Hình ảnh Chandra của SN1970G. Tín dụng hình ảnh: NASA. Nhấn vào đây để phóng to.
Khi các nhà thiên văn học nhìn ra Vũ trụ, một nguyên tắc nổi bật trong sự nhẹ nhõm bên trên khối dữ liệu và thông tin khổng lồ được thu thập bởi các công cụ của họ - Vũ trụ là một công việc đang tiến triển. Từ nguyên tử hydro đến cụm thiên hà, mọi thứ trải qua thay đổi theo những cách tương tự đáng ngạc nhiên. Một nguyên tắc tăng trưởng, trưởng thành, chết chóc và tái sinh đang diễn ra trong Vũ trụ. Không ở đâu nguyên tắc đó được thể hiện đầy đủ hơn trong các nguồn ánh sáng chính mà chúng ta nhìn thấy thông qua các công cụ của chúng ta - các ngôi sao.
Vào ngày 1 tháng 6 năm 2005, một cặp điều tra viên (Stefan Immler thuộc Trung tâm bay không gian vũ trụ NASA Goddard và K.D. Kuntz của Đại học John Hopkins) đã công bố dữ liệu X-quang được thu thập từ nhiều dụng cụ sinh ra trong không gian. Dữ liệu cho thấy làm thế nào một ngôi sao khổng lồ đi qua một thiên hà gần đó (M101) có thể giúp chúng ta hiểu được khoảng thời gian tương đối ngắn giữa cái chết của ngôi sao và sự biến đổi vòng hoa khí của nó thành tàn dư siêu tân tinh. Ngôi sao đó - siêu tân tinh SN 1970G - đã trải qua khoảng 35 năm của một thế giới bên kia có thể nhìn thấy được dưới dạng lõi trung tính quay nhanh trong một luồng khí và bụi mở rộng (CSM hoặc vật chất hoàn cảnh). Ngay cả bây giờ (từ nhận thức của chúng ta), các kim loại nặng chạy ra ngoài với tốc độ hàng ngàn km mỗi giây - có khả năng gieo hạt chất hữu cơ trong Môi trường liên sao (ISM) của một thiên hà xa xôi 27 triệu năm ánh sáng - có thể dễ dàng nhìn thấy trong khoảng cách nhỏ nhất nhạc cụ trong chòm sao mùa xuân của Ursa Majoris. Chỉ khi năng lượng trong vật chất đó đạt đến ISM, 1970G mới hoàn thành chu kỳ sinh nở và tái sinh tiềm năng để hình thành trong các ngôi sao và hành tinh mới.
Số phận của một ngôi sao chủ yếu được quyết định bởi khối lượng của nó. Sống sót trong khoảng 50.000 năm, những ngôi sao lớn nhất (vĩ đại như 150 mặt trời) ngưng tụ từ khí lạnh và bụi khổng lồ để cuối cùng sống rất nhanh. Khi còn trẻ, những ngôi sao như vậy to lớn như những người khổng lồ màu xanh rực rỡ tỏa ra ánh sáng cực tím từ một bức ảnh có nhiệt độ có thể lớn hơn năm lần so với Mặt trời của chúng ta. Trong các ngôi sao như vậy, các lò hạt nhân tích lũy nhanh chóng tạo ra lượng bức xạ cực kỳ mạnh mẽ. Áp lực từ bức xạ này đẩy lớp vỏ ngoài của ngôi sao ra bên ngoài nhiều lần ngay cả khi một cơn gió hú của các hạt tích điện cao sôi lên trên bề mặt của nó để trở thành ngôi sao CSM. Do áp lực gây ra bởi lõi mở rộng nhanh chóng của nó, một động cơ hạt nhân Ngôi sao như vậy cuối cùng trở nên đói khát nhiên liệu. Sự sụp đổ sau đó được đánh dấu bằng một màn trình diễn ánh sáng rực rỡ - một màn trình diễn có khả năng vượt qua toàn bộ thiên hà. Ở cường độ 12,1, siêu tân tinh loại II 1970G không bao giờ đủ sáng để vượt qua vật chủ cường độ thứ 8 của nó. Nhưng trong khoảng 30.000 năm trước khi phát quang, 1970G đã đun sôi một lượng lớn khí hydro và khí heli dưới dạng một cơn gió mặt trời mạnh mẽ. Sau đó, luồng khí vật chất tương tự đó đã khiến cho vụ nổ năm 1970G bùng nổ khiến nó bị kích thích bằng tia X. Và đó là khoảng thời gian mở rộng sóng xung kích đã thống trị chữ ký năng lượng hay dòng flux của năm 1970G trong suốt 35 năm quan sát.
Theo một bài báo có tựa đề Discovery Discovery về phát xạ tia X từ Supernova 1970G với Chandra, Immler và Kuntz báo cáo rằng, Lần đầu tiên SN được phát hiện trong tia X, SN 1970G cho phép quan sát trực tiếp quá trình chuyển đổi từ một SN đến giai đoạn tàn dư siêu tân tinh (SNR).
Mặc dù báo cáo trích dẫn dữ liệu tia X từ nhiều vệ tinh tia X khác nhau, phần lớn thông tin được đưa ra trong một loạt năm phiên sử dụng Đài quan sát Chandra X-Ray của NASA trong khoảng thời gian từ ngày 5 đến 11 tháng 7 năm 2004. các phiên tổng cộng gần 40 giờ tia X mềm đã được thu thập. Độ phân giải không gian vượt trội của Chandra và độ nhạy thu được từ quan sát dài hạn cho phép các nhà thiên văn học giải quyết hoàn toàn ánh sáng tia X của siêu tân tinh từ vùng HII gần đó trong thiên hà - một vùng đủ sáng trong ánh sáng khả kiến đã được đưa vào JLE Dreyer's New Danh mục tổng hợp được biên soạn vào cuối thế kỷ 19 - NGC 5455.
Kết quả từ điều này - và một số ít các quan sát khác về hậu quả siêu tân tinh bằng cách sử dụng NASA Land Chandra và ESAftime XMM-Newton - đã xác nhận một trong những lý thuyết hàng đầu về các tia sáng tia X sau siêu tân tinh. Từ bài báo: Phổ tia X chất lượng cao đã xác nhận tính hợp lệ của các mô hình tương tác hoàn cảnh dự đoán thành phần phổ cứng cho phát xạ sốc về phía trước trong thời kỳ đầu (dưới 100 ngày) và thành phần nhiệt mềm cho đảo ngược phát xạ sốc sau khi lớp vỏ mở rộng trở nên mỏng về mặt quang học.
Trong hàng chục ngàn năm trước khi đi siêu tân tinh, ngôi sao trở thành SN 1970G lặng lẽ luộc vật chất vào không gian. Điều này tạo ra một hào quang ngoài hành tinh mở rộng của hydro và heli dưới dạng CSM. Khi nó trở thành siêu tân tinh, một dòng vật chất nóng khổng lồ bắn vào không gian khi lớp phủ SN 1970G đã hồi phục sau khi sụp đổ vào lõi quá nóng của nó. Trong khoảng 100 ngày, mật độ của vấn đề này vẫn cực kỳ cao và - khi nó rơi vào CSM - tia X cứng chiếm ưu thế đầu ra của dòng chảy mới. Những tia X cứng này chứa năng lượng gấp mười đến hai mươi lần năng lượng cần theo dõi.
Sau đó, khi vật chất có năng lượng cao này mở rộng đủ để trở nên trong suốt về mặt quang học, một giai đoạn mới được giám sát - dòng tia X từ chính CSM đã gây ra một trận lũ ngược lại với tia X mềm năng lượng thấp. Khoảng thời gian đó dự kiến sẽ tiếp tục cho đến khi CSM mở rộng đến điểm hợp nhất với Interstellar Matter (ISM). Vào thời điểm đó, tàn dư siêu tân tinh sẽ hình thành và năng lượng nhiệt trong CSM sẽ làm ion hóa chính ISM. Trong số này sẽ xuất hiện ánh sáng màu xanh lá cây màu xanh lá cây đặc trưng có thể nhìn thấy trong các tàn dư siêu tân tinh như Vòng lặp Cygnus khi nhìn qua các dụng cụ nghiệp dư khiêm tốn và các bộ lọc thích hợp.
SN 1970G đã phát triển thành tàn dư siêu tân tinh chưa?
Một manh mối quan trọng để giải quyết câu hỏi này được nhìn thấy trong tỷ lệ tổn thất hàng loạt của siêu tân tinh trước khi phun trào. Theo Immler và Kuntz: Tín Tỷ lệ tổn thất khối lượng đo được cho SN 1970G tương tự như các suy luận cho SNe loại II khác, thường dao động từ 10-5 đến 10-4 khối lượng mặt trời mỗi năm. Đây là dấu hiệu cho thấy sự phát xạ tia X phát sinh từ CSM bị sốc do lắng đọng bởi tổ tiên chứ không phải ISM bị sốc, ngay cả ở thời điểm cuối này sau khi bộc phát.
Theo Stefan Immler, Hồi Supernovae thường biến mất nhanh chóng sau khi vụ nổ xảy ra khi sóng xung kích đến ranh giới bên ngoài của gió sao, ngày càng mỏng hơn. Tuy nhiên, vài trăm năm sau, cú sốc chạy vào môi trường liên sao và tạo ra phát xạ tia X rất nhiều do mật độ cao của ISM. Các phép đo mật độ ở mặt trận sốc năm 1970G cho thấy chúng là đặc trưng của gió sao, lớn hơn một bậc so với mật độ của ISM.
Do mức sản lượng tia X thấp, các tác giả đã kết luận rằng 1970G vẫn chưa đến giai đoạn tàn dư siêu tân tinh - ngay cả ở tuổi 35 sau vụ nổ. Dựa trên các nghiên cứu liên quan đến tàn dư siêu tân tinh như Vòng lặp Cygnus, chúng ta biết rằng một khi tàn dư được hình thành, chúng có thể tồn tại hàng chục ngàn năm khi vật chất quá nóng kết hợp với ISM. Sau đó, sau khi ISM bị sốc nhiệt cuối cùng đã nguội, các ngôi sao và hành tinh mới có thể hình thành được làm giàu bằng các nguyên tử nặng như carbon, oxy và nitơ cùng với các nguyên tố nặng hơn (như sắt) được tạo ra trong khoảnh khắc siêu tân tinh thực sự vụ nổ - thứ của cuộc sống.
Rõ ràng SN 1970G có rất nhiều điều để dạy chúng ta về thế giới bên kia của những ngôi sao khổng lồ và cuộc diễu hành của nó đối với tình trạng tàn dư siêu tân tinh sẽ tiếp tục được theo dõi cẩn thận trong tương lai.
Viết bởi Jeff Barbour
