Астрономы уполномочены заявить, что массивная звезда, которую они с 2009 года неоднократно заставали за имитацией сверхновой, всё-таки взорвалась по-настоящему (вопреки некоторым сомнениям).

Результаты наблюдений представляют особый интерес, поскольку дают важную информацию об агонии массивных звёзд в годы, непосредственно предшествующие взрыву.

Изображение SN 2009ip, полученное 24 сентября 2012 года Джозефом Бримакомбом.

Яркая переменная SN 2009ip находилась в спиральной галактике NGC 7259, которая лежит в 67 млн световых годах от Земли в созвездии Южная Рыба. Вскоре после открытия взрыв был признан несмертельным. Изучение архивных данных показало далее, что прародитель объекта неоднократно фигурировал на изображениях галактики в предшествовавшее десятилетие. Анализ этих снимков позволил определить, что звезда была голубой и горячей: она излучала примерно в миллион раз больше энергии, чем Солнце, её масса превышала солнечную в 50–80 раз, а яркость сильно варьировалась. Подобные объекты известны как яркие голубые переменные (ЯГП); такие звёзды уже почти исчерпали запас водородного топлива и по причинам, которые остаются малопонятными, время от времени сбрасывают массу. Наиболее известный пример звёзд этого типа — Эта Киля из нашей Галактики, взорвавшаяся в 1843 году. Современные наблюдения выявили вокруг неё расширяющуюся со скоростью около 600 км/с туманность, материала которой хватило бы на десять Солнц.

Вспышки ЯГП так ярки, что их можно увидеть в других галактиках. Поскольку характеристики излучения этих объектов имитируют параметры сверхновых, их порой называют псевдосверхновыми. SN 2009ip — одна из таких. Её первая вспышка продолжалась 1−2 недели, и, судя по измерениям спектра, материал, богатый водородом, был выброшен с примерной скоростью 600 км/с. Через год было зарегистрировано второе аналогичное событие, которое тоже завершилось довольно быстро. 24 июля 2012-го, спустя почти два года относительного затишья, астрономы заметили третью вспышку, но на этот раз ситуация изменилась. Вместо того чтобы погаснуть за считанные дни, источник оставался ярким намного дольше. Более того, где-то через два месяца в спектре объекта появились признаки очень быстрого движения материала: скорость достигала 10 тыс. км/с. Это был первый намёк на то, что SN 2009ip взорвалась по-настоящему.

Но специалистов по-прежнему смущало то, что яркость объекта не достигла показателей, обычных для сверхновых, вспоминают соавторы исследования Натан Смит и Джон Мауэран из Аризонского университета (США). Оставалось ждать, когда материал, выброшенный в 2012 году, догонит то, что отправилось в космос в 2009 и 2010 годах с гораздо меньшей скоростью. Это произошло 22 сентября, и тогда видимая яркость объекта возросла в 100 раз. Отрицать сверхновую было уже нельзя. Яркость продолжала увеличиваться на протяжении двух недель, после чего она по сей день медленно снижается. Возможно, ранее были и другие вспышки — и по достижении выброшенного тогда материала яркость на короткое время будет вновь нарастать.

«То, что SN 2009ip взорвалась в фазе ЯГП, чрезвычайно интересно, ибо не согласуется со стандартной теорией звёздной эволюции», — подчёркивает г-н Мауэран. Последняя гласит, что светила с начальной массой выше 30 солнечных избавляются от водородных оболочек в основном благодаря сильным ветрам и вспышкам, превращаясь в насыщенные гелием звёзды Вольфа — Райе, а потом уже становятся сверхновыми. Впрочем, учёные и раньше подозревали, что звёзды могут взрываться на стадии ЯГП, не дожидаясь этапа звезды Вольфа — Райе. Это важно в контексте нашей Галактики. SN 2009ip намекает на то, что звёзды вроде Эты Киля способны стать сверхновой в любой момент. А когда Эта Киля взорвётся и выброшенный материал встретится с улетевшим раньше (а звезда избавилась уже от более чем десяти солнечных масс), этот объект станет настолько ярким, что, возможно, его будет видно невооружённым глазом даже при свете дня.

Относительно SN 2009ip ещё много неясного, ибо остаётся открытым вопрос о физическом механизме, несущем ответственность за предшествовавшие сверхновой вспышки. В гипотезах недостатка нет. Например, поскольку звезда-предшественник была очень массивной, в её ядре могло иметь место явление парной нестабильности, когда взаимодействие гамма-излучения высокой энергии с атомными ядрами приводит к образованию электрон-позитронных пар, из-за чего внутри звезды снижается тепловое давление. За этим следует гравитационное сжатие звёздного ядра с соответствующим ростом температуры и давления, что ускоряет ядерные реакции. Внезапное высвобождение ядерной энергии может привести к сильной вспышке. Теория предсказывает, что массивная звезда способна на несколько таких эпизодов, прежде чем взорвётся сверхновой.

Согласно другой гипотезе, активность SN 2009ip могла быть связана с последними стадиями выгорания атомных ядер. После того как в ядре массивной звезды сожжён последний водород, она принимается за гелий, за которым следуют углерод, неон, кислород и кремний, что приводит к образованию железного ядра. Но синтез железа уже не помощник в борьбе с гравитацией, и происходит коллапс. Фазы неона, кислорода и кремния длятся всего несколько лет, и начало каждой из них может отмечаться короткой, но мощной вспышкой.

Наблюдения с Земли не позволяют уверенно ответить на вопрос, какой именно механизм задействован в данном случае. Но ситуация может проясниться по мере падения яркости сверхновой. Радиоактивный материал, синтезированный при взрыве железного ядра, медленно распадается в течение года и производит свет с характерным показателем затухания. Так что SN 2009ip ещё долго будет привлекать к себе взгляды астрономов.

Результаты исследования представлены на конференции Американского астрономического общества и приняты к публикации журналом Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Препринт доступен на сайте arXiv .

Подготовлено по материалам Phys.Org.