Международная группа астрономов, определив основные характеристики сверхновой SN 2005E, показала, что этот объект плохо вписывается в установленную классификацию. Учёным известны, напомним, два различных физических механизма вспышек сверхновых. Гравитационный коллапс ядер массивных звёзд, принадлежащих к молодым популяциям, вызывает появление сверхновых типов II, Ib и Iс, а четвёртая разновидность, тип Ia, связана с процессом термоядерной детонации белых карликов, масса которых приближается к пределу Чандрасекара.

SN 2005E была зарегистрирована автоматической установкой Katzman Automatic Imaging Telescope 13 января 2005 года. Астрономы застали сверхновую на ранних стадиях её эволюции, поскольку за три недели до обнаружения, 24 декабря 2004-го, она ещё не наблюдалась. Дальнейшее изучение проводилось с помощью телескопов гавайской Обсерватории им. Кека, Паломарской и Ливерпульской обсерваторий.

журнала Nature). " height="194" src="http://science.compulenta.ru/upload/iblock/190/discovery.jpg" width="600" />

SN 2005E в гало галактики NGC 1032 (здесь и далее иллюстрации из журнала Nature).

Яркость SN 2005E быстро уменьшалась со временем, и в целом сверхновая оказалась очень тусклой. Своеобразная форма кривой блеска, малая масса выброшенного при взрыве вещества, оценённая всего в 0,3 солнечной, и отсутствие линий водорода, кремния и серы в спектре убедили исследователей в том, что SN 2005E нельзя отнести к типу Ia.

Известные сверхновые сильно превосходят SN 2005E по яркости.

Наличие в спектре линий гелия сближает сверхновую с объектами типа Ib, однако классифицировать её таким образом мешают упомянутая выше малая масса выброса и особенности расположения звезды. SN 2005E лежит в гало спиральной галактики NGC 1032, которая находится в созвездии Кита в 34 Мпк от Земли, причём от центра галактики сверхновую отделяет как минимум 22,9 кпк. Никаких следов звёздообразования вблизи вспыхнувшего светила обнаружить не удалось, а это явно свидетельствует о том, что предшественником сверхновой был массивный представитель молодой звёздной популяции.

По мнению авторов, дать удовлетворительное объяснение необычным свойствам SN 2005E позволяет модель взаимодействия белых карликов в двойной системе. Если один из них будет забирать гелий у партнёра, постепенно растущая оболочка в определённый момент может сдетонировать, что и будет наблюдаться в виде тусклой сверхновой с незначительным выбросом вещества. «Звезда-донор при взрыве должна уничтожаться, а вот второй белый карлик, возможно, продолжает существование», — комментирует один из участников исследования Авишай Гал-Ям (Avishay Gal-Yam) из Института им. Вейцмана (Израиль).

Истинность этой теории косвенно подтверждается наличием в спектре следов выброса больших объёмов кальция и радиоактивного изотопа титана ⁴⁴Ti — продуктов ядерных реакций с участием гелия. Масса попавшего в космическое пространство кальция оценивается в 0,06 солнечной, и по величине её отношения к общей массе выброса SN 2005E превосходит другие сверхновые в 25–350 раз.

Если предположить, что подобные сверхновые встречаются часто, описанный механизм взрыва может стать решением давно занимавшей физиков проблемы появления кальция, в частности изотопа ⁴⁴Са, в галактиках и Солнечной системе. При распаде ⁴⁴Ti образуются ⁴⁴Sc и позитрон, после чего скандий распадается до кальция-44. Этот процесс, вероятно, способствует концентрации позитронов в центральной области Млечного Пути. В настоящее время некоторые специалисты считают эти частицы свидетельством существования тёмной материи.

отмеченными линиями некоторых элементов." height="479" src="http://science.compulenta.ru/upload/iblock/36d/nebular.jpg" width="600" />

Спектр SN 2005E, снятый через три месяца после обнаружения, с отмеченными линиями некоторых элементов.

Впрочем, предложенная трактовка не устраивает другую группу астрономов, представляющих институты Японии, Германии, Италии и Китая, которая наблюдала обнаруженную 17 июля 2005 года в эллиптической галактике NGC 4589 сверхновую SN 2005cz. Этот объект во многом напоминает SN 2005E (здесь тоже была отмечена невысокая и относительно быстро спадающая яркость и значительное содержание кальция в выбросе) и по своему спектру соответствует сверхновой типа Ib.

В предложенной учёными модели проявление этих особенностей связывается с тем, что масса предшественника сверхновой была очень мала для звезды, испытывающей гравитационный коллапс, и составляла 8–12 солнечных. При взаимодействии с партнёром в двойной системе такая звезда может полностью избавиться от богатой водородом оболочки, и тогда в случае взрыва в пространство попадёт мало кислорода и нестабильного изотопа никеля ⁵⁶Ni, распад которого определяет вид кривой блеска. Модель, уверяют исследователи, даёт требуемое соотношение кальция и кислорода и вполне подходит для SN 2005E. «Наши результаты укладываются в стандартную теорию эволюции звёзд, — говорит руководитель группы Коджи Кавабата (Koji Kawabata) из Университета Хиросимы. — Скорее всего, мы не обнаруживали подобные сверхновые просто потому, что они имеют низкую яркость и быстро скрываются от наблюдателя».

Не принимавший участия в изучении двух упомянутых сверхновых астрофизик Дэвид Бранч (David Branch) из Оклахомского университета (США) считает первое объяснение более правдоподобным, но пока не готов сделать окончательный выбор. «Сейчас ничего определённого сказать нельзя, — заключает г-н Бранч. — Нужно дождаться результатов дополнительных наблюдений и уточнить модели».

Полные версии обоих отчётов опубликованы в журнале Nature; препринты статей (первой и второй) можно скачать с сайта arXiv.

Подготовлено по материалам Калифорнийского университета в Беркли и Компьюлента.ру.