Рис.1. Наблюдения оптического излучения от сверхновой SN2005gj, выполненные группой Кэрри Трандл на Очень большом телескопе (а конкретно, на телескопе Кьюен; на фото второй слева), расположенном вЧили на горе Паранал, показали, что голубой сверхгигант может взорваться как сверхновая, минуя стадию звезды ВольфаРайе. Фото с сайта Европейской Южной Обсерватории (www.eso.org)

Впервые найдены наблюдательные свидетельства того, что голубые сверхгиганты могут быть прямыми предшественниками сверхновых звезд. Наблюдения сверхновой SN2005gj позволили заглянуть в ее прошлое и установить, какой звездой она была довзрыва. Этот результат противоречит существующей теории звездной эволюции и может потребовать ее частичного пересмотра.

Вспышка сверхновой один из самых мощных взрывных процессов вприроде. Она наблюдается как внезапное увеличение блеска звезды вмиллиард и более раз. Привспышке сверхновая светит практически так же, как целая галактика. Если вспектре сверхновой нет линий излучения водорода, то ей присваивается типI, а если линии есть то типII.

Теория звездной эволюции предсказывает, что вспышка сверхновой типаII это заключительный этап жизни массивной звезды, масса которой превышает десять солнечных. Согласно современной теории, наэтом этапе происходит катастрофически быстрое сжатие ядра звезды, состоящего из атомов железа, и последующий отскок падающей на ядро внешней оболочки, вкоторой сохранился водород. Ударная волна, которая образуется приотскоке оболочки, нагревает ее и вызывает столь сильное увеличение блеска звезды.

Чтобы взорваться как сверхновая, массивная звезда должна пройти несколько стадий, втечение которых водород вядре звезды постепенно выгорает и превращается вгелий, затем вуглерод, кислород и далее дожелеза. Теория звездной эволюции говорит, что вконце жизни такая звезда проходит стадию голубого сверхгиганта, затем она становится звездой ВольфаРайе, и только потом происходит взрыв. Теория и наблюдения показывают, что различия между двумя первыми стадиями значительны. На стадии голубого сверхгиганта вядре звезды еще горит водород, асильный звездный ветер уносит оболочку. Продолжительность этого периода порядка ста тысяч лет очень мала посравнению современем жизни звезд. После этого горение водорода вядре прекращается, извезда представляет собой почти полностью обнаженное гелиевое, углеродное или азотное ядро звезду ВольфаРайе.

Наблюдения оптического излучения от сверхновой SN2005gj были выполнены командой европейских астрономов воглаве сКэрри Трандл (Carrie Trundle) на Очень большом телескопе (Very Large Telescope, VLT; см. рис.1). Они показали, что эта последовательность может быть нарушена: голубой сверхгигант, минуя стадию звезды ВольфаРайе, может взорваться как сверхновая, что не согласуется ссуществующей теорией звездной эволюции.

Сверхновая SN2005gj была открыта в созвездии Кита 26сентября 2005года на 2,5-метровом телескопе Обсерватории Апачи (Apache Point Observatory) вНью-Мексико, США. Открытие было сделано большой командой ученых, работающих попрограмме Слоановского цифрового обзора неба (SDSS). Буквы gj вназвании звезды означают ее порядковый номер: первая сверхновая, открытая в2005году носила буквы аа, вторая ab и так далее. Согласно этому правилу, SN2005gj должна быть 176-йсверхновой, открытой в2005году.

Звезда-предшественник (так называемая предсверхновая) сверхновой SN2005gj взорвалась 22сентября 2005года. Наблюдения наVLT были проведены на 86-й и 374-йдень после взрыва. Отличительной особенностью этих наблюдений стало высокое спектральное разрешение до 4,56км/сек, что всто раз лучше, чем предыдущие наблюдения этой сверхновой, выполненные другой командой под руководством Грега Олдеринга (Greg Aldering).

Спектральное разрешение это способность различать близкие почастоте сигналы. Если разные части оболочки сверхновой (или любой другой звезды) движутся сразной скоростью, то мы будем наблюдать изменение частоты излучения, пропорциональное скорости (эффект Доплера). Чем лучше спектральное разрешение, тем более мелкие изменения скорости вещества мы можем изучать, тем более точно мы знаем, скакой скоростью движется вещество и накакой частоте оно излучает. Группа Трандл способна увидеть изменения скорости вещества даже в5км/сек, агруппе Олдеринга, также наблюдавшей эту сверхновую, но имевшей всто раз худшее спектральное разрешение, доступны были только резкие скачки скорости более 500км/сек.

