Крабовидная туманность вписалась в модель сверхновой с коллапсом железного ядра

Инфракрасный космический телескоп «Джеймс Уэбб» помог выяснить, что свойства Крабовидной туманности вписываются в модель маломассивной сверхновой с коллапсом железного ядра лучше, чем в модель сверхновой, вызванной захватом электронов. В этом случае масса ее звезды-прародителя может составлять 9–10,5 масс Солнца. Статья опубликована в журнале Astrophysical Journal Letters.

Вспышка сверхновой, породившей Крабовидную туманность, была замечена китайскими астрономами в 1054 году. Это один из самых изученных остатков сверхновых, который сыграл важную роль в понимании механизмов взрывов массивных звезд, физики нейтронных звезд и их взаимодействия с окружающим веществом. В центре туманности, обладающей сотовой структурой из волокон, находится пульсар, порождающий плерион и зону ускорения частиц до огромных энергий.

Однако до сих пор не до конца ясно, как выглядел прародитель Крабовидной туманности и каков был механизм взрыва. Оценки массы газа, сосредоточенной в нитевидных структурах туманности, дают массу звезды-прародителя в примерно девять масс Солнца, при этом относительно низкая расчетная кинетическая энергия взрыва в сочетании с измеренным химическим составом туманности говорят в пользу модели сверхновой, вызванной захватом электронов (Electron-capture supernova, ECSN). В вырожденных кислород-магний-неоновых ядрах звезд-прародителей из суперасимптотической ветви гигантов коллапс, ведущий к взрыву, вызывается захватом электронов ядрами неона и магния. Однако при этом свойства туманности могут согласоваться и с другими моделями, включая взрыв за счет коллапса ядра, содержащего железо.

Группа астрономов во главе с Теа Темим (Tea Temim) из Принстонского университета опубликовала результаты анализа данных наблюдений за Крабовидной туманностью инструментов NIRCam и MIRI «Джеймса Уэбба», которые отслеживали пространственное распределение в остатке ионов серы, кислорода, железа, пыли и интенсивности синхротронного излучения, чьим источником выступает плерион. Ученые также сравнивали полученные данные с архивными данными наблюдений за туманностью при помощи других телескопов.

Исследователи определили, что наиболее теплая пыль содержится в самых внешних волокнах и распределяется вдоль волокон, а наиболее холодная пыль содержится в глубине волокон. Границы плериона, создаваемого потоками заряженных частиц от пульсара, очерчены множеством волокон, распределенных в виде широкой полосы, ориентированной вдоль тороидальной структуры плериона, которая более размыта вдоль длинной оси туманности, при этом заметное изменение спектрального индекса синхротронного излучения во внутренней и внешней частях плериона можно объяснить ускорением частиц во внешней ударной волне.

Текущая оценка соотношения содержания никеля к железу в остатке в 3–8 раз превышает аналогичное соотношение для Солнца, что укладывается либо в модель сверхновой типа ECSN, с массой прародителя 8–9 масс Солнца, либо в модель маломассивной сверхновой с гравитационным коллапсом железного ядра, с массой прародителя 9–10,5 масс Солнца. Однако если рассматривать обе модели в контексте приобретаемой при взрыве скорости движения нейтронной звезды, то для сверхновой типа ECSN эти скорости составят до нескольких десятков километров в секунду, что намного меньше, чем в случае наблюдательных данных для пульсара в Крабовидной туманности, дающих скорость в 160 километров в секунду. Таким образом, либо здесь действовал альтернативный механизм (например, анизотропное излучение нейтрино), либо Крабовидная туманность действительно родилась при вспышке маломассивной сверхновой с коллапсом железного ядра.

Ранее мы рассказывали о том, как ученые отыскали первого надежного кандидата в сверхновые типа ECSN в другой галактике.