Сверхновые - это взрывы звёзд с выбросом большей части массы. В течение недель (или месяцев) сверхновая светит, как среднего размера галактика: с мощностью миллиардов светимостей Солнца.

Изображение SN2006gy (справа и сверху от ядра родительской галактики), полученное в Ликской обсерватории (США).

Открытие чрезвычайно сильно светящей сверхновой SN2006gy продемонстрировало, что некоторые из этих событий производят в 10 или даже в 100 раз более видимых фотонов, чем другие, уже достаточно мощные взрывы. Аномально высокая мощность света SN2006gy требует объяснения. Астрофизикам известно два основных способа для получения света во время взрывов сверхновых. Первый работает, когда происходит взрыв в ядре звезды-гиганта. Считается, что этот взрыв получается в результате катастрофического коллапса звёздной сердцевины.

Детали взрыва сверхновой при коллапсе до сих пор не ясны. Замечательно, что они и не важны для объяснения наблюдаемого яркого света многих сверхновых, которые получаются из звёзд-гигантов, сохранивших свои огромные водородные оболочки. В этом случае в спектрах этих сверхновых ясно присутствие водорода, и астрономы классифицируют их как сверхновые типа II (SNII).

Если взрыв развивается в звёздном ядре в течение нескольких секунд, то он производит ударную волну, распространяющуюся к поверхности звезды за несколько часов, или даже дней. Многие подробности взрыва при этом забываются, а ударная волна нагревает всё тело звезды. Горячее вещество расширяется сначала за ударной волной, а после её выбегания на поверхность, когда ударная волна исчезает, переходит в режим свободного разлёта. SNII светит затем пару месяцев благодаря теплу, запасённому в теле звезды в результате распространения давно исчезнувшей ударной волны. Поскольку детали взрыва не важны для объяснения блеска сверхновых, успешные количественные модели SNII были построены уже четыре десятилетия назад (в основном в работах советской группы: В.С.Имшенник и Д.К.Надёжин в Москве и Э.К.Грасберг в Риге).

Кривая блеска SN2006gy в сравнении с другими сверхновыми.

Другой способ производства света сверхновых - это более медленный нагрев выброса в результате распада радиоактивных ядер. Эти ядра создаются в ходе взрыва, и наиболее распространенным среди них является 56-й изотоп никеля (просто потому, что это наиболее тесно связанное ядро, которое может быть синтезировано из вещества предсверхновых звёзд). Распад никеля-56 в кобальт-56, а затем в железо-56 поддерживает прогрев выброса в течение месяцев и лет (но свет, конечно, убывает по мере вымирания радиоактивных материалов). Этот способ производства света является наиболее важным для сверхновых типа I (т.е. тех, которые не имеют значительного количества водорода в выбросе). Яркий свет подтипа Ia (SNIa) производится примерно половиной солнечной массы M_⊙ никеля-56 и продуктов его распада. Однако некоторый вклад радиоактивности явно присутствует в поздних кривых блеска сверхновых и типа II, а у знаменитой SN1987A в Большом Магеллановом Облаке радиоактивность была важна даже вблизи максимума излучения, 3 месяца спустя после взрыва. Для этого было достаточно лишь 7% M_⊙ в никеле-56.

Если этот радиоактивный механизм отвечал за свет SN2006gy, то количество никеля-56 должно быть не меньше 10 M_⊙. Это сразу же указывает на очень большую массу предсверхновой звезды, порядка 100 M_⊙. Что более важно, это означает огромную энергию взрыва, в 50 - 80 раз выше, чем для SN1987A или типичных SNIa.

В принципе такие огромные звёзды существуют, и они могут мощно взрываться в своих кислородных сердцевинах, которые подвержены неустойчивости в результате создания большого количества электрон-позитронных пар. Звезда теряет свою устойчивость при рождении пар, из-за того, что при сжатии давление в недрах растет слишком медленно: работа сжатия тратится на создание новых частиц, а не на повышение импульсов частиц, которые уже существуют и обеспечивают равновесное давление.

Мы рассчитывали кривые блеска этих сверхновых, неустойчивых из-за рождения пар, уже 3 года назад со Стэном Вусли и Алексом Хегером. Полагаем, что они не применимы в случае SN2006gy потому, что в этом случае не видно свидетельств чрезвычайно высокой энергии взрыва. А без высокой энергии нельзя сделать много никеля-56. Если бы энергия взрыва была в десятки раз выше, чем для обычных сверхновых, то она должна проявляться в спектрах. Спектры должны показывать очень широкие линии, расширенные доплеровским эффектом из-за высокой скорости. То, что мы видим в SN2006gy совершенно противоположно: она имеет очень узкие эмиссионные линии в спектрах, поэтому она относится к типу IIn ( "n" от "narrow").