Спектры сверхновой SN2005gj, полученные группой Трандл, показаны на рис.2, где видно излучение влиниях водорода (HαиHγ), атакже излучение вдругих линиях, возможно кальция (CaII) и кислорода (OI). Яркая и узкая линия Hα состоит из нескольких частей, происхождение которых известно по теоретическим расчетам (см. подробности ниже мелким шрифтом). Основное вэтом спектре внешний вид (профиль) узкой части линииHα, показанной на рис.2а красной стрелкой. Он говорит нам отом, какой звездой была сверхновая довзрыва и какой газ ее окружал. Главная особенность профиля этой линии наличие двух пиков поглощения вспектре (две ямки слева от пика излучения на рис.2b, где эта линия показана вкрупном масштабе). Такая форма линии вспектре сверхновой обнаружена впервые за всю историю наблюдения этого типа звезд! Чтобы получить профиль линии встоль крупном масштабе и увидеть, что пиков поглощения на самом деле было два, как раз и необходимо высокое спектральное разрешение.

ц?ц?ц?. 2. цЁц?ц?ц?ц?: цЁц?ц?ц?ц?ц?ц? ц?ц?ц?ц?ц?ц?ц?ц?ц?ц? SN2005gj ц?ц? 86-ц? ц? 374-ц? ц?ц?ц?ц? ц?ц?ц?ц?ц? ц?ц ц?ц?ц?ц?. цЇц?ц?ц?ц? ц?ц ц?ц•ц·ц?ц?ц?ц? ц?ц?ц?ц?ц?ц?ц? ц?ц?ц?ц?ц?ц?ц?ц? (Hα ц? Hγ), ц?ц?ц?ц?ц? (HeI), ц?ц?ц?ц?ц?ц? ц?ц ц?ц•ц·ц?ц?ц?ц? ц?ц?ц?ц•ц?ц?ц? ц?ц?ц?ц?ц?ц?, ц?ц?ц ц?ц?ц?ц?ц? ц?ц?ц?ц?ц?ц?ц? (CaII) ц? ц?ц?ц?ц?ц?ц?ц?ц?ц? (OI). цЁц?ц?ц?ц?ц?: ц?ц?ц?ц?ц? ц?ц?ц?ц?ц?ц?ц?ц? Hα ц?ц? 86-ц? (ц?ц?ц?ц?ц?ц•) ц? 374-ц? (ц?ц?ц?ц ц•) ц?ц?ц?ц?. ц?ц?ц?. ц?ц  ц?ц?ц?ц•ц?ц?ц?ц?ц?ц?ц? ц?ц?ц?ц?ц?ц? C.Trundle, et al.

Широкая часть восновании линии Hα (показана синей стрелкой) обусловлена излучением атмосферы самой сверхновой, которая расширяется сосредней скоростью 225005000км/сек. Промежуточная часть (зеленая стрелка) образуется в веществе, которое окружает сверхновую и взаимодействует с ударной волной. Ударная волна от сверхновой движется соскоростью 2850200км/сек. Самая узкая часть линии (красная стрелка) представляет излучение невозмущенного ударной волной вещества, которое, правда, уже ионизовано излучением сверхновой. Все особенности узкой части линии связаны с природой газа, окружавшего сверхновую до взрыва. Группа Кэрри Трандл классифицирует сверхновую SN2005gj как тип IIn из-за наличия вспектре узких линий (n от англ. narrow узкий).

Профиль узкой части линии Hα представляет собой комбинацию двух пиков излучения и поглощения на ее коротковолновой стороне (пик поглощения это ямка слева от пика излучения на рис.2b и2c). Такой внешний вид линии (профиль) называется профиль типа PCygni по имени звездыP всозвездии Лебедя. Эта звезда наиболее типичный представитель звезд стакими линиями вспектре. Причина возникновения подобного профиля линии была найдена астрономами уже давно вокруг звезды есть расширяющаяся оболочка вещества. Причиной образования оболочки вголубых сверхгигантах является сильный звездный ветер.

