Блакитний надгігант — остання стадія перед вибухом надновий?

Навчання 02 серпня 2022 Перегляди: 60

Ріс. 1. Спостереження оптичного випромінювання від наднової SN 2005 gj, виконані групою Керрі Трандл на Дуже великому телескопі (а конкретно, на телескопі К’юен; на фото — другий зліва), розташованому в Чилі на горі Паранал, показали, що блакитний надгігант може вибухнути як наднова, минаючи стадію зірки Вольфа-Райє. Фото з сайту Європейської Південної Обсерваторії (www.eso.org)

Вперше знайдено спостережні свідчення того, що блакитні надгіганти можуть бути прямими попередниками наднових зірок. Спостереження наднової SN 2005 gj дозволили зазирнути в її минуле і встановити, якою зіркою вона була до вибуху. Цей результат суперечить існуючій теорії зоряної еволюції і може вимагати її часткового перегляду.

Спалах надновий — один з найпотужніших вибухових процесів у природі. Вона спостерігається як раптове збільшення блиску зірки в мільярд і більше разів. При спалаху наднова світить практично так само, як ціла галактика. Якщо у спектрі наднової немає ліній випромінювання водню, то їй присвоюється тип I, а якщо лінії є — то тип II.

Теорія зоряної еволюції передбачає, що спалах наднової типу II — це заключний етап життя масивної зірки, маса якої перевищує десять сонячних. Згідно з сучасною теорією, на цьому етапі відбувається катастрофічно швидке стиснення ядра зірки, що складається з атомів заліза, і подальший відскік падаючої на ядро зовнішньої оболонки, в якій зберігся водень. Ударна хвиля, яка утворюється при відскоку оболонки, нагріває її і викликає настільки сильне збільшення блиску зірки.

Щоб вибухнути як наднова, масивна зірка повинна пройти кілька стадій, протягом яких водень в ядрі зірки поступово вигоряє і перетворюється на гелій, потім на вуглець, кисень і далі до заліза. Теорія зіркової еволюції каже, що в кінці життя така зірка проходить стадію блакитного надгіганта, потім вона стає зіркою Вольфа-Райе, і тільки потім відбувається вибух. Теорія та спостереження показують, що відмінності між двома першими стадіями значні. На стадії блакитного надгіганта в ядрі зірки ще горить водень, а сильний зоряний вітер забирає оболонку. Тривалість цього періоду — близько ста тисяч років — дуже мала порівняно з часом життя зірок. Після цього горіння водню в ядрі припиняється, і зірка являє собою майже повністю оголене гелієве, вуглецеве або азотне ядро — зірку Вольфа-Райє.

Спостереження оптичного випромінювання від наднової SN 2005 gj були виконані командою європейських астрономів на чолі з Керрі Трандл (Carrie Trundle) на Дуже великому телескопі (Very Large Telescope, VLT; див. рис. 1). Вони показали, що ця послідовність може бути порушена: блакитний надгігант, минаючи стадію зірки Вольфа-Райє, може вибухнути як наднова, що не узгоджується з існуючою теорією зіркової еволюції.

Наднова SN 2005 gj була відкрита в сузір’ї Кіта 26 вересня 2005 року на 2,5-метровому телескопі Обсерваторії Апачі (Apache Point Observatory) в Нью-Мексико, США. Відкриття було зроблено великою командою вчених, які працюють за програмою Слоановського цифрового огляду неба (SDSS). Літери «gj» у назві зірки означають її порядковий номер: перша наднова, відкрита в 2005 році носила літери «аа», друга — «ab» і так далі. Згідно з цим правилом, SN 2005 gj повинна бути 176-ю надновою, відкритою в 2005 році.

Зірка-попередник (так звана передсверхнова) надновий SN 2005 gj вибухнула 22 вересня 2005 року. Спостереження на VLT були проведені на 86-й і 374-й день після вибуху. Відмінною особливістю цих спостережень стала висока спектральна роздільна здатність — до 4,5-6 км/сек, що в сто разів краще, ніж попередні спостереження цієї наднової, виконані іншою командою під керівництвом Грега Олдерінга (Greg Aldering).

