|
Обе звезды, SN 2005E и SN 2005cz, были замечены пять лет назад, что следует из их названий. Эти сверхновые объединяет целый ряд общих особенностей, которые и привлекли к ним особое внимание специалистов. Во-первых, при жизни они входили в состав гало старых эллиптических галактик с сильно подавленным процессом звездообразования и, как следствие, дефицитом молодых массивных звезд. Во-вторых, их абсолютная яркость сильно уступала яркости типичных взрывов сверхновых и к тому же необычно быстро падала со временем. Наконец, примерно через полгода после первого появления сверхновых в их спектрах было зарегистрировано аномально высокое содержание кальция. Следует отметить, что в последние годы, кроме SN 2005E и SN 2005cz, было обнаружено еще шесть тусклых сверхновых с сильными спектральными линиями этого элемента.
Сверхновую SN 2005cz 17 июля 2005 года заметила группа, возглавляемая японскими астрономами. Первые снимки ее взрыва были сделаны аппаратурой 60-сантиметрового рефлектора обсерватории Итагаки (Itagaki Astronomical Observatory). Позднее ее наблюдали с помощью более мощных инструментов — 220-сантиметрового телескопа обсерватории Калар Альто (Calar Alto), 820-сантиметрового «Субару» (Subaru) и десятиметрового Keck I. Анализ снимков показал, что источник взрыва находится в 13 угловых секундах от ядра эллиптической галактики NGC 4589 из созвездия Дракона, расположенной в 80 млн световых лет от Солнца.
Авторы статьи в Nature Коджи Кавабата (Koji Kawabata) и его коллеги пришли к заключению, что спектр SN 2005cz вскоре после прохождения пика яркости сильно напоминал спектры сверхновых из семейства Ib. К этой группе относят сверхновые, родившиеся в результате гравитационного коллапса массивных звезд, однако не демонстрирующие или почти не демонстрирующие обычные для таких сверхновых спектральные линии водорода (столь же типичные линии гелия, однако, присутствуют). Эту особенность принято объяснять тем, что звезда-предшественница перед самым взрывом теряет свою внешнюю оболочку, состоящую из водорода — например, в результате гравитационного отсасывания этого газа близлежащей стабильной звездой. Японские ученые полагают, что им попалась именно звезда этого типа. (Известны также сверхновые семейства Ic, чьи спектры очищены как от водорода, так и от гелия — предполагается, что они до взрыва лишаются как водородных, так и более глубоких гелиевых слоев.)
|
Исследователи сверхновой SN 2005E объяснили ее природу совершенно в иных терминах, нежели японские ученые. Они полагают, что имели дело с новой разновидностью аккреционных сверхновых, представители которой весьма сильно отличаются от стандартных членов семейства сверхновых типа Ia. В качестве звезды-предшественницы они предлагают либо гелиевый белый карлик — конечную стадию эволюции легких звезд с массой менее 0,5 солнечных, — либо чуть более тяжелый карлик с углеродно-кислородным ядром, покрытый гелиевой оболочкой. Он входил в состав звездной пары, имея в соседях другой легкий белый карлик, также богатый гелием. Эта вторая звезда стала донором гелия, который аккретировал на SN 2005E (точнее, ее предшественницу) и запустил термоядерные реакции, вызвавшие вспышку сверхновой. Если эта интерпретация верна, речь идет о первом открытии аккреционной сверхновой, рожденной в результате гравитационного перетягивания от соседней звезды не водорода, а гелия.
Авторы новой работы полагают, что взрыв SN 2005E привел к массовому рождению нестабильного изотопа титана 44Ti. Его ядра претерпевали обратный бета-распад (при котором один из внутриядерных протонов превращается в нейтрон с образованием позитрона и нейтрино), давая начало радиоактивному скандию 44Sc, который аналогичным образом превращался в стабильный 44Ca. По их мнению, такие процессы вносили и вносят значительный вклад в формирование кальциевой компоненты межзвездного вещества. Они также считают, что описанный ими механизм ядерных превращений по крайней мере частично объясняет появление позитронов в центральных областях (балджах) множества галактик, о котором 5 лет назад сообщили ученые, анализировавшие данные космической гамма-обсерватории «Интеграл» (INTEGRAL); см. The all-sky distribution of 511 keV electron-positron annihilation emission // A&A 441, 513-532 (2005). Авторы этой работы предложили в качестве источников позитронов сверхновые типа Ia, двойные рентгеновские звезды небольшой массы и аннигиляцию некоторых кандидатов в частицы темной материи (позднее появились и другие объяснения). Перетц и его коллеги полагают, что аккреционные гелиевые сверхновые также обеспечивают весьма значительный приток позитронов.
Итак, перед нами принципиально разные модели, интерпретирующие результаты наблюдений двух сходных сверхновых. Не исключено, что обе они верны, каждая для своего объекта — но, как говорится, возможны варианты. Эту проблему разрешат будущие исследования.
