Астрономами определен новый тип сверхновых звезд

  В зависимости от определенных химических элементов, обнаруженных в спектре излучения  сверхновых, звезды классифицируются как тип Ia, Ib, Ic или тип II. Для кривых блеска сверхновых звезд типа Ia очень характерна стандартная форма поведения, и астрономы используют их в качестве «стандартных» свечей для определения космических расстояний. Эти сверхновые возникают, когда белый карлик (остаток ядра нормальной звезды, например, такой как наше Солнце) поглощает материю своего бинарного спутника-звезды и, «перенасытившись» материей, переходит так называемый лимит Чандрасекара. Плотное ядро карлика, состоящее в основном из углерода и кислорода, не в силах сдерживать набранную карликом материю, вспыхивает как сверхновая.

  Другой процесс, ведущий к взрыву сверхновых, происходит вследствие гравитационного коллапса ядер массивных звезд в конце их жизни. Астрономы относят их к типу Ib, Iс и тип II, которые в основном связаны с молодыми звездными популяциями, в которых массивные звезды за небольшой промежуток времени расходуют свое топливо и быстро заканчивают свое существование грандиозной вспышкой.

  В январе 2005 года сверхновая SN 2005 E появились в гало галактики NGC 1032 и привлекла к себе внимание астрономов, которые наблюдали за ней с помощью телескопов по всему миру. Удивительно то, что измерения химического состава и соотношение выброшенного в момент взрыва материала не подходит ни под одну теорию механизмов взрыва сверхновых.

  Отсутствие каких-либо процессов  звездообразования вблизи места возникновения сверхновой и очень малая масса выброшенного во время взрыва вещества (около одной трети массы Солнца) не вписываются в рамки теории о гравитационном коллапсе ядра массивной звезды. Версия о взрыве старого белого карлика, перебравшего материи, тоже не подходит, так как бывший карлик имеет другой спектр излучения химического состава вещества: выброшенное вещество сверхновой SN 2005 E содержит больший процент кальция и титана, чем любая сверхновая, которая когда-либо наблюдалась астрономами. Подобные элементы получаются в ядерных реакциях с участием гелия, а не углерода и кислорода, из которого состоят ядра белых карликов.

  Компьютерная модель показывает, что взрыв сверхновой, скорее всего, произошел во взаимодействующей бинарной системе, состоящей из двух белых карликов, богатых гелием, где гелий из оболочки одного белого карлика «позаимствовал» вещество у своего компаньона. «После того как белый карлик накопил определенную массу гелия, он вспыхнул как сверхновая, - объясняет Паоло Мазалли, выполнявший расчеты вместе с Давидом Арнеттом (Университет Аризоны). - Уникальные процессы производства некоторых химических элементов в процессе этих взрывов могут решить головоломки, связанные с происхождением некоторых химических элементов; например, они указывает на то, что подобные процессы являются основным источниками происхождения такого химического элемента, как титан».

  Сверхновая SN 2005 E, возможно, не единственная обнаруженная астрономами «тусклая» сверхновая, вытекающая из нового физического класса сверхновых, возникающих при вспышке гелия. Несколько подобных вспышек сверхновых было зафиксировано ранее астрономами в старых эллиптических галактиках, у которых кривая блеска, окружающая сверхновую среда и выброшенная при взрыве масса лучше всего вписывается именно в новую гипотезу о процессах взрыва гелия.

  «В процессе наблюдения за SN 2005 E нам стало ясно, что мы видим новый тип сверхновых звезд, - сказал Хагай Перец из Центра астрофизики Гарвардского университета. - Этот новый тип сверхновых звезд представляет собой относительно тусклые объекты, что затрудняет их обнаружение. Но, возможно, они не так уж редки, и их изучение может дать ответы на некоторые фундаментальные загадки физики о происхождении  химических элементов во Вселенной».

  Кроме того, команда ученых всего несколько месяцев назад сообщила о наблюдении еще одного очень своеобразного типа звезд. В зависимости от своей массы, звезды заканчивают жизнь как белые карлики, нейтронные звезды или черные дыры. Чрезвычайно массивные звезды, однако, могут исчезнуть полностью в результате взрыва сверхновой звезды в конце своей жизни. Как считают ученые, при массе звезды более 140 солнечных масс, внутри ее ядра гамма-излучение ведет себя иначе: подобно свету, отличаясь от последнего только более мощной проникающей способностью. Как только энергия переступает некий критический порог, частица гамма-излучения превращается в пару из электрона и его античастицы, позитрона. Затем  антипозитрон  вновь сталкивается с электроном, аннигилирует при этом и снова возникает пара других гамма-квантов. В результате подобных процессов в некоторый момент жизни звезды данный процесс начинает доминировать над остальными, в результате чего давление внутри звезды быстро возрастает, и в итоге она взрывается. Но взрыв разносит в клочья не только внешний слой звезды, но и его ядро, так что компактного остатка в виде черной дыры или нейтронной звезды не образуется. Примером подобной сверхновой является сверхновая SN 2007bi.