Две сверхновые похожи друг на друга, каждая нова по-своему

Сверхновая SN 2005cz (показана желтой стрелкой) и ее материнская галактика NGC 4589. Фото сделано на телескопе «Субару» 10 августа 2005 года

Два интернациональных коллектива астрономов и астрофизиков полностью разошлись в интерпретации результатов недавних наблюдений пары необычных, но похожих друг на друга сверхновых звезд. Эта полемика представлена в статьях, которые 20 мая появились в журнале Nature.

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.)

Спектр сверхновой SN 2005cz (красная линия) в сравнении со спектрами других сверхновых. В спектре сверхновых типа Ib в поздней стадии (через полгода и более после взрыва) ярко выражено присутствие кислорода (O I), чего не наблюдается у SN 2005cz, зато в ее спектре зарегистрировано аномально высокое содержание кальция ([Ca II]). Изображение из обсуждаемой статьи Kawabata et al. в Nature

Однако такая интерпретация нуждается в серьезном обосновании. Уже известные сверхновые из семейства Ib сильно опережают SN 2005cz в начальной яркости, дольше затухают и не обнаруживают столь значительного присутствия кальция. Профессор Кавабата и его соавторы обходят эти трудности, предположив, что им посчастливилось наблюдать очень редкое событие — гравитационный коллапс светила, чья масса приближается к нижнему пределу масс звезд, способных к такому катаклизму. Согласно стандартной теории звездной эволюции, звезды с массой до 8 солнечных масс по выгорании термоядерного топлива становятся белыми карликами, а более массивные светила не позже чем через 30 миллионов лет после рождения претерпевают коллапс и превращаются, в зависимости от исходной массы, либо в нейтронные звезды, либо в черные дыры. (Светила-гиганты с массой свыше 100 солнечных заканчивают свою жизнь по другим сценариям, которые приводят либо к их полному исчезновению в результате сверхмощного взрыва, либо к появлению медленно остывающих остатков в виде железных ядер.) Хотя этой теории еще недостает прямых доказательств, она надежно подтверждается множеством косвенных данных.

Но вот что интересно. До сих пор еще никому не удавалось наблюдать космические события, которые можно было бы интерпретировать как взрыв звезд с исходной массой в диапазоне 8–12 масс Солнца. По мнению Кавабаты и его коллег, SN 2005cz произошла именно от такой звезды. Они рассматривают два возможных сценария, укладывая ее исходную массу в диапазоны 10–12 и 8–10 солнечных масс, причем первый вариант они считают куда более вероятным. Они полагают, что в обоих случаях звезда-предшественница потеряла водородную оболочку, поскольку входила в состав тесной двойной системы, имея соседкой обычную звезду меньшей массы, которой было еще далеко до истощения топливного запаса.

Первый сценарий выглядит так. Лишившись водорода, звезда-предшественница превратилась в гелиевую звезду с массой порядка двух с половиной солнечных. В результате термоядерного сгорания гелия в ней формировалось растущее кислородно-углеродное ядро с массой в полторы солнечных, окруженное гелиевой оболочкой. При такой массе в ядре могли поддерживаться цепочки термоядерного синтеза более тяжелых элементов, приводящие к формированию железной сердцевины. После этого звезда взорвалась сверхновой, оставив после себя нейтронную звезду и выбросив в окружающее пространство гелиевую оболочку вместе с промежуточными элементами, рожденными в ходе такого синтеза. Расчеты показывают, что среди этих элементов должен был оказаться и кальций, причем в высокой концентрации. В этот сценарий также укладывается небольшая яркость взрыва и ее быстрое ослабление, которые объясняются малой массой звезды-предшественницы.

Второй сценарий физически возможен, но менее правдоподобен. Звезда-предшественница с начальной массой 8–10 масс Солнца после потери водорода дает начало нетипичному белому карлику, состоящему из кислорода, неона и магния. Он сталкивается с другим белым карликом, состоящим из гелия (в такие карлики превращаются звезды, чьи начальные массы недотягивают до половины солнечной). Это слияние инициирует ядерные реакции, которые также позволяют объяснить как наблюдаемую эволюцию блеска родившейся в результате столкновения сверхновой, так и изобильное наличие кальция. Однако авторы статьи признают, что вероятность прямого звездного соударения крайне мала, так что этот сценарий вряд ли мог реализоваться на деле.

