Новая сверхновая

Слишком яркая и слишком тяжёлая SNLS-03D3bb заставила ученых задуматься о пересмотре принципов классификации сверхновых.

Существующая на сегодняшний день классификация сверхновых звёзд разнообразием не балует. Сверхновые типа I характеризуются дефицитом, точнее, просто отсутствием водорода в спектральных линиях, в то время как у сверхновых типа II химический состав похож на состав солнечной атмосферы.

Тип I разделили на три подтипа - по отклонениям в линиях спектра. Так, например, тип Ia характеризуется тем, что наиболее яркой является линия однократно ионизованного кремния, в то время как тип Ib характеризуется отсутствием этой линии и очень интенсивными линиями поглощения гелия.

В дальнейшем обнаружились ещё и сверхновые, в чьём спектре отсутствуют обе линии, - их назвали Ic. Типы сверхновых Ib и Ic отличались от Ia и по кривым блеска, которые оказались достаточно разнообразными, хотя и похожими по форме на кривые блеска сверхновых Ia.

Речь, впрочем, пойдёт именно о Ia: до недавнего времени считалось, что сверхновые этого типа обладают практическими одинаковыми характеристиками. Однако выяснилось, что сверхновая SNLS-03D3bb, вроде бы явно относящаяся к типу Ia, вдвое ярче большинства своих "родичей", а облако взрыва у нее обладает значительно меньшей кинетической энергией, чем это обычно характерно для Ia, и при этом в полтора раза массивнее облака типичной Ia.

Как говорится: "Что это было?"

Тип Ia считается относится к числу "маяков вселенной", американские астрономы и вовсе называют их "эталонными свечами". Поскольку их яркость обычно одинакова, Ia часто используют для измерения космологических расстояний.

Считается, что все сверхновые типа Ia возникают одинаково и обладают одинаковым запасом топлива - углеродом и водородом в белых карликах, которые взрываются, превращаясь в сверхновые, когда их масса достигает предела Чандрасехера - 1,44 массы Солнца.

В молодых галактиках в избытке образуются пары, состоящие из белых карликов, средняя масса которых составляет около двух третей массы нашего Солнца. Считается, что один из членов этой пары перетягивает к себе его вещество до тех пор, пока не достигает предела Чандрасехера, после чего внутренняя гравитация приводит к реакции синтеза углерода и кислорода в центре звезды с производством более тяжёлых элементов вплоть до никеля (точнее, изотопа, никеля-56). Высвобождающаяся энергия разрывает звезду изнутри, приводя к образованию сверхновой.

Яркость сверхновой может варьироваться в зависимости от процентного соотношения углерода и кислорода и, соответственно, различного количества образовавшегося никеля в облаке взрыва. От того, как протекает радиоактивный распад никеля до кобальта, а затем и до железа, зависит кривая блеска в оптическом и околоинфракрасном диапазонах.

Собственно, из кривой яркости и рассчитывается исходная масса звезды: яркость напрямую зависит от количества произведённого в результате термоядерной реакции никеля. Случается, что некоторые сверхновые выглядят ярче других, однако здесь всё дело опять-таки в кривой яркости: более яркие сверхновые разгораются и затухают медленнее, и когда временной период отдельно взятой кривой яркости пересчитывается до "нормального" значения, то же самое происходит, собственно, с яркостью.

Яркость SNLS-03D3bb никаким пересчётам не поддаётся: она чётко указывает на то, что масса исходной звезды была больше предела Чандрасехара. На то же указывает и скорость разлёта вещества в облаке взрыва: она ниже, чем это характерно для сверхновых типа Ia.

Следовательно, исходная масса превышала предел Чандрасехара. Вариантов тут может быть только два: либо исходная звезда очень быстро вращалась и смогла преодолеть указанный предел массы без взрыва, либо взрыв произошёл в результате столкновения двух белых карликов.

Второй вариант представляется более правдоподобным. Учёные, участвующие в проекте SuperNova Legacy Survey (SNLS) и обнаружившие "спорную" сверхновую, проанализировали накопленные в ходе работы над проектом данные и пришли к выводу, что возможно существование двух "родов" сверхновых типа Ia. К первому относятся те, что обнаружены в старых галактиках, где процесс формирования звёзд уже, в основном, прекратился, и где возникновение массивных объектов - явление довольно редкое. Ко второму "роду" относятся сверхновые в молодых (и, как правило, очень далёких) галактиках, где массивные объекты и пары, состоящие из массивных (для своих размеров) белых карликов, - "общее место".

У этих разных "родов" сверхновых, по-видимому, сильно разнится вся механика: во-первых, в качестве их прародителей выступают разные звёзды, во-вторых, по-разному протекают процессы, предшествующие, собственно, взрыву.

Следовательно, возможно, предстоит очередной пересмотр классификации сверхновых с разделением типа Ia на два, а может, и больше подтипов.