Впервые найдены наблюдательные свидетельства того, что голубые сверхгиганты могут быть прямыми предшественниками сверхновых звезд. Наблюдения сверхновой SN 2005 gj позволили заглянуть в ее прошлое и установить, какой звездой она была до взрыва. Этот результат противоречит существующей теории звездной эволюции и может потребовать ее частичного пересмотра.
Вспышка сверхновой — один из самых мощных взрывных процессов в природе. Она наблюдается как внезапное увеличение блеска звезды в миллиард и более раз. При вспышке сверхновая светит практически так же, как целая галактика. Если в спектре сверхновой нет линий излучения водорода, то ей присваивается тип I, а если линии есть — то тип II.
|
Теория звездной эволюции предсказывает, что вспышка сверхновой типа II — это заключительный этап жизни массивной звезды, масса которой превышает десять солнечных. Согласно современной теории, на этом этапе происходит катастрофически быстрое сжатие ядра звезды, состоящего из атомов железа, и последующий отскок падающей на ядро внешней оболочки, в которой сохранился водород. Ударная волна, которая образуется при отскоке оболочки, нагревает ее и вызывает столь сильное увеличение блеска звезды.
Чтобы взорваться как сверхновая, массивная звезда должна пройти несколько стадий, в течение которых водород в ядре звезды постепенно выгорает и превращается в гелий, затем в углерод, кислород и далее до железа. Теория звездной эволюции говорит, что в конце жизни такая звезда проходит стадию голубого сверхгиганта, затем она становится звездой Вольфа–Райе, и только потом происходит взрыв. Теория и наблюдения показывают, что различия между двумя первыми стадиями значительны. На стадии голубого сверхгиганта в ядре звезды еще горит водород, а сильный звездный ветер уносит оболочку. Продолжительность этого периода — порядка ста тысяч лет — очень мала по сравнению со временем жизни звезд. После этого горение водорода в ядре прекращается, и звезда представляет собой почти полностью обнаженное гелиевое, углеродное или азотное ядро — звезду Вольфа–Райе.
Наблюдения оптического излучения от сверхновой SN 2005 gj были выполнены командой европейских астрономов во главе с Кэрри 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 Вольфа–Райе, может взорваться как сверхновая, что не согласуется с существующей теорией звездной эволюции.
Сверхновая SN 2005 gj была открыта в созвездии Кита 26 сентября 2005 года на 2,5-метровом телескопе Обсерватории Апачи (Apache Point Observatory) в Нью-Мексико, США. Открытие было сделано большой командой ученых, работающих по программе Слоановского цифрового обзора неба (SDSS). Буквы «gj» в названии звезды означают ее порядковый номер: первая сверхновая, открытая в 2005 году носила буквы «аа», вторая — «ab» и так далее. Согласно этому правилу, SN 2005 gj должна быть 176-й сверхновой, открытой в 2005 году.
Звезда-предшественник (так называемая предсверхновая) сверхновой SN 2005 gj взорвалась 22 сентября 2005 года. Наблюдения на VLT были проведены на 86-й и 374-й день после взрыва. Отличительной особенностью этих наблюдений стало высокое спектральное разрешение — до 4,5–6 км/сек, что в сто раз лучше, чем предыдущие наблюдения этой сверхновой, выполненные другой командой под руководством Грега Олдеринга (Greg Aldering).
Спектральное разрешение — это способность различать близкие по частоте сигналы. Если разные части оболочки сверхновой (или любой другой звезды) движутся с разной 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, с какой скоростью движется вещество и на какой частоте оно излучает. Группа Трандл способна увидеть изменения скорости вещества даже в 5 км/сек, а группе Олдеринга, также наблюдавшей эту сверхновую, но имевшей в сто раз худшее спектральное разрешение, доступны были только резкие скачки скорости — более 500 км/сек.