Первооткрыватели SN 2005cz справляются и с проблемой возраста звезды-предшественницы. Они отмечают, что, согласно опубликованным два года назад сведениям (см.: Y. Zhang, Q.-S. Gu, L. C. Ho. Stellar and dust properties of local elliptical galaxies: clues to the onset of nuclear activity // A&A 487, 177–183, 2008), эллиптическая галактика NGC 4589 не вполне типична в том отношении, что содержит значительную популяцию молодых звезд в возрастном диапазоне 10–100 миллионов лет. Статистический анализ показывает, что одна из таких звезд вполне могла стать предшественницей изученной сверхновой. Как отметил профессор Кавабата, эта модель позволяет интерпретировать данные наблюдений сверхновой SN 2005cz, не выходя за рамки стандартной теории звездной эволюции.

В состав другой группы входили ученые из США, Израиля, Канады, Италии, ФРГ, Великобритании и Чили. Они работали с «кальциевой» сверхновой SN 2005E, вспыхнувшей в галактике NGC 1032 на расстоянии около 110 миллионов световых лет от Солнечной системы. 13 января 2005 года ее взрыв запечатлел автоматизированный 76-сантиметровый телескоп KAIT (Katzman Automatic Imaging Telescope), принадлежащий Ликской обсерватории (Lick Observatory, Калифорния, США). Фотометрические и спектрометрические данные наблюдений SN 2005E примерно аналогичны данным по SN 2005cz  — различия есть, но они не слишком значительны. Однако Хагай Перетц (Hagai Perets) и его коллеги смогли также оценить общую массу послевзрывного выброса звездного вещества (в основном состоящего из гелия и кальция), чего не удалось сделать японским астрономам. Она лежит в диапазоне 0,2–0,4 масс Солнца и потому десятикратно уступает аналогичному показателю для сверхновых типа Ib. Она также примерно втрое меньше массы выбросов уже изученных сверхновых типа Ia, которые рождаются в результате аккреции водорода из внешних слоев красного гиганта на расположенный по соседству углеродно-кислородный белый карлик.

a — галактика NGC 1032, по данным Слоановского цифрового обзора неба (Sloan Digital Sky Survey, SDSS), до того как в ней вспыхнула сверхновая SN 2005E. Это изолированная, видимая с ребра старая эллиптическая галактика с сильно подавленным процессом звездообразования. b — открытие SN 2005E (показана красной стрелкой) по программе поиска сверхновых Ликской обсерватории (Lick Observatory Supernova Search, LOSS) 13 января 2005 года. Изображение из обсуждаемой статьи Perets et al. в Nature

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.

Источники:
1) K. S. Kawabata, K. Maeda, K. Nomoto, S. Taubenberger, M. Tanaka, J. Deng, E. Pian, T. Hattori, K. Itagaki. A massive star origin for an unusual helium-rich supernova in an elliptical galaxy // Nature. V. 465. P. 326–328. 20 May 2010. Doi:10.1038/nature09055.
2) H. B. Perets, A. Gal-Yam, P. A. Mazzali, D. Arnett, D. Kagan, A. V. Filippenko, W. Li, I. Arcavi, S. B. Cenko, D. B. Fox, D. C. Leonard, D.-S. Moon, D. J. Sand, A. M. Soderberg, J. P. Anderson, P. A. James, R. J. Foley, M. Ganeshalingam, E. O. Ofek, L. Bildsten, G. Nelemans, K. J. Shen, N. N. Weinberg, B. D. Metzger, A. L. Piro, E. Quataert, M. Kiewe, D. Poznanski, et al. A faint type of supernova from a white dwarf with a helium-rich companion // Nature. V. 465. P. 322–325. 20 May 2010. Doi:10.1038/nature09056.

Алексей Левин