المستعرات الأعظمية بسرعة في أعقاب الانفجار مباشرة عندما تصل موجة الصدمة إلى الحدود الخارجية للرياح النجمية ، والتي تصبح أرق وأرق. ومع ذلك ، بعد بضع مئات من السنين ، تصطدم الصدمة بالوسط النجمي ، وتنتج انبعاثات أشعة سينية وفيرة بسبب الكثافات العالية لـ ISM. أظهرت قياسات الكثافات في مقدمة الصدمة لعام 1970 ز أنها تتميز بالرياح النجمية ، والتي هي أكثر من مرتبة بحجم أصغر من كثافة كثافة ISM. "
بسبب المستويات المنخفضة لإنتاج الأشعة السينية ، خلص المؤلفون إلى أن 1970G لم يصل بعد إلى مرحلة بقايا السوبرنوفا - حتى في سن 35 عامًا بعد الانفجار. استنادًا إلى الدراسات المرتبطة ببقايا السوبرنوفا مثل حلقة Cygnus ، نعلم أنه بمجرد تشكل المخلفات ، يمكن أن تستمر لعشرات الآلاف من السنين حيث تندمج المادة شديدة الحرارة مع ISM. في وقت لاحق ، بعد أن يبرد ISM الذي يسخن الصدمة أخيرًا ، قد تتشكل النجوم والكواكب الجديدة المخصبة من الذرات الثقيلة مثل الكربون والأكسجين والنيتروجين إلى جانب العناصر الأثقل (مثل الحديد) التي يتم إنتاجها خلال لحظة قصيرة من المستعر الأعظم الفعلي انفجار - أشياء الحياة.
من الواضح أن SN 1970G لديها الكثير لتعلمنا عن الحياة الآخرة للنجوم الضخمة وسيستمر رصد مسيرتها نحو حالة بقايا السوبرنوفا بعناية في المستقبل.
كتبه جيف بربور