Спектры сверхновой SN 2005 gj, полученные группой Трандл, показаны на рис. 2, где видно излучение в линиях водорода (H? и H?), а также излучение в других линиях, возможно кальция (Ca II) и кислорода (O I). Яркая и узкая линия H? состоит из нескольких частей, происхождение которых известно по теоретическим расчетам (см. подробности ниже мелким шрифтом). Основное в этом спектре — внешний вид (профиль) узкой части линии H?, показанной на рис. 2а красной стрелкой. Он говорит нам о том, какой звездой была сверхновая до взрыва и какой газ ее окружал. Главная особенность профиля этой линии — наличие двух пиков поглощения в спектре (две ямки слева от пика излучения на рис. 2b, где эта линия показана в крупном масштабе). Такая форма линии в спектре сверхновой обнаружена впервые за всю историю наблюдения этого типа звезд! Чтобы получить профиль линии в столь крупном масштабе и увидеть, что пиков поглощения на самом деле было два, как раз и необходимо высокое спектральное разрешение.
|
Широкая часть в основании линии H? (показана синей стрелкой) обусловлена излучением атмосферы самой сверхновой, которая расширяется со средней скоростью 22 500 ± 5000 км/сек. Промежуточная часть (зеленая стрелка) образуется в веществе, которое окружает сверхновую и взаимодействует с ударной волной. Ударная волна от сверхновой движется со скоростью 2850 ± 200 км/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 SN 2005 gj как тип IIn из-за наличия в спектре узких линий («n» — от англ. narrow «узкий»).
Профиль узкой части линии H? представляет собой комбинацию двух пиков — излучения и поглощения на ее коротковолновой стороне (пик поглощения — это ямка слева от пика излучения на рис. 2b и 2c). Такой внешний вид линии (профиль) называется «профиль типа P Cygni» по имени звезды P в созвездии Лебедя. Эта звезда — наиболее типичный представитель звезд с такими линиями в спектре. Причина возникновения подобного профиля линии была найдена астрономами уже давно — вокруг звезды есть расширяющаяся оболочка вещества. Причиной образования оболочки в голубых сверхгигантах является сильный звездный ветер.
Данный тип спектра говорит в пользу того, что до взрыва звезда была голубым сверхгигантом, потому что подобные профили линий наблюдаются только у этого типа звезд. Сравнение спектров сверхновой SN 2005 gj со спектрами голубых сверхгигантов приводится на рис. 3 — сходство поразительное! Пик поглощения в линии H? обусловлен тем, что с поверхности предсверхновой дул сильный звездный ветер. Наличие в спектре 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 в 6,4•10–2 и 2,6•10–2 масс Солнца в год для первого и второго выбросов соответственно на спектре 86-го дня после выброса. По форме спектра 374-го дня темп потери массы оценивается как 1,7•10–2 масс Солнца в год. Эти оценки, конечно, неточные, так как при их получении авторы вынуждены были использовать ряд предположений о свойствах звездного ветра у предсверхновой.
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 Вольфа–Райе 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 с 11-го по 133-й дни, но с низким спектральным разрешением, вообще классифицировала эту сверхновую как тип Ia. Это тип сверхновых, которые рождаются из-за термоядерного взрыва белого карлика — звезды с массой 1,38 массы Солнца. Ядро белого карлика состоит из вырожденного электронного газа, а не из водорода, гелия или других атомов. Ясно различимые в спектре сверхновой линии водорода они объясняют излучением газа окружающей межзвездной среды и утверждают, что сверхновая SN 2005 gj — второй подтвержденный пример нового «гибридного» типа сверхновых Ia/IIn наряду со сверхновой SN 2002 ic.
Группа же Трандл считает, что типичные особенности спектра сверхновой типа Ia едва различимы в случае SN 2005 gj, и предлагают новую интерпретацию ее спектров. Неоспоримое преимущество группы Трандл — использование высокого спектрального разрешения в наблюдениях, которое позволило открыть неизвестные ранее особенности спектра этой звезды.
Результат, полученный группой Трандл, — весьма неожиданный с теоретической точки зрения, ведь, согласно теории звездной эволюции, в ядре предсверхновой не должно содержаться водорода. Водород должен уже давно выгореть, а вместо него в ядре 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 в оболочке. Не имея информации о двух 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 на пути к взрыву стадии Вольфа–Райе массивной звезде не миновать, результат группы Трандл является наблюдаемым фактом и может привести к серьезным изменениям в теории.
