Когда большинство людей думают о сверхновой, они представляют себе сверхновую типа II, возникающую в результате коллапса ядра. Это массивные звёзды на главной последовательности, которые достигли конца своего существования. Исчерпав запасы водорода, они продолжают синтезировать всё более тяжёлые элементы, пока звезда не потеряет способность удерживать собственную массу. Ядро коллапсирует, и звезда взрывается, на несколько месяцев затмевая всю свою галактику.
Когда на небе происходит нечто столь яркое, это сразу привлекает внимание астрономов. Древние китайские астрономы называли взрывы сверхновых «гостевыми звёздами», потому что они появлялись, какое-то время оставались на небе, а затем исчезали. Они подробно задокументировали сверхновую 1054 года, что сделало её одним из наиболее хорошо описанных астрономических событий древнего мира. Эта сверхновая типа II породила знаменитую Крабовидную туманность — один из самых тщательно изученных объектов в астрономии.
Исследователям во многом удалось восстановить сложные детали, лежащие в основе сверхновых типа II. Однако у астрофизиков по-прежнему остаются вопросы. Один из них касается их расширенных оболочек и кривых блеска.
Новые исследования, представленные в двух статьях, позволили добиться определённого прогресса в поиске ответов на эти вопросы. Первая статья под названием «Критическая металличность при образовании холодных сверхгигантов. II. Физическое происхождение» опубликована в журнале The Astrophysical Journal. Ведущий автор — По-Шэн Оу из Института астрономии и астрофизики Академии Синика в Тайбэе.
Вторая статья озаглавлена «Многоволновые сигнатуры прорыва ударной волны сверхновой из красных сверхгигантов в двух измерениях» и также опубликована в The Astrophysical Journal. Ведущий автор — Вун-И Чен, тоже из Института астрономии и астрофизики Академии Синика в Тайбэе.
Только массивные звёзды могут взрываться как сверхновые, и большинство их предшественников — красные сверхгиганты; на долю голубых сверхгигантов приходится лишь небольшое их количество. Звезда Бетельгейзе в созвездии Ориона является красным сверхгигантом уже около 40 000 лет и взорвётся когда-нибудь в будущем, скорее всего, в ближайшие 100 000 лет. Она уже демонстрирует признаки выброса вещества в окружающую её оболочку.
Какие именно физические процессы порождают такое расширение оболочек у предшественников сверхновых, до сих пор остаётся в некоторой степени загадкой, однако первая статья демонстрирует определённый прогресс в этой области.
В первой статье авторы исследовали металличность сверхгигантов с помощью моделей звёздной эволюции. «В данном исследовании изучается физическая природа критической металличности, необходимой для образования холодных сверхгигантов, согласно моделям звёздной эволюции», — пишут они. Они обнаружили, что существует пороговое значение, при котором радиус звезды-предшественницы определяет, сможет ли звезда данной массы превратиться в красного сверхгиганта.
Металличность влияет на ядерное горение и непрозрачность звезды, а это, в свою очередь, влияет на радиус звезды после того, как она покидает главную последовательность. Больший радиус указывает на то, что внешняя оболочка слабее удерживается гравитацией. Это означает, что звёздные ветры могут легче уносить массу от звезды, что и приводит к образованию красного сверхгиганта. В результате водороду легче утекать наружу, и это влияет на тип образующейся сверхновой.
«Звёзды с более высокой металличностью приобретают больший радиус на конечной стадии главной последовательности и быстро расширяются до стабильного режима красных сверхгигантов во время горения гелия в ядре, — объясняют исследователи. — Напротив, звёзды с более низкой металличностью имеют меньший радиус и переходят к более поздним стадиям горения гелия или углерода в ядре, сохраняя при этом компактные оболочки, что не даёт им расшириться до режима красных сверхгигантов во время горения гелия в ядре».
«Это исследование объясняет физическую природу критического уровня металличности, необходимого для превращения звёзд в красных сверхгигантов, и даёт новое понимание эволюции звёзд с низкой металличностью в ранней Вселенной», — заявил ведущий автор По-Шэн Оу в пресс-релизе.
Результаты показывают, что у массивных звёзд металличность должна составлять не менее 1/10 от солнечной, чтобы они могли превратиться в красных сверхгигантов. Ниже этого порога звёзды остаются голубыми сверхгигантами.
Во втором исследовании изучались прорывы ударной волны сверхновой из предшественников-красных сверхгигантов. Это первый случай, когда данное явление изучалось с помощью двумерных многогрупповых радиационно-гидродинамических симуляций.
«Мы представляем новые двумерные радиационно-гидродинамические модели прорыва ударной волны сверхновой из красных сверхгигантов, — пишут авторы. — Мы рассматриваем различные варианты околозвёздной среды, формируемой звёздными ветрами, чтобы изучить, как потеря массы до взрыва влияет на прорыв ударной волны».
Прорыв ударной волны сверхновой — это то, что большинство людей представляют себе при упоминании сверхновой. Это одно из самых драматичных астрофизических событий в космосе, и оно заканчивается буквально в мгновение ока. Прорыв — это первый визуальный признак того, что звезда взрывается, хотя до него внутри звезды происходит многое. Ударная волна зарождается глубоко внутри звезды, но ей требуется от нескольких часов до нескольких дней, чтобы достичь поверхности, где она наконец становится видимой.
Астрофизики изучают кривые блеска сверхновых, чтобы понять их, и эти кривые могут значительно различаться от одной сверхновой к другой. Некоторые прорывы ударной волны появляются гораздо позже, чем другие. В некоторых предыдущих исследованиях учёные объясняли такие замедленные прорывы экстремальной потерей массы звездой-предшественницей.
Моделирование показывает, что расширенные оболочки красных сверхгигантов порождают более продолжительные и при этом более слабые сигналы прорыва, чем в других случаях. Однако причиной этого является не чрезмерная потеря массы, а плотность и предшествующее излучение. «Мы обнаружили, что мощное предшествующее излучение, генерируемое утечкой излучения из-за ударной волны, может вызывать нестабильность среды и смещать эффективную фотосферу наружу ещё до того, как ударная волна достигнет поверхности звезды». Это приводит к более слабым и медленным прорывам ударной волны.
«Плотная околозвёздная среда ещё больше удлиняет время нарастания сигнала прорыва за счёт увеличения диффузии фотонов», — пишут авторы.
«В данном исследовании представлены первые в истории двумерные многогрупповые радиационно-гидродинамические модели прорыва ударной волны у красных сверхгигантов, которые показывают, что предшествующее излучение и плотность околозвёздной среды существенно влияют на кривые блеска и эволюцию цвета», — сказал ведущий автор Вун-И Чен.
Эти исследования помогают объяснить кривые блеска далёких сверхновых. И это как нельзя кстати — мы вот-вот начнём открывать гораздо больше сверхновых. Обсерватория Веры Рубин позже в этом году приступит к проекту «Legacy Survey of Space and Time» («Наследие обзора пространства и времени»). Согласно информации на сайте обсерватории, за время работы она сможет обнаружить 10 миллионов сверхновых. Это поразительное количество. Даже несмотря на то, что большинство из них будут находиться на огромных расстояниях, нас всё равно ждёт настоящая сокровищница открытий.
Эти исследования помогут астрофизикам понять, что именно они видят, когда взрывается каждая из этих звёзд.
