Красные сверхгиганты (вроде Бетельгейзе) считаются главными предшественниками сверхновых. Но новые исследования показывают: не каждая массивная звезда проходит эту стадию. Ученые из Института астрономии и астрофизики Китайской академии наук в Тайбэе опубликовали две работы в The Astrophysical Journal, объясняющие, от чего зависит судьба звезды.
Что такое сверхновая?
Когда массивная звезда исчерпывает запасы водорода, ее ядро схлопывается, и происходит колоссальный взрыв. На несколько месяцев звезда сияет ярче целой галактики. Древние китайцы называли такие вспышки "гостевыми звездами". Самая известная — сверхновая 1054 года, породившая Крабовидную туманность.
Но у астрофизиков оставались вопросы: почему у некоторых предшественников сверхновых формируются огромные оболочки? И почему графики яркости разных взрывов так отличаются?
Фактор первый: металличность
Большинство звезд перед взрывом превращаются в красные сверхгиганты — огромные и холодные (Бетельгейзе сейчас как раз на этой стадии). Но выяснилось, что для этого нужно определенное химическое "происхождение".
Ключевой параметр — металличность, то есть доля элементов тяжелее водорода и гелия. Модели показали: чтобы звезда стала красным сверхгигантом, металличность должна быть не ниже 1/10 солнечной. Если тяжелых элементов меньше, звезда остается компактной и умирает как голубой сверхгигант.
Фактор второй: как взрывается
Вторая работа посвящена самому началу взрыва — прорыву ударной волны. Ударная волна рождается глубоко в ядре и движется к поверхности. Путь может занимать часы или даже дни.
С помощью двумерных моделей ученые проследили, как окружающая среда влияет на этот сигнал. Оказалось, что длительность и яркость вспышки зависят не от потери массы звездой (как думали раньше), а от:
- Плотности вещества вокруг звезды.
- Радиационных предвестников — потоков излучения, которые опережают ударную волну и как бы "разогревают" путь.
Эти процессы могут смещать видимую поверхность звезды наружу еще до прихода ударной волны. В итоге вспышка получается более слабой и медленной, чем ожидалось.
Зачем это нужно?
Понимание этих механизмов позволяет точнее предсказывать, как именно погибнут те или иные звезды, и интерпретировать сигналы от реальных сверхновых, которые мы видим в телескопы.