Спектральна роздільна здатність — це здатність розрізняти близькі за частотою сигнали. Якщо різні частини оболонки наднової (або будь-якої іншої зірки) рухаються з різною швидкістю, то ми будемо спостерігати зміну частоти випромінювання, пропорційну швидкості (ефект Доплера). Чим краще спектральна роздільна здатність, тим дрібніші зміни швидкості речовини ми можемо вивчати, тим більш точно ми знаємо, з якою швидкістю рухається речовина і на якій частоті вона випромінює. Група Трандл здатна побачити зміни швидкості речовини навіть в 5 км/сек, а групі Олдерінга, що також спостерігала цю наднову, але мала в сто разів гіршу спектральну роздільну здатність, доступні були тільки різкі стрибки швидкості — більше 500 км/сек.

Спектри наднової SN 2005 gj, отримані групою Трандл, показані на рис. 2, де видно випромінювання в лініях водню (H^ і H^), а також випромінювання в інших лініях, можливо кальцію (Ca II) і кисню (O I). Яскрава і вузька лінія H^ складається з декількох частин, походження яких відоме за теоретичними розрахунками (див. подробиці нижче дрібним шрифтом). Основний у цьому спектрі — зовнішній вигляд (профіль) вузької частини лінії H^, показаної на рис. 2а червоною стрілкою. Він говорить нам про те, якою зіркою була наднова до вибуху і який газ її оточував. Головна особливість профілю цієї лінії — наявність двох піків поглинання в спектрі (дві ямки ліворуч від піку випромінювання на рис. 2b, де ця лінія показана в великому масштабі). Така форма лінії у спектрі наднової виявлена вперше за всю історію спостереження цього типу зірок! Щоб отримати профіль лінії в такому великому масштабі і побачити, що піків поглинання насправді було два, якраз і необхідна висока спектральна роздільна здатність.

Ріс. 2. Ліворуч: Спектри наднової SN 2005 gj на 86-й і 374-й день після вибуху. Видно випромінювання в лініях водню, гелію (He I), а також випромінювання в інших лініях, можливо кальцію (Ca II) і кисню (O I). Праворуч: лінія водню H^ на 86-й (вгорі) і 374-й (внизу) день. Ріс. з обговорюваної статті C. Trundle, et al.

Широка частина в основі лінії H^ (показана синьою стрілкою) обумовлена випромінюванням атмосфери самої наднової, яка розширюється із середньою швидкістю 22 500 ^ 5000 км/сек. Проміжна частина (зелена стрілка) утворюється в речовині, яка оточує наднову і взаємодіє з ударною хвилею. Ударна хвиля від наднової рухається зі швидкістю 2850 ^ 200 км/с. Найвужча частина лінії (червона стрілка) становить випромінювання невідшкодованої ударною хвилею речовини, яка, щоправда, вже іонізована випромінюванням наднової. Всі особливості вузької частини лінії пов’язані з природою газу, що оточував наднову до вибуху. Група Керрі Трандл класифікує наднову SN 2005 gj як тип ^ n через наявність у спектрі вузьких ліній («n» — від англ. narrow «вузький»).

Профіль вузької частини лінії H^ являє собою комбінацію двох піків — випромінювання і поглинання на її короткохвильовій стороні (пік поглинання — це ямка зліва від піку випромінювання на рис. 2b і 2c). Такий вигляд лінії (профіль) називається «профіль типу P Cygni» за назвою зірки P у сузір’ї Лебедя. Ця зірка — найбільш типовий представник зірок з такими лініями в спектрі. Причина виникнення подібного профілю лінії була знайдена астрономами вже давно — навколо зірки є оболонка речовини, що розширюється. Причиною утворення оболонки в блакитних надгігантах є сильний зоряний вітер.