Сверхновые типа IIn (с узкими эмиссионными линиями водорода в спектрах) являются наиболее мощными транзиентами в видимом свете. Для объяснения их свечения радиоактивный материал не нужен: свет производится долгоживущей радиативной ударной волной, распространяющейся в плотной околозвёздной оболочке в течение месяцев или лет. Это главная разница с основным типом IIP, в последнем ударная волна выбегает в разреженную межзвездную среду и исчезает быстро. Спектры и кривые блеска сверхновых типа IIn можно объяснить лишь тогда, когда огромная масса (порядка солнечной массы и более) выбрасывается за несколько лет, а иногда даже месяцев до наблюдаемого взрыва. Этот выброс должен быть довольно высокой энергии, но может быть существенно меньше, чем у стандартных сверхновых. Медленное движение вещества этого предварительного выброса объясняет узкие линий типа IIn сверхновых после второго, уже настоящего взрыва звезды. Ещё в 1986 г. Э.К.Грасберг и Д.К.Надёжин показали, что свойства сверхновой SN1983K с узкими линиями непринуждённо объясняются, если за несколько месяцев до основного взрыва был предварительный, более слабый взрыв, который сбросил водородную оболочку предсверхновой.

Конкретный механизм нескольких взрывов сверхновых на основе пульсаций из-за неустойчивости при рождении пар предложен в нашей статье [1]. При этом ядро звезды только отчасти заходит в область неустойчивости, и нет катастрофического коллапса или полного взрыва звезды. После нескольких взрывов ядро массивной звезды продолжает жить годы или столетия и в конечном итоге оно сколлапсирует. Новый механизм работает для SN2006gy при высокой начальной массе предсверхновой, примерно 110 солнечных масс. Почти половина этой массы теряется в звёздном ветре до первого взрыва, который был раз в 7 слабее, чем у стандартных сверхновых. Но он сбросил облако с массой 25 M_⊙. Примерно 7 лет спустя оставшееся ядро испытывает второй взрыв, выбрасывая около 10 M_⊙ уже с нормальной энергией, почти 10⁵¹ эрг. Этот второй выброс двигается быстрее, он сталкивается с первым выброшенным массивным облаком и порождает в нём ударную волну. Именно свет этой излучающей (радиативной) ударной волны мы видим, как SN2006gy. Ударная волна всё ещё внутри облака сейчас, через год с лишним после вспышки SN2006gy.

Кривая блеска SN2006gy и модели [1]. Сплошная линия - результат расчётной эволюции, энергия 0.7x1051; штриховая - скорость второго выброса удвоена, энергия 2.8x1051; пунктирная - скорость расчётная, но плотность удвоена. Точки - наблюдения N.Smith et al. (Беркли). Последняя точка получена Масаоми Танака (Токио) на телескопе Субару в сентябре 2007 г.

Против этой ударно-волновой модели свечения SN2006gy выдвигались такие аргументы. Люди оценивали температуру ударной волны, используя стандартные формулы для разреженной среды и получали, что она должна быть очень высокой, поэтому SN2006gy должна быть мощным источником рентгеновского излучения. Спутник Чандра измерил рентгеновский поток в направлении SN2006gy, но он оказался на порядки меньше, чем ожидалось из этих наивных оценок. На самом деле в нашей модели с этим нет проблемы: облако 25 M_⊙ почти прозрачно для видимого света ударной волны, поскольку оно холодное и состоит из почти нейтрального вещества, но именно по этой причине оно полностью непрозрачно для рентгена, если он был рождён на ударной волне. Более того, после работы физиков, моделировавших ядерные взрывы в атмосфере в 1940-е и 1950-е годы, мы знаем, что в ударных волнах с преобладающей ролью излучения нет так называемого вязкого скачка с очень высокой температурой. Всё тепло (т.е. энтропия) от удара "сидит" в "холодных", то есть "мягких" фотонах, и вещество остаётся относительно холодным. На порядки более холодным, чем в наивных оценках. В противном случае весь кислород в атмосфере Земли мог бы сдетонировать где-то лет 60 назад, и сейчас на нашей планете не было бы никого, кто смог бы наблюдать такое великолепное явление как SN2006gy.

Источники:

[1] S.Woosley, S.Blinnikov, A.Heger, Nature, Vol.450, Number 7168, p.390-392, 15 November 2007

E-print arXiv.org:0710.3314

С.Блинников