Астрофизики приблизились к пониманию процессов, происходящих внутри массивных звезд перед их превращением в сверхновые. Новое исследование показало, как химический состав и структура внешней оболочки влияют на силу и яркость взрыва. Результаты опубликованы в журнале The Astrophysical Journal.
Большинство сверхновых типа II возникают при коллапсе ядра массивной звезды, которая исчерпала запасы водорода и начинает синтез более тяжелых элементов. В конце эволюции ядро перестает удерживать собственную массу, что приводит к катастрофическому сжатию и мощному взрыву, способному на месяцы затмить свет целой галактики.
Исследователи проанализировали эволюцию массивных звезд и выяснили, что важную роль играет металличность — доля элементов тяжелее водорода и гелия. Модели показали, что звезда должна иметь металличность не менее одной десятой солнечной, чтобы превратиться в красный сверхгигант. При более низких значениях звезда остается компактным голубым сверхгигантом.
Размер звезды в конце главной последовательности определяет, насколько сильно расширится ее оболочка. У более «металличных» звезд радиус увеличивается сильнее, гравитационная связь внешних слоев ослабевает и звездные ветры начинают активно уносить массу в окружающее пространство. Именно эти процессы могут влиять на тип будущей сверхновой.
Почему вспышки сверхновых выглядят по-разному
Ученые впервые применили двумерные радиационно-гидродинамические модели для изучения так называемого прорыва ударной волны — момента, когда энергия взрыва достигает поверхности звезды.
Симуляции показали, что расширенные оболочки красных сверхгигантов могут создавать более слабые и длительные вспышки. На их форму влияет плотность околозвездной среды и так называемые радиационные предвестники — потоки излучения, возникающие перед выходом ударной волны. Они способны смещать фотосферу наружу и замедлять видимое начало взрыва.
По мнению исследователей, полученные результаты помогут объяснить различия в световых кривых сверхновых и подготовят астрономов к будущим наблюдениям. Ожидается, что новые телескопы будут фиксировать миллионы таких событий.
Наши модели показывают, что радиационные предвестники и плотность околозвездной среды существенно формируют световые кривые и цветовую эволюцию вспышек.
Древние китайские астрономы называли сверхновые «гостевыми звездами» — они внезапно появлялись на небе и исчезали спустя некоторое время. Одна из самых известных таких вспышек произошла в 1054 году и привела к образованию Крабовидной туманности. В редких случаях сверхмассивные звезды могут полностью уничтожаться в парно-нестабильных сверхновых, не оставляя после себя компактного остатка.
Некоторые массивные звезды могут вообще не взрываться — они коллапсируют напрямую в черные дыры, создавая так называемые «несостоявшиеся сверхновые». О подобном эволюционном сценарии мы рассказали здесь.