Цей тип спектра говорить на користь того, що до вибуху зірка була блакитним надгігантом, тому що подібні профілі ліній спостерігаються тільки у цього типу зірок. Порівняння спектрів наднової SN 2005 gj зі спектрами блакитних надгігантів наводиться на рис. 3 — схожість разюча! Пік поглинання в лінії H^ обумовлений тим, що з поверхні передсверхновий дув сильний зоряний вітер. Наявність у спектрі двох піків означає, що відбувалася зміна швидкості зоряного вітру і темпу втрати маси блакитним надгігантом — було як мінімум два сильних викиди. Група Трандл оцінює темп втрати маси в 6,4 ^{• 10-}2 і 2,6 ^{• 1}0-2 мас Сонця на рік для першого і другого викидів відповідно на спектрі 86-го дня після викиду. За формою спектру 374-го дня темп втрати маси оцінюється як 1,^{7 •} 10-2 мас Сонця на рік. Ці оцінки, звичайно, неточні, оскільки при їх отриманні автори змушені були використовувати ряд припущень про властивості зоряного вітру у передсверхнової.

Рис, 3. Порівняння спектрів наднової SN 2005 gj зі спектрами блакитних надгігантів AG Carinae (AG Car) і HD 160529. Ріс. з обговорюваної статті C. Trundle, et al.

На користь того, що блакитний надгігант був передсверхновою для SN 2005 gj, говорить не тільки форма спектру, але і швидкість зоряного вітру, що дув з його поверхні і утворив піки поглинання. Швидкості вітру для піків поглинання з рис. 2 лежать в межах від 120 до 290 км/сек — якраз те, що спостерігається в блакитних надгігантах. Швидкості вітру у зірок типу Вольфа-Райе перевищують ці значення на порядки величини, а швидкості вітру на більш ранніх стадіях, ніж блакитний надгігант, — близько 10 км/с.

Група Грега Олдерінга, які спостерігали цю наднову з 11-го по 133-й дні, але з низькою спектральною роздільною здатністю, взагалі класифікувала цю наднову як тип Ia. Це тип наднових, які народжуються через термоядерний вибух білого карлика — зірки з масою 1,38 маси Сонця. Ядро білого карлика складається з виродженого електронного газу, а не з водню, гелію чи інших атомів. Ясно різноманітні у спектрі наднової лінії водню вони пояснюють випромінюванням газу навколишнього міжзоряного середовища і стверджують, що наднова SN 2005 gj — другий підтверджений приклад нового «гібридного» типу наднових Ia/^ n поряд із надновою SN 2002 ic.

Група ж Трандл вважає, що типові особливості спектру наднової типу Ia ледь відмінні у випадку SN 2005 gj, і пропонують нову інтерпретацію її спектрів. Незаперечна перевага групи Трандл — використання високого спектрального дозволу в спостереженнях, яке дозволило відкрити невідомі раніше особливості спектру цієї зірки.

Результат, отриманий групою Трандл, — дуже несподіваний з теоретичної точки зору, адже, згідно теорії зіркової еволюції, в ядрі передсверхнової не повинно міститися водню. Водень повинен вже давно вигоріти, а замість нього в ядрі повинні знаходитися більш важкі елементи, такі як гелій, кисень, вуглець і залізо. Блакитні ж надгіганти, згідно теорії, давно підтвердженої спостереженнями, містять водень, як в ядрі, так і в оболонці. Не маючи інформації про два піки поглинання і, отже, про те, що передсверхнова, мабуть, була блакитним надгігантом, автори не змогли б припускати, що в її ядрі містився водень. І хоча ця ж сама теорія пророкує, що на шляху до вибуху стадії Вольфа-Райе масивній зірці не минути, результат групи Трандл є спостережуваним фактом і може призвести до серйозних змін в теорії.

Джерела:

1) C. Trundle, R. Kotak, J. S. Vink, W. P. S. Meikle. SN 2005 gj: evidence for LBV supernovae progenitors? (повний текст )//Astronomy & Astrophysics. 2008. V. 483. P. L47–L50 (DOI: 10.1051/0004-6361:200809755). Стаття доступна також в Архіві препринтов.2

) Jorick S. Vink, A. de Koter. Predictions of variable mass loss for Luminous Blue Variables (полный текст) // Astronomy & Astrophysics. 2002. V. 393. P. 543–553.3

) G. Aldering, P. Antilogus, S. Bailey, et al. Nearby supernova factory observations of SN 2005gj: another type Ia supernova in a massive circumstellar envelope (полный текст — PDF, 585 Кб) // The Astrophysical Journal. 2006. V. 650. P. 510–527 (doi:10.1086/507020).

Марія Кірсанова