Данный тип спектра говорит впользу того, что до взрыва звезда была голубым сверхгигантом, потому что подобные профили линий наблюдаются только уэтого типа звезд. Сравнение спектров сверхновой SN2005gj соспектрами голубых сверхгигантов приводится на рис.3 сходство поразительное! Пик поглощения влинииHα обусловлен тем, что споверхности предсверхновой дул сильный звездный ветер. Наличие вспектре двух пиков означает, что происходило изменение скорости звездного ветра и темпа потери массы голубым сверхгигантом было как минимум два сильных выброса. Группа Трандл оценивает темп потери массы в6,410² и 2,610² масс Солнца вгод для первого и второго выбросов соответственно наспектре 86-годня после выброса. Поформе спектра 374-годня темп потери массы оценивается как 1,710² масс Солнца вгод. Эти оценки, конечно, неточные, так как при их получении авторы вынуждены были использовать ряд предположений освойствах звездного ветра упредсверхновой.

Рис.3. Сравнение спектров сверхновой SN2005gj соспектрами голубых сверхгигантов AG Carinae (AG Car) и HD160529. Рис. из обсуждаемой статьи C.Trundle, et al.

В пользу того, что голубой сверхгигант являлся предсверхновой для SN 2005 gj, говорит не только форма спектра, но и скорость звездного ветра, дувшего с его поверхности и образовавшего пики поглощения. Скорости ветра для пиков поглощения из рис.2 лежат в пределах от 120 до 290 км/сек как раз то, что наблюдается в голубых сверхгигантах. Скорости ветра у звезд типа ВольфаРайе превышают эти значения на порядки величины, а скорости ветра на более ранних стадиях, чем голубой сверхгигант, порядка 10 км/сек.

Группа Грега Олдеринга, наблюдавшие эту сверхновую с11-го по 133-йдни, но снизким спектральным разрешением, вообще классифицировала эту сверхновую как типIa. Это тип сверхновых, которые рождаются из-за термоядерного взрыва белого карлика звезды смассой 1,38массы Солнца. Ядро белого карлика состоит из вырожденного электронного газа, а не из водорода, гелия или других атомов. Ясно различимые вспектре сверхновой линии водорода они объясняют излучением газа окружающей межзвездной среды и утверждают, что сверхновая SN2005gj второй подтвержденный пример нового гибридного типа сверхновыхIa/IIn наряду сосверхновой SN2002ic.

Группа же Трандл считает, что типичные особенности спектра сверхновой типаIa едва различимы вслучае SN2005gj, и предлагают новую интерпретацию ее спектров. Неоспоримое преимущество группы Трандл использование высокого спектрального разрешения внаблюдениях, которое позволило открыть неизвестные ранее особенности спектра этой звезды.

Результат, полученный группой Трандл, весьма неожиданный стеоретической точки зрения, ведь, согласно теории звездной эволюции, в ядре предсверхновой не должно содержаться водорода. Водород должен уже давно выгореть, авместо него вядре должны находиться более тяжелые элементы, такие как гелий, кислород, углерод и железо. Голубые же сверхгиганты, согласно теории, давно подтвержденной наблюдениями, содержат водород, как в ядре, так и воболочке. Не имея информации одвух пиках поглощения и, следовательно, о том, что предсверхновая, по-видимому, являлась голубым сверхгигантом, авторы не смогли бы предполагать, что в ее ядре содержался водород. И хотя эта же самая теория предсказывает, что напути к взрыву стадии ВольфаРайе массивной звезде не миновать, результат группы Трандл является наблюдаемым фактом и может привести ксерьезным изменениям втеории.

Источники:
1) C.Trundle, R.Kotak, J.S.Vink, W.P.S.Meikle. SN2005gj: evidence for LBV supernovae progenitors? (полный текст)// Astronomy &Astrophysics. 2008. V.483. P.L47L50 (DOI: 10.1051/0004-6361:200809755). Статья доступна также вАрхиве препринтов.
2) Jorick S. Vink, A.deKoter. Predictions of variable mass loss for Luminous Blue Variables (полный текст)// Astronomy &Astrophysics. 2002. V.393. P.543553.
3) G.Aldering, P.Antilogus, S.Bailey, et al. Nearby supernova factory observations of SN2005gj: another type Ia supernova in amassive circumstellar envelope (полный текст PDF, 585Кб)// TheAstrophysical Journal. 2006. V.650. P.510527 (doi:10.1086/507020).

Мария Кирсанова