 |
Астронет: С. Н. Фабрика/САО РАН Сверхновая SN2004dj. Взрыв в скоплении звезд http://www.variable-stars.ru/db/msg/1206115 |
Сверхновая SN2004dj. Взрыв в скоплении звезд29.05.2005 9:12 | С. Н. Фабрика/САО РАН, пос. Нижний Архыз
Вспышка SN2004dj в галактике NGC2403
Сверхновая звезда SN2004dj была обнаружена в галактике NGC2403 31 июля 2004 г. Ее открыл японский астроном-любитель Koichi Itagaki (Nakano, S. et al. IAU Circ., 8377, 2004). Блеск сверхновой в момент открытия был 11.8 в полосе V. Тип сверхновой SN IIP. SN IIP означает, что взорвался массивный "желтый" или "красный" сверхгигант, размер которого мог достигать нескольких сотен (до 5000) радиусов Солнца. SN IIP также означает, что в спектре сверхновой присутствуют линии водорода, а кривая блеска имеет тип "плато". Перед взрывом звезда должна была достигнуть критической стадии эволюции. В ее ядре возникает неустойчивость при "горении" тяжелых элементов (от углерода до железа), которая приводит к резкому сжатию (коллапсу) и детонации ядра. В литературе для описания такого взрыва сверхновой используют термин core-collapse (c коллапсирующим ядром).
Спиральная галактика NGC2403 одна из самых близких к нам галактик, Она очень похожа на известную галактику М33 в созвездии Треугольник, которая входит в Местную группу галактик. Галактика NGC2403 расположена сразу за Местной группой галактик на расстоянии 3.3 Мпк (размер Местной группы 1–2 Мпк).
Получается, что SN2004dj самая близкая сверхновая типа SN IIP, появившаяся за время существования астрофизики. Правда, в 1987 г. вспыхнула сверхновая SN1987A в галактике Большое Магелланово Облако. Это соседняя карликовая галактика, расстояние до нее всего 50 кпк. SN1987A еще более близкая сверхновая, которую можно было изучать современными методами. Но это была необычная ("пекулярная") сверхновая, в 1987 г. в Магеллановом Облаке взорвался голубой сверхгигант. Поэтому SN2004dj в NGC2403 действительно самая близкая сверхновая типа SN IIP.
 Рис. 1. Область галактики NGC2403, содержащая сверхновую SN2004dj и предсверхновую (на врезке слева сверху). Снимки получены Виталием Горанским и Еленой Барсуковой на 1-м телескопе САО 11 ноября 2004 г. (сверхновая) и 19 января 2001 г. (предсверхновая). |
 Рис. 2. Фрагмент галактики NGC2403, содержащий сверхновую. Снимок получен группой Алексея Филиппенко на космическом телескопе им. Хаббла. |
На рисунке 2 показан снимок области галактики NGC2403 со сверхновой, полученный группой американского астронома Алексея Филиппенко на космическом телескопе им. Хаббла (HST) всего через 17 дней после обнаружения SN2004dj. К сожалению, до вспышки SN2004dj космический телескоп не снимал эту область NGC2403. Мы уже не узнаем как выглядело раньше при прекрасном "хаббловском" пространственном разрешении это место, где взорвалась звезда. Ведь некоторые известные нам звездные объекты на снимках HST оказываются совсем не звездными, а скоплениями или группами звезд или даже компактными туманностями.
Опишем кратко типы сверхновых звезд, чтобы точнее понять, что означает "SN IIP". Принятая в астрофизике классификация сверхновых (основные типы Ia, Ib, Ic, IIP, IIL) не выглядит логичной. Так получилось исторически, поскольку в основе разбиения по типам было отсутствие (тип SNI) или наличие (тип SNII) линий водорода в спектрах разлетающихся оболочек сверхновых. Сверхновые типа Ia происходят при взрыве белого карлика массой 1.3 – 1.4 солнечных масс в тесных двойных системах. Считается, что если из-за аккреции газа звезды-соседки или при слиянии двух белых карликов, масса белого карлика превысит предел Чандрасекара, белый карлик теряет устойчивость, сжимается и взрывается. В белых карликах нет водорода, поэтому в разлетающейся оболочке не будут наблюдаться линии водорода. Все остальные сверхновые происходят из массивных звезд. Если звезда, ядро которой потеряло устойчивость, еще не освободилась от водородной оболочки, то в спектре взорвавшейся звезды будут наблюдаться яркие линии водорода. Это типы сверхновых звезд IIP (кривая имеет "плато") или IIL (линейно спадающий блеск сверхновой). Если массивная звезда к моменту детонации ядра уже успела потерять внешние слои из-за звездного ветра или обмена в тесной двойной системе, то в спектре сверхновой не будет наблюдаться водород, это сверхновые типов Ib, Ic.
