Ударни вълни и взрив: първите дни на свръхновите!

    Какво се случва, когато една звезда експлодира?

    Когато звезда с голяма маса достигне края на живота си, тя умира в много ярка и силна експлозия, наречена свръхнова с колапс на ядрото (CCSN). Вижте тази статия, в която се разказва за симулирането на колапс на ядрото! Докато звездата с голяма маса преминава през етапите на своя живот, тя бавно слива водорода във все по-тежки елементи в ядрото си, като се придвижва нагоре по периодичната таблица, докато не се окаже с желязно ядро. След като звездата произведе желязо обаче, тя спира да слива по-тежки елементи. Желязото не може да се превърне в нещо по-тежко без добавяне на допълнителна енергия. Следователно, щом в ядрото на звездата има достатъчно желязо, ядреният синтез спира и изтичането на радиационно налягане от центъра на звездата се прекратява. Това води до колапс на ядрото на звездата под действието на собствената ѝ гравитация, при което се образува CCSN. Всички свръхнови са невероятно ярки. Една свръхнова може да излъчи общото количество светлина, което Слънцето излъчва за една година, само за една секунда! Ето защо сме в състояние да наблюдаваме свръхнови на космологични разстояния (100-1000 мегапарсека). Но това също така означава, че ако видим свръхнова на много близко разстояние, можем да я проследим с много добри подробности.

    