Immagine di Chandra di SN1970G. Credito d'immagine: NASA. Clicca per ingrandire.
Mentre gli astronomi si affacciano sull'Universo, un principio si distingue in bassorilievo al di sopra del vasto insieme di dati e informazioni catturati dai loro strumenti: l'Universo è un lavoro in corso. Dall'atomo di idrogeno al cluster di galassie, le cose subiscono cambiamenti in modi sorprendentemente simili. Nell'Universo è in gioco un principio di crescita, maturazione, morte e rinascita. In nessun luogo questo principio è maggiormente incarnato che nelle fonti primarie di luce che vediamo attraverso i nostri strumenti: le stelle.
Il 1 ° giugno 2005, un paio di investigatori (Stefan Immler del Goddard Space Flight Center della NASA e K.D. Kuntz della John Hopkins University) hanno pubblicato i dati dei raggi X raccolti da una varietà di strumenti spaziali. I dati rivelano come una stella massiccia che passa all'interno di una galassia vicina (M101) può aiutarci a capire il periodo relativamente breve tra la morte di una stella e la trasformazione della sua ghirlanda luminosa di gas in un residuo di supernova. Quella stella - la supernova SN 1970G - ha vissuto circa 35 anni di una "vita ultraterrena" visibile sotto forma di un nucleo neutronico in rapida rotazione all'interno di un'aura circumstellare espansiva di gas e polvere (il CSM o materia circumstellare). Anche ora (dalla nostra percezione) i metalli pesanti corrono verso l'esterno ad una velocità di migliaia di chilometri al secondo - potenzialmente piantando semi di materia organica nel mezzo interstellare (ISM) di una galassia lontana di 27 milioni di anni luce - facilmente visibile nel più piccolo dei strumenti all'interno della costellazione primaverile di Ursa Majoris. Solo quando l'energia all'interno di quella materia raggiungerà l'ISM, il 1970G avrà completato il suo ciclo di nascita e potenziale rinascita per prendere forma in nuove stelle e pianeti.
Il destino di una stella è determinato principalmente dalla sua massa. Sopravvissendo per soli 50.000 anni, le stelle più massicce (fino a 150 soli) si condensano da vaste concentrazioni di gas freddo e polvere per vivere infine vite molto veloci. In gioventù, tali stelle esultano come brillanti giganti blu che irradiano luce quasi ultravioletta da una fotosfera la cui temperatura può essere cinque volte maggiore di quella del nostro Sole. All'interno di tali stelle le fornaci nucleari si accumulano rapidamente emettendo prodigiose quantità di radiazioni estremamente intense. La pressione di questa radiazione spinge il sudario esterno della stella verso l'esterno molte volte, anche se una burrasca ululante di particelle altamente cariche bolle dalla sua superficie per diventare CSM delle stelle. A causa della pressione esercitata dal suo nucleo in rapida espansione, il motore nucleare di una tale stella alla fine diventa affamato di carburante. Il successivo crollo è caratterizzato da uno spettacolo di luci brillanti, potenzialmente in grado di eclissare un'intera galassia. A magnitudo 12.1, la supernova di tipo II del 1970G non è mai diventata abbastanza luminosa da superare il suo ospite di ottava magnitudine. Ma per circa 30.000 anni prima della sua efflorescenza, il 1970G fece bollire abbondanti quantità di idrogeno e gas elio sotto forma di un potente vento solare. Più tardi, quella stessa aura diafana della materia prese il peso dell'esplosione del 1970G scioccandola nell'eccitazione a raggi X. Ed è quel periodo di espansione delle onde d'urto che ha dominato la firma energetica o il "flusso" del 1970G negli ultimi 35 anni di osservazione.
Secondo un articolo intitolato "Scoperta dell'emissione di raggi X dalla Supernova 1970G con Chandra" Immler e Kuntz riportano che "Come il più antico SN rilevato ai raggi X, SN 1970G consente, per la prima volta, l'osservazione diretta della transizione da un SN alla sua fase di residuo di supernova (SNR). ”
Sebbene il rapporto citi i dati dei raggi X da una varietà di satelliti a raggi X, la maggior parte delle informazioni proviene da una serie di cinque sessioni utilizzando l'Osservatorio dei raggi X Chandra della NASA durante il periodo dal 5 all'11 luglio 2004. Durante questi sono state raccolte sedute per un totale di quasi 40 ore di radiografie morbide. La risoluzione spaziale superiore di Chandra e la sensibilità acquisita dall'osservazione a lungo termine hanno permesso agli astronomi di risolvere completamente la curva di luce a raggi X della supernova da quella di una regione HII vicina all'interno della galassia - una regione abbastanza luminosa nella luce visibile da essere inclusa nel Nuovo JLE Dreyer Catalogo generale compilato alla fine del XIX secolo - NGC 5455.
I risultati di questo - e una manciata di altre osservazioni sul bagliore post-supernova usando Chandra della NASA e XMM-Newton dell'ESA - hanno confermato una delle principali teorie delle curve di luce a raggi X post-supernova. Dalla carta: "spettri a raggi X di alta qualità hanno confermato la validità dei modelli di interazione circumstellare che prevedono un componente spettrale duro per l'emissione di shock in avanti durante l'epoca precoce (meno di 100 giorni) e un componente termico morbido per il contrario emissione di shock dopo che il guscio in espansione è diventato otticamente sottile. "
Per decine di migliaia di anni prima di diventare una supernova, la stella che divenne SN 1970G fece bollire silenziosamente la materia nello spazio. Ciò ha creato un'aura extrastellare espansiva di idrogeno ed elio sotto forma di CSM. Quando è diventato supernova, un massiccio flusso di materia calda ha sparato nello spazio mentre il mantello di SN 1970G rimbalzava dopo il collasso sul suo nucleo surriscaldato. Per circa 100 giorni, la densità di questa materia è rimasta eccessivamente alta e - quando ha colpito il CSM - i raggi X duri hanno dominato l'output del flusso novale. Questi raggi X duri contengono da dieci a venti volte più energia di quelli che seguiranno.
Più tardi, quando questa materia altamente energizzata si espanse abbastanza da diventare otticamente trasparente, si superò un nuovo periodo: il flusso di raggi X proveniente dal CSM stesso causò un'inondazione inversa di raggi X "morbidi" a bassa energia. Si prevede che quel periodo continuerà fino a quando il CSM non si espanderà al punto di fusione con la materia interstellare (ISM). In quel momento si formerà il residuo di supernova e l'energia termica all'interno del CSM ionizzerà l'ISM stesso. Da ciò scaturirà il bagliore tipicamente "blu-verde" visibile in resti di supernova come il Cygnus Loop, visto attraverso strumenti amatoriali anche modesti e filtri appropriati.
SN 1970G si è ancora evoluto in un residuo di supernova?
Un indizio importante per risolvere questa domanda è visto nel tasso di perdita di massa della supernova prima dell'eruzione. Secondo Immler e Kuntz: “Il tasso di perdita di massa misurato per SN 1970G è simile a quello inferito per altri SNe di tipo II, che in genere vanno da 10-5 a 10-4 masse solari all'anno. Ciò indica che l'emissione di raggi X deriva dal CSM surriscaldato depositato dal progenitore piuttosto che dall'ISM surriscaldato, anche in questa epoca tardiva dopo lo scoppio. "
Secondo Stefan Immler, “Le supernovae di solito svaniscono rapidamente nell'immediato dopo la loro esplosione quando l'onda d'urto raggiunge i confini esterni del vento stellare, che diventa sempre più sottile. Qualche centinaio di anni dopo, tuttavia, lo shock si imbatte nel mezzo interstellare e produce copiose emissioni di raggi X a causa delle elevate densità dell'ISM. Le misurazioni delle densità sul fronte d'urto del 1970G hanno mostrato che sono caratteristiche dei venti stellari, che sono più di un ordine di grandezza più piccoli delle densità dell'ISM. "
A causa dei bassi livelli di emissione di raggi X, gli autori hanno concluso che il 1970G non ha ancora raggiunto la fase residua della supernova - anche a 35 anni dopo l'esplosione. Sulla base di studi associati ai resti di supernova come il Cygnus Loop sappiamo che una volta formati, i resti possono persistere per decine di migliaia di anni quando la materia surriscaldata si fonde con l'ISM. Più tardi, dopo che l'ISM riscaldato dagli shock si è finalmente raffreddato, nuove stelle e pianeti possono formarsi arricchiti da atomi pesanti come carbonio, ossigeno e azoto insieme ad elementi ancora più pesanti (come il ferro) prodotti durante il breve momento della vera supernova esplosione - la roba della vita.
Chiaramente SN 1970G ha molto di più da insegnarci sull'aldilà delle stelle massicce e la sua marcia verso lo stato residuo della supernova continuerà ad essere attentamente monitorata anche in futuro.
Scritto da Jeff Barbour