Мы знаем, что массивные проэволюционировавшие звезды, потерявшие водородную оболочку – это звезды типа Вольфа-Райе, следовательно, сверхновые Ib и Ic возникают из таких звезд. Массивные проэволюционировавшие звезды, в оболочках которых еще содержится водород – это желтые и красные сверхгиганты, а также объекты типа "ярких голубых переменных" (LBV), т. е. переходные стадии к звездам Вольфа-Райе. Итак, тип сверхновой SNIIP означает, что взорвавшееся ядро массивной звезды окружала весьма протяженная оболочка сверхгиганта или гипергиганта.
Вид кривой блеска полностью определяется распределением газа вокруг взорвавшейся звезды, как размером и плотностью оболочки, так и звездным ветром, другими словами, "новейшей историей" потери массы предсверхновой звездой. Мощность звездного ветра и его геометрия в свою очередь зависят от многих факторов типа двойственности, массы, скорости вращения, химического состава, стадии эволюции. Поэтому кривые блеска сверхновых очень разнообразны, далеко не всегда встречаются типичные кривые P или L.
 Рис. 3. Кривая блеска сверхновой SN2004dj в полосе V. Черные точки – наблюдения любителей астрономии, цветные точки – наблюдения Виталия Горанского. Треугольниками отмечены даты получения спектров сверхновой на 6-м и 1-м телескопах САО. Горизонтальной линией показан блеск предсверхновой S96. Прямая светлая линия – экспоненциальное падение блеска сверхновой за счет распада кобальта. Более темная кривая моделирует сумму двух источников: ослабление сверхновой плюс постоянный блеск скопления S96. |
Оболочка сверхновой SN2004dj расширяется с начальной скоростью около 10000 км/сек. Это горячий газ с температурой примерно 10000 градусов. На стадии плато сверхновые IIP очень медленно ослабляют свой блеск. Считается, что по расширяющейся оболочке внутрь распространяется волна охлаждения (и рекомбинации), причем эта волна "движется" с такой же чудовищной скоростью, несколько тысяч км/сек. Снаружи оказывается холодный и прозрачный газ, внутри еще горячие и непрозрачные части оболочки, граница между этими областями – фотосфера, излучение которой мы наблюдаем. Поэтому фотосфера оболочки как бы стоит на месте: газ расширяется наружу, а волна охлаждения бежит по ней внутрь. Такая модель объясняет примерное постоянство блеска сверхновых типа IIP. Расширяясь, оболочка, тем не менее, постепенно просветляется, и через 100–120 дней после взрыва оболочка станет прозрачной, а мы увидим центр. В момент полного просветления оболочки происходит быстрое падение блеска сверхновой, именно это мы видим на рисунке 3.
Как известно по наблюдениям других сверхновых типа SNIIP, после просветления оболочки начинается медленное ослабление блеска сверхновой. Теперь оболочка сверхновой будет светить уже за счет распада радиоактивного кобальта (56Co). Распад кобальта обеспечивает весьма интересное поведение блеска – экспоненциальное ослабление с характерным временем 111 дней. Это означает, что за каждые 4 месяца блеск сверхновой будет ослабевать примерно в 3 раза или ослабление на одну звездную величину за 102 дня. Момент перехода кривой блеска с быстрого угасания после плато на медленное экспоненциальное падение должен быть хорошо заметным, т. к. первый источник очень быстро ослабевает, а второй изменяется медленно. Видно, что у SN2004dj этот момент был около 20 октября 2004 г. Конечно, можно ожидать сильных изменений спектра сверхновой во время этого перехода.
Главная интрига SN2004dj состоит в том, что эта сверхновая вспыхнула в скоплении звезд. Объект S96 (предсверхновая), видный на врезке рисунка 1, оказался компактным скоплением. Блеск S96, измеренный по этому изображению предсверхновой отмечен на рисунке 3 горизонтальной линией. Прямая светлая линия показывает экспоненциальное падение блеска сверхновой за счет распада кобальта. Шкала звездных величин логарифмическая, поэтому экспоненциальный закон представлен прямой линией. Более темная кривая моделирует сумму двух источников: экспоненциальное ослабление сверхновой плюс постоянный блеск скопления S96. Мы видим, что даже эта более точная модель не сходится с наблюдениями, блеск SN2004dj + S96 постепенно оказывается более ярким, чем мы можем ожидать. Может быть это связано с ошибками наблюдений? Скорее всего это не ошибки, а эффект перераспределения энергии в спектре разлетающейся оболочки. Этот вопрос мы проясним очень скоро, нужно продолжать наблюдения.
Предсверхновая в скоплении Sandage 96
19 января 2001 г. за 3.5 года до вспышки SN2004dj на 6-метровом телескопе САО был получен спектр объекта S96, который вспыхнул как сверхновая звезда SN2004dj. Спектр был получен сотрудниками САО Ольгой Шолуховой и Сергеем Фабрикой, программа наблюдений называлась "Поиск кандидатов в LBV-звезды во внешних галактиках". Спектр был получен в ту же ночь, что и ПЗС-изображение, показанное на врезке рисунка 1 по той причине, что проводя спектроскопию переменных объектов мы стараемся параллельно получать их фотометрические изображения.
LBV (luminous blue variables) – это голубые переменные звезды, очень редкие объекты. Они наиболее массивные звезды, находящиеся на критической стадии эволюции "горения" тяжелых элементов в ядре звезды. На массивную спиральную галактику типа нашей (или типа М33, М31, NGC2403) приходится всего несколько таких звезд. Раньше эту программу наблюдений О.Шолухова и С.Фабрика также называли "Поиск уникальных объектов в других галактиках". Эта программа была начата на БТА с целью найти объект типа SS433. SS433 находится в нашей Галактике, это тесная двойная система, состоящая из черной дыры и массивной горячей звезды (донора). В SS433 имеется сверхкритический аккреционный диск, из этого диска истекает газ со скоростью около 2000 км/с, из него же выбрасываются релятивистские струи вещества. Известен только один такой объект, поэтому он уникален. И очень важно найти вторую такую звезду или хотя бы хоть что-то подобное. Из-за редкости таких объектов искать решили в близких соседних галактиках М33 и NGC2403. Однако несколько лет поиска не дали результатов, но обнаруживались другие интересные объекты – LBV и подобные им звезды. SS433 очень похож на LBV, тоже голубая массивная звезда, такой же мощный ветер, пусть не из сверхкритического диска, а из самой звезды, но наблюдательные проявления SS433 и LBV схожи. Поэтому программа наблюдений была переформулирована как "Поиск LBV-подобных объектов" и продолжена.
Получилось, что действительно был найден уникальный объект – предсверхновая. На такую находку никто не мог рассчитывать, т. к. "короткая критическая стадия" эволюции звезды длится как минимум несколько тысяч лет (десятки тысяч лет). Это время значительно превышает возраст наблюдательной астрофизики (несколько десятков лет), поэтому, если бы кто-то даже предложил специально искать звезду, которая взорвется, то такой программе ни на одном телескопе мира наблюдательного времени не выделили бы. Неизвестно, что искать, ведь до сих пор не было никаких надежных наблюдений предсверхновых. Неизвестно, как звезда выглядит и как себя она должна вести перед взрывом. Все что мы знаем о предсверхновых, основано только на теоретических работах.
Надо уточнить, что на самом деле в Европейской южной обсерватории успешно идет программа наблюдений, руководимая Ralf Napiwotzki, которая называется "Обзор предсверхновых типа Ia". Имеется в виду поиск весьма необычных объектов, двойных белых карликов в очень тесных системах. Такие системы неизбежно сливаются из-за потерь энергии на гравитационное излучение. В тех системах, где слившиеся белые карлики образуют звезду массой большей, чем предел Чандрасекара, должен произойти взрыв сверхновой типа Ia. В зависимости от размера орбиты такой двойной слияние произойдет через миллионы или даже миллиарды лет. В этом смысле название программы Ralf Napiwotzki формально верное (и красивое), но c большим успехом можно "дожидаться" взрыва массивной звезды, чем слияния двух белых карликов.
В 70-80 гг. прошлого века известный американский астрофизик Alan Sandage (ученик E. Hubble) получал снимки близких галактик для того, чтобы найти в них наиболее яркие звезды. В NGC2403 он выделил несколько десятков голубых объектов. Голубой цвет означает, что это или массивная молодая звезда или компактное скопление, содержащее массивные звезды. Объект в его списке под номером 96 (S96 или Sandage96), находящийся на периферии NGC2403, формально походил на звезду, но Sandage заподозрил, что этот объект немного вытянут и отметил его как вероятное скопление звезд. При расстоянии до галактики NGC2403 3.3 Мпк одна угловая секунда соответствует размеру 16 пк. Поэтому компактное скопление или даже туманность могут выглядеть как точечный объект.
Sandage96 действительно оказался скоплением звезд. Сейчас после вспышки сверхновой в Sandage96 все имеющиеся прежние снимки этой области были детально изучены астрофизиками. Это скопление молодых звезд типа наших Плеяд размером 0.4" (данные с японского телескопа Subaru), что соответствует физическому размеру 6 пк. Этот факт, что Sandage96 действительно скопление, а не одиночная, пусть очень яркая, звезда, следует и из нашего рисунка 3. Падение блеска сверхновой лучше описывается моделью SN2004dj + S96. Сейчас даже в научной литературе встречается путаница, люди рассуждают, сверхновая вспыхнула в скоплении S96 или взорвался LBV-кандидат, как будто это два разных объекта. На самом деле это один и тот же объект, молодое скопление S96, которое какое-то время рассматривался как LBV-кандидат S96.
Roberta Humphreys (ученица A.Sandage) проводила в начале 1980-х годов спектральный обзор объектов в близких галактиках, выделенных Sandage. Она изучала кандидаты в LBV звезды со своим коллегой Marc Aaronson. В 1985 г. на телескопе MMT (Multiple Mirrow Telescope) они получили спектр объекта S96 в NGC2403! Они использовали детектор с Ретиконом (тип электронно-оптического преобразователя). В то время было нелегко получить хороший спектр звезды в другой галактике, приборы с зарядовой связью (ПЗС) еще только начинали использоваться и были не очень эффективны. Поэтому был получен спектр в самой голубой области (3650 – 4550 Ангстрем). Их спектр показывает, что в S96 есть горячие звезды. Наш спектр получен в диапазоне 4400 – 6800 А, и очень хорошо "сшивается" со спектром американских коллег.
 Рис. 4. Прямые снимки области NGC2403, содержащие предсверхновую Sandage96. Снимки получены на "Nordic Optical Telescope" в июле 1999 г. в фильтрах B, V, I и H-альфа. Положение щели спектрографа телескопа БТА в наблюдениях в январе 2001 г. показано на снимке в фильтре В. |
 Рис. 5. Изображение спектров объектов Sandage96 и Sandage94. По горизонтали отсчитывается длина волны излучения, по вертикали – секунды дуги (1"=16 пк). Яркие вертикальные полосы это эмиссионные линии ночного неба, в основном, атомарного кислорода, натрия и гидроксила. Видны линии туманностей, попавших в щель спектрографа, а также спектры других слабых звезд. |
Спектр S96, полученный на 6-метровом телескопе БТА в 2001 г., имеет очень хорошее качество, так как использовался спектрограф с ПЗС-детектором. Изображение этого спектра показано на рисунке 5. По горизонтали отсчитывается длина волны, по вертикали – секунды дуги (1"=16 пк). Яркие вертикальные полосы это эмиссионные линии ночного неба, в основном, атомарного кислорода, натрия и гидроксила. Видны линии туманностей, попавших в щель спектрографа. Например, яркая туманность, расположенная между S96 и S94 (ближе к S94) представлена обычными для туманностей (HII-областей) линиями водорода, небулярными линиями двукратноионизованного кислорода и линиями однократноионизованных азота и серы. Видны также спектры других очень слабых звезд, попавших в щель спектрографа, их трудно заметить даже на прямых снимках (рисунок 4). Ниже спектра S96 виден спектр звезды 21-й величины (она оказалась обычной звездой), эта звезда хорошо видна на снимках NOT на рисунке 4, она расположена примерно в 2" от S96 в сторону S94. Рядом с S94 тоже есть слабые звезды и даже есть туманность, но, тем не менее видно, что спектр S96 немного шире, чем спектр S94. Это означает, что S96 протяженный объект.
Спектр, полученный на БТА, подтверждает, что в S96 есть голубые звезды. Но в этом спектре также явно видно присутствие холодной звезды в S96, температура которой около 5000 градусов (или это несколько холодных звезд). В спектре S96 также есть очень слабая и узкая эмиссионная линия H-альфа. Сейчас исследования этого объекта (точнее, того, что осталось в S96) невозможны, так как на его месте светит яркая сверхновая.
Излучение группы звезд (звездного скопления или целой галактики) можно моделировать, представляя суммарное излучение набором звезд разных температур. Такая задача называется "популяционный синтез". Прямых снимков галактики NGC2403, полученных в разных фильтрах до вспышки в S96, довольно много. Можно было бы надеяться найти звездный состав S96, сравнивая теоретическое спектральное распределение энергии (SED) с наблюдаемым. Уже существуют достаточно продвинутые модели областей звездообразования, молодых звездных скоплений, рассматриваемых как области звездообразования. В модели нужно задавать предполагаемое распределение звезд по массам (обычно это степенная функция Солпитера): чем больше масса звезды, тем меньше таких звезд в скоплении. Популяционный синтез успешно применяется для больших звездных конгломератов (галактик или областей в галактиках).
В функциях распределения звезд по массам количество звезд той или иной массы – величина случайная. В небольшом скоплении самых массивных и ярких звезд может быть одна, две или вообще ни одной. Поэтому в небольших молодых скоплениях типа S96 невозможно учесть "самую яркую звезду". Один яркий сверхгигант может светить сильнее целого скопления. Например, в Плеядах нет ни одного желтого или красного сверхгиганта. А ведь какое-то мгновение по астрономическим меркам назад (скажем, 50 тысяч лет) они там могли быть, и вид Плеяд был бы тогда совсем другой.
Из-за того, что число сверхгигантов в моделях популяционного синтеза выступает как дискретная случайная величина (он есть или его нет) фотометрические модели для S96 могут дать большую ошибку. Фотометрия в данном случае не может заменить спектра. Заманчиво надеяться, что холодная звезда, которая видна в спектре S96, полученном на БТА, это тот самый сверхгигант, которого больше нет. Однако, сейчас строить такие предположения рано.
Самое интересное – это получить спектр S96 или, вернее, того, что от него осталось, позже, когда сверхновая достаточно сильно ослабнет. Тогда, вычитая два спектра "до" и "после", мы найдем спектр той звезды, которой уже не существует. Любые особенности этого спектра: аномальный химический состав, истечение газа из звезды (скорость и температура ее ветра) или даже ответ типа "ничего особенного" потенциально несут в себе разгадку механизма вспышки сверхновой, последнего момента жизни массивной звезды. Сверхновые звезды были и раньше в далеких галактиках, сейчас же "служба сверхновых" открывает сотни сверхновых в год. Но повезет ли когда-нибудь получить спектр предсверхновой звезды?
Наблюдательная астрофизика предсверхновых появилась всего 2–3 года назад и очень быстро развивается. Она использует, конечно, не спектральные методы, а фотометрические. Для этого на крупных телескопах целенаправленно получают глубокие изображения галактик (обзоры галактик). Для предсверхновых сверхгигантов и звезд Вольфа-Райе (сверхновые типов II и Ib,c) интересны относительно близкие галактики на расстояниях от нас до 10 – 20 Мпк. На таких расстояниях находятся сотни "перспективных" массивных галактик. Сверхгиганты в более далеких галактиках будут слабее 25-й величины, что находится за пределом современных телескопов. Используя нестандартные методы можно получить изображения и более слабых звезд, но невозможно сделать большой обзор галактик. Со временем, и даже очень скоро, можно будет после вспышки почти каждой сверхновой в этих близких галактиках посмотреть, что находилось в этом месте до взрыва.
Уже сейчас известно 7 случаев, когда после вспышки сверхновой II типа в галактике находили слабую звезду точно в этом месте, где возникла сверхновая, или не находили ничего, что тоже ценно, т. к. позволяет наложить предел на светимость и массу предсверхновой. Используя современные модели эволюции звезд и другие сложные методы, точно учитывая межзвездное поглощение в этом месте этих галактик было найдено, что звезды, которые вспыхивают как сверхновые II типа, это желтые или красные сверхгиганты с массами 10 – 25 масс Солнца. Такие же звезды в близкой галактике NGC2403 имели бы блеск от 20-й до 22-й звездной величины. Если предсверхновая звезда, которая вспыхнула в NGC2403, имела блеск 20 – 21-й величины, то используя спектр, полученный на 6-м телескопе в январе 2001 г., мы еще смогли бы выделить спектр звезды, пропавшей в скоплении S96.
Однако, сложные методы могут дать значительные ошибки. Поэтому известные наблюдательные оценки масс предсверхновых звезд пока можно считать предварительными. Для получения более надежного результата нужны прямые методы, например, спектр предсверхновой звезды.