Chandra Bild von SN1970G. Bildnachweis: NASA. Klicken um zu vergrößern.
Wenn Astronomen auf das Universum blicken, sticht ein Prinzip im Basrelief über der riesigen Menge an Daten und Informationen hervor, die von ihren Instrumenten erfasst werden - das Universum ist in Arbeit. Vom Wasserstoffatom zum Galaxienhaufen ändern sich die Dinge auf überraschend ähnliche Weise. Im Universum spielt ein Prinzip von Wachstum, Reifung, Tod und Wiedergeburt eine Rolle. Nirgendwo ist dieses Prinzip vollständiger verkörpert als in den primären Lichtquellen, die wir durch unsere Instrumente sehen - die Sterne.
Am 1. Juni 2005 veröffentlichten zwei Ermittler (Stefan Immler vom Goddard Space Flight Center der NASA und K.D. Kuntz von der John Hopkins University) Röntgendaten, die von verschiedenen weltraumgestützten Instrumenten gesammelt wurden. Die Daten zeigen, wie ein massereicher Stern, der in einer nahe gelegenen Galaxie (M101) vorbeizieht, uns helfen kann, die relativ kurze Zeit zwischen dem Tod eines Sterns und der Umwandlung seines leuchtenden Gaskranzes in einen Supernova-Überrest zu verstehen. Dieser Stern - Supernova SN 1970G - hat nun etwa 35 Jahre sichtbares „Leben nach dem Tod“ in Form eines sich schnell drehenden neutronischen Kerns in einer expansiven zirkumstellaren Aura aus Gas und Staub (CSM oder zirkumstellare Materie) erlebt. Selbst jetzt (nach unserer Auffassung) rasen Schwermetalle mit einer Geschwindigkeit von Tausenden von Kilometern pro Sekunde nach außen und pflanzen möglicherweise Samen organischer Materie in das interstellare Medium (ISM) einer 27 Millionen Lichtjahre entfernten Galaxie - eines, das in der kleinsten leicht sichtbar ist Instrumente innerhalb der Frühlingskonstellation von Ursa Majoris. Erst wenn die Energie in dieser Materie die ISM erreicht, hat 1970G seinen Geburtszyklus und seine mögliche Wiedergeburt abgeschlossen, um in neuen Sternen und Planeten Gestalt anzunehmen.
Das Schicksal eines Sterns wird in erster Linie von seiner Masse bestimmt. Die massereichsten Sterne (bis zu 150 Sonnen) überleben nur 50.000 Jahre und kondensieren aus riesigen Konzentrationen von kaltem Gas und Staub, um schließlich ein sehr schnelles Leben zu führen. In der Jugend jubeln solche Sterne als strahlend blaue Riesen, die nahezu ultraviolettes Licht von einer Photosphäre ausstrahlen, deren Temperatur fünfmal höher sein kann als die unserer eigenen Sonne. Innerhalb solcher Sterne sammeln sich schnell Kernöfen an, die erstaunliche Mengen extrem intensiver Strahlung abgeben. Der Druck dieser Strahlung treibt das äußere Leichentuch des Sterns um ein Vielfaches nach außen, selbst wenn ein heulender Sturm hoch geladener Teilchen von seiner Oberfläche kocht und zum CSM des Sterns wird. Aufgrund des Drucks, den sein schnell expandierender Kern ausübt, wird der Kernmotor eines solchen Sterns schließlich nach Brennstoff hungern. Der anschließende Zusammenbruch ist durch eine brillante Lichtshow gekennzeichnet, die möglicherweise eine ganze Galaxie überstrahlen kann. Bei einer Stärke von 12,1 wurde die Supernova vom Typ II 1970G nie hell genug, um ihren Wirt der 8. Größe zu überwinden. Aber etwa 30.000 Jahre vor seiner Ausblühung kochte 1970G reichlich Wasserstoff und Heliumgas in Form eines starken Sonnenwinds ab. Später nahm dieselbe durchsichtige Aura der Materie die Hauptlast des Ausbruchs von 1970G und schockierte sie in Röntgenanregung. Und es ist diese Zeit der Ausdehnung der Stoßwellen, die in den letzten 35 Jahren der Beobachtung die Energiesignatur oder den „Fluss“ von 1970G dominiert hat.
Laut einem Artikel mit dem Titel „Entdeckung der Röntgenemission von Supernova 1970G mit Chandra“ berichten Immler und Kuntz: „Als ältester in Röntgenstrahlen nachgewiesener SN ermöglicht SN 1970G erstmals die direkte Beobachtung des Übergangs von ein SN in seine Supernova-Restphase (SNR). “
Obwohl in dem Bericht Röntgendaten von verschiedenen Röntgensatelliten zitiert werden, stammt der Großteil der Informationen aus einer Reihe von fünf Sitzungen mit dem Chandra-Röntgenobservatorium der NASA vom 5. bis 11. Juli 2004. Während dieser Zeit In Sitzungen wurden insgesamt fast 40 Stunden weiche Röntgenstrahlen gesammelt. Die überlegene räumliche Auflösung von Chandra und die durch Langzeitbeobachtung gewonnene Empfindlichkeit ermöglichten es den Astronomen, die Röntgenlichtkurve der Supernova vollständig von der einer nahe gelegenen HII-Region innerhalb der Galaxie aufzulösen - einer Region, die im sichtbaren Licht hell genug ist, um in JLE Dreyers New aufgenommen zu werden Im späten 19. Jahrhundert zusammengestellter Gesamtkatalog - NGC 5455.
Die Ergebnisse - und eine Handvoll anderer Beobachtungen des Nachglühens von Supernova unter Verwendung von Chandra der NASA und XMM-Newton der ESA - haben eine der führenden Theorien für Röntgenlichtkurven nach Supernova bestätigt. Aus der Arbeit: „Hochwertige Röntgenspektren haben die Gültigkeit der zirkumstellaren Interaktionsmodelle bestätigt, die eine harte Spektralkomponente für die Vorwärtsschockemission während der frühen Epoche (weniger als 100 Tage) und eine weiche thermische Komponente für die Rückwärtsbewegung vorhersagen Schockemission, nachdem die expandierende Schale optisch dünn geworden ist. “
Zehntausende von Jahren lang kochte der Stern, der zu SN 1970G wurde, die Materie leise in den Weltraum. Dies erzeugte eine expansive extrastellare Aura von Wasserstoff und Helium in Form eines CSM. Als es zur Supernova wurde, schoss ein massiver Fluss heißer Materie in den Weltraum, als der Mantel des SN 1970G nach dem Zusammenbruch auf seinen überhitzten Kern zurückprallte. Ungefähr 100 Tage lang blieb die Dichte dieser Materie außerordentlich hoch und - als sie in das CSM schlug - dominierten harte Röntgenstrahlen die Ausgabe des Novalflusses. Diese harten Röntgenstrahlen enthalten zehn- bis zwanzigmal so viel Energie wie die folgenden.
Später, als sich diese hochenergetische Materie so weit ausdehnte, dass sie optisch transparent wurde, wurde eine neue Periode eingeleitet - der Röntgenfluss vom CSM selbst verursachte eine umgekehrte Flut von „weichen“ Röntgenstrahlen mit niedrigerer Energie. Dieser Zeitraum wird voraussichtlich so lange andauern, bis sich das CSM bis zur Fusion mit Interstellar Matter (ISM) ausdehnt. Zu diesem Zeitpunkt bildet sich der Supernova-Rest und die Wärmeenergie im CSM ionisiert das ISM selbst. Daraus ergibt sich das charakteristische „blaugrüne“ Leuchten, das in Überresten von Supernovae wie der Cygnus-Schleife sichtbar ist, wenn es selbst durch bescheidene Amateurinstrumente und geeignete Filter betrachtet wird.
Hat sich SN 1970G bereits zu einem Supernova-Überrest entwickelt?
Ein wichtiger Hinweis zur Lösung dieser Frage ist die Massenverlustrate der Supernova vor dem Ausbruch. Immler und Kuntz: „Die gemessene Massenverlustrate für SN 1970G ähnelt der für andere SNe vom Typ II abgeleiteten, die typischerweise zwischen 10 liegt-5 bis 10-4 Sonnenmassen pro Jahr. Dies deutet darauf hin, dass die Röntgenemission auch in dieser späten Epoche nach dem Ausbruch durch schockerhitztes CSM entsteht, das vom Vorläufer abgelagert wurde, und nicht durch schockerhitztes ISM. “
Stefan Immler: „Supernovae verschwinden normalerweise kurz nach ihrer Explosion schnell, wenn die Stoßwelle die Außengrenzen des Sternwinds erreicht, der immer dünner wird. Einige hundert Jahre später trifft der Schock jedoch auf das interstellare Medium und erzeugt aufgrund der hohen Dichte des ISM eine reichliche Röntgenemission. Messungen der Dichten an der Schockfront von 1970G zeigten, dass sie für Sternwinde charakteristisch sind, die mehr als eine Größenordnung kleiner sind als die Dichten des ISM. “
Aufgrund der geringen Röntgenleistung sind die Autoren zu dem Schluss gekommen, dass 1970G die Supernova-Restphase noch nicht erreicht hat - selbst im Alter von 35 Jahren nach der Explosion. Basierend auf Studien zu Supernova-Überresten wie der Cygnus-Schleife wissen wir, dass Reste, sobald sie gebildet sind, Zehntausende von Jahren bestehen bleiben können, wenn überhitzte Materie mit dem ISM verschmilzt. Später, nachdem sich das schockerhitzte ISM endgültig abgekühlt hat, können sich neue Sterne und Planeten bilden, die mit schweren Atomen wie Kohlenstoff, Sauerstoff und Stickstoff angereichert sind, zusammen mit noch schwereren Elementen (wie Eisen), die im kurzen Moment der eigentlichen Supernova erzeugt werden Explosion - das Zeug des Lebens.
Es ist klar, dass SN 1970G uns noch viel mehr über das Leben nach dem Tod massereicher Sterne beibringen kann, und sein Marsch in Richtung des Status eines Supernova-Überrests wird auch in Zukunft sorgfältig überwacht werden.
Geschrieben von Jeff Barbour
