Теория не смогла описать лучшего кандидата на парно-нестабильную сверхновую

Ученые провели детальные оптические наблюдения необычной сразу по множеству параметров сверхновой SN 2016iet в течение более двух лет после вспышки. Исследователи пришли к выводу, что данное событие относится к одному из двух видов парно-нестабильных сверхновых. По начальным условиям оно больше всех других кандидатов соответствует теоретическим предсказаниями, но во многих деталях не может быть описано ими, что говорит о недостаточной проработанности моделей, пишут авторы в The Astrophysical Journal.

Звезды большой начальной массы после исчерпания термоядерного топлива в недрах превращаются в сверхновые, то есть претерпевают катастрофический процесс коллапса ядра и разрушения, который может приводить к разным последствиям. В зависимости от начальной массы и металличности (концентрации элементов тяжелее гелия) может получиться нейтронная звезда или черная дыра, а также произойти полное уничтожение ядра с остатком только в виде разлетающейся оболочки без компактного объекта в центре.

Полное исчезновение ядра может происходить в случае парно-нестабильной сверхновой. В таком случае энергии получающихся в начале схлопывания звезды гамма-лучей достаточно для рождения электрон-позитронных пар при взаимодействии с атомными ядрами. Этот процесс временно снижает давление, противодействующее коллапсу ядра. В результате дальнейшее сжатие приводит к неконтролируемому нарастанию мощности термоядерных реакций, что порождает мощный взрыв, не оставляющий плотного остатка.

Существует несколько событий-кандидатов на роль парно-нестабильных сверхновых, например, SN 2006gy, SN 2007bi, SN 2213-1745 и SN 1000+0216. Однако для полноценного подтверждения необходимо знать начальную массу и металличность звезды-предшественника, ведь такой тип сверхновых предсказывается для светил с невысоким относительно солнечного содержанием металлов и начальной массой на главной последовательности от 130 до 250 солнечных. Тем не менее, эти параметры не были известы с достаточной точностью ни в одном случае.

В работе астрономов под руководством Себастьяна Гомеза (Sebastian Gomez) из Гарвард-Смитсоновского центра астрофизики (США) и его коллег представлены детальные наблюдения сверхновой SN 2016iet  на протяжении длительного времени. Авторам удалось выделить множество особенностей в кривой блеска (зависимости яркости от времени) и спектре излучения остатка, что делает данное событие не имеющим аналогов.

Впервые SN 2016iet была замечена 14 ноября 2016 года европейским астрометрическим космическим телескопом Gaia, который создан для определения положений и собственных движений звезд, а совсем не для астрофизических задач. После обнаружения объект наблюдался в течение более 800 дней при помощи разнообразных наземных инструментов, причем данная сверхновая по-прежнему видна в телескопы как отдельный объект.

Среди особенностей вспышки ученые выделяют очень протяженную кривую блеска, два примерно одинаковых пика яркости, между которыми минуло около 100 дней, и весьма медленное угасание свечения. В спектре в основном видны линии излучения кальция и кислорода, причем их допплеровская ширина не очень высока и соответствует разбросу скоростей порядка 3400 километров в секунду.

Отдельно авторы отмечают отсутствие связанных непосредственно со сверхновой заметных концентраций водорода и гелия, что говорит об изолированной области с низким темпом звездообразования, где возникновение массивных звезд маловероятно. Также необычными оказались отношения интенсивностей линий кальция и кислорода, которые вместе с подобной кривой блеска ранее никогда не наблюдались. Несколько загадочным выглядит даже положение сверхновой, ведь она находится на большом расстоянии от родительской удивительно низкометалличной карликовой галактики — между ними примерно 16,5 килопарсек, то есть более 4 эффективных радиусов галактики.

«Несмотря на десятки лет наблюдения сверхновых, за которые были изучены тысячи объектов, эта выглядит страннее любой другой, — говорит соавтор работы Эдо Бергер (Edo Berger). — Иногда попадаются сверхновые необычные в каком-то отношении, но нормальные в остальном, однако эта уникальна во всем, в чем только можно».

Авторы пытаются описать излучение сверхновой в нескольких моделях, в том числе смоделировав радиоактивный распад вещества в оболочке, свечение центрального объекта, а также различные варианты взаимодействия с окружающим светило веществом. Во всех вариантах получается, что прямо перед взрывом у звезды было углеродно-кислородное ядро с массой от 55 до 120 солнечных, что говорит о ее начальной массе в 120—260 Солнц.

Вместе с оцененной металличностью, которая оказалась еще ниже, чем у галактики, это делает SN 2016iet первым кандидатом, удовлетворяющим всем основным требованиям для парно-нестабильной сверхновой. Однако более детальные свойства оказываются в противоречии с теорией. В частности, наилучшее соответствие с наблюдениями дала модель взаимодействия с очень массивным (около 35 масс Солнца) окружающим газом, который находится на близком расстоянии от 40 до 150 астрономических единиц. Это говорит об экстремальной степени потери массы в течение последних нескольких лет жизни звезды, в то время как теоретические модели предполагали подобную потерю лишь на масштабе тысячелетий.

Авторы пришли к выводу, что текущие модели парно-нестабильных сверхновых недостаточно хороши и не позволяют в точности описать реальные процессы. Альтернативным объяснением может быть то, что данная вспышка порождена совершенно другим механизмом, который пока вообще не был рассмотрен теоретиками.

Ранее ученые нашли несостоявшуюся сверхновую совсем другого типа, сделали томографию остатку такого взрыва, а также обнаружили в антарктическом снегу свежий радиоактивный пепел взрыва звезды.

Тимур Кешелава