SN1970G의 찬드라 이미지. 이미지 크레디트 : NASA. 클릭하면 확대됩니다.
천문학 자들이 우주를 바라 볼 때, 하나의 원칙은 기기가 포착 한 방대한 데이터와 정보보다 우월하게 두드러지게 나타납니다. 우주는 진행중인 작업입니다. 수소 원자에서 은하단에 이르기까지 상황은 놀라 울 정도로 비슷한 방식으로 변화합니다. 성장, 성숙, 사망 및 중생의 원리는 우주에서 작용하고 있습니다. 우리의 도구를 통해 볼 수있는 주요 광원 인 별보다 더 완벽하게 구현 된 원리는 어디에도 없습니다.
2005 년 6 월 1 일, 한 조사관 (NASA의 Goddard 우주 비행 센터의 스테판이 믈러 (Stefan Immler)과 John Hopkins University의 K.D. Kuntz))은 다양한 우주기구에서 수집 한 엑스레이 데이터를 발표했습니다. 이 데이터는 인근 은하 (M101) 내에서 거대한 별 하나가 지나가는 것이 별의 죽음과 빛나는 가스 화환을 초신성 잔해로 변환하는 것 사이의 비교적 짧은 기간을 이해하는 데 어떻게 도움이 될 수 있는지를 보여줍니다. 초신성 SN 1970G 인이 별은 현재 가스와 먼지의 광대 한 주변 환경 (CSM 또는 주변 환경) 내에서 빠르게 회전하는 중성자 코어의 형태로 약 35 년 동안 눈에 띄는“내세”를 경험했습니다. 지금도 (우리의 인식에서) 중금속은 초당 수천 킬로미터의 속도로 바깥쪽으로 경주합니다. 잠재적으로 2 천 7 백만 광년 떨어진 은하의 성간 매체 (ISM) 내에 유기 물질의 씨앗을 심을 수 있습니다. Ursa Majoris의 봄 별자리에있는 악기. 그 물질 내의 에너지가 ISM에 도달 할 때에 만 1970G는 새로운 별과 행성에서 형성 될 수있는 출생주기와 잠재적 인 중생을 완료 할 것입니다.
별의 운명은 주로 질량에 의해 결정됩니다. 50,000 년 정도 생존 한 가장 큰 별 (150 태양 정도)은 방대한 농도의 차가운 가스와 먼지로 응축되어 결국 매우 빠른 삶을 살게됩니다. 젊었을 때, 그러한 별들은 우리 태양보다 온도가 5 배나 더 큰 광구에서 거의 자 외광을 방출하는 화려한 푸른 거인처럼 기뻐합니다. 그러한 별들 내에서 핵로는 빠르게 축적되어 엄청난 양의 극도로 강한 방사선을 방출합니다. 이 방사선으로부터의 압력은 고하 전 된 입자의 짖는 소리가 표면에서 끓여서 별 CSM이 되더라도 별의 바깥 덮개를 여러 번 바깥쪽으로 밀어냅니다. 급격한 확장 코어로 인한 압력으로 인해 이러한 별의 핵 엔진은 결국 연료에 굶주리게됩니다. 그 이후의 붕괴는 은하계 전체를 능가 할 수있는 화려한 빛의 쇼로 표시됩니다. 크기 12.1에서 타입 II 초신성 1970G는 8 번째 호스트를 극복하기에 충분히 밝아지지 않았습니다. 그러나 백화 전 약 30,000 년 동안 1970G는 강력한 태양풍의 형태로 많은 양의 수소와 헬륨 가스를 끓였습니다. 나중에, 같은 끔찍한 물질의 기운이 1970G의 충격을 X-ray 여기에 충격을 주었다. 그리고 지난 35 년 동안 1970G의 에너지 시그니처 또는 "플럭스"를 지배 한 충격파가 확대되는시기입니다.
Immler와 Kuntz는“찬드라와 함께 Supernova 1970G에서 X-ray 방출의 발견”이라는 제목의 논문에 따르면,“X-ray에서 가장 오래된 SN 인 SN 1970G는 처음으로 초신성 잔해 (SNR) 단계에 이르는 SN입니다.”
보고서는 다양한 X-ray 위성의 X-ray 데이터를 인용하고 있지만, 대부분의 정보는 2004 년 7 월 5-11 일 동안 NASA의 Chandra X-Ray Observatory를 사용하여 일련의 5 개 세션에서 나옵니다. 세션 총 약 40 시간의 소프트 엑스레이가 수집되었습니다. 찬드라의 우수한 공간 분해능과 장기 관측으로 얻은 감도 덕분에 천문학 자들은 은하계 근처의 HII 영역에서 초신성의 X 선 광 곡선을 완전히 확인할 수있었습니다. JLE Dreyer의 New NGC 5455 – 19 세기 후반 일반 카탈로그.
이 결과와 NASA의 찬드라와 ESA의 XMM- 뉴턴을 사용한 초신성 잔광에 대한 몇 가지 다른 관찰 결과는 초신성 X 선 광선 곡선의 주요 이론 중 하나를 확인했습니다. 논문에서 :“고품질 X- 선 스펙트럼은 초기 신기원 (100 일 미만) 동안 전방 충격 방출을위한 경질 스펙트럼 성분과 반대 방향을위한 연질 열 성분을 예측하는 주변 항 상호 작용 모델의 유효성을 확인했습니다. 팽창 쉘이 광학적으로 얇아진 후 충격 방출”
초신성이되기 전에 수만 년 동안 SN 1970G가 된 별은 물질을 우주로 조용히 끓였습니다. 이것은 CSM의 형태로 광대 한 별의 수소와 헬륨 분위기를 만들어 냈습니다. 초신성으로 갔을 때, SN 1970G의 맨틀이 과열 된 코어로 붕괴 된 후 반동하면서 우주로 쏟아지는 뜨거운 물질이 엄청나게 퍼졌습니다. 대략 100 일 동안,이 물질의 밀도는 매우 높게 유지되었으며 CSM에 부딪히면서 경질 X- 선이 귀족 플럭스의 출력을 지배했습니다. 이 단단한 X- 레이는 따라야 할 에너지보다 10 ~ 20 배 많은 에너지를 포함합니다.
이 고 에너지 물질이 광학적으로 투명 해지기에 충분히 확대됨에 따라 CSM 자체에서 발생하는 X- 선 플럭스가 저에너지 "연질"X- 선의 역 홍수를 일으켰습니다. 이 기간은 CSM이 성간 물질 (ISM)과 융합 될 때까지 계속 될 것으로 예상됩니다. 이때 초신성 잔해가 형성되고 CSM 내에서 열 에너지가 ISM 자체를 이온화합니다. 그 중에서도 겸손한 아마추어 악기와 적절한 필터를 통해 볼 때 Cygnus Loop와 같은 초신성 잔해에서 볼 수있는 특징적인 "청록색"광선이 나타납니다.
SN 1970G는 아직 초신성 잔해로 발전 했습니까?
이 문제를 해결하기위한 한 가지 중요한 단서는 분화 전 초신성의 질량 손실률에서 볼 수 있습니다. Immler와 Kuntz에 따르면,“SN 1970G의 측정 된 질량 손실률은 다른 유형 II SNe에 대해 유추 된 것과 유사하며 일반적으로 10의 범위입니다.-5 ~ 10-4 연간 태양 질량. 이것은 폭발 후이 늦은 후기에도 충격 가열 된 ISM이 아닌 전구체에 의해 증착 된 충격 가열 된 CSM에서 X- 선 방출이 발생한다는 것을 나타냅니다.”
Stefan Immler에 따르면,“초신성은 보통 충격파가 항성의 바깥 경계에 도달함에 따라 폭발의 가까운 여파에서 빠르게 사라져서 점점 얇아지고 있습니다. 그러나 수백 년 후, 충격은 성간 매체로 흘러 들어가고 ISM의 높은 밀도로 인해 풍부한 X- 선 방출을 생성합니다. 1970G의 충격 전선에서 밀도를 측정 한 결과, ISM의 밀도보다 10 배 이상 작은 항풍의 특성을 나타 냈습니다.”
저자들은 X-ray 출력 수준이 낮기 때문에 1970G는 폭발 후 35 년이 지난 후에도 초신성 잔해 단계에 아직 도달하지 않았다고 결론 지었다. Cygnus Loop와 같은 초신성 잔해와 관련된 연구에 따르면 잔해가 일단 형성되면 과열 된 물질이 ISM과 융합됨에 따라 수만 년 동안 지속될 수 있습니다. 나중에 충격으로 가열 된 ISM이 냉각 된 후, 실제 초신성의 순간 동안 생성 된 더 무거운 원소 (철과 같은)와 함께 탄소, 산소 및 질소와 같은 무거운 원자에 의해 새로운 별과 행성이 형성 될 수 있습니다 폭발 – 삶의 물건.
분명히 SN 1970G는 거대한 별들의 내세에 대해 우리에게 더 많은 것을 가르쳐 주었으며 초신성 남은 지위를 향한 행진은 앞으로도 신중하게 계속 모니터링 될 것입니다.
Jeff Barbour 작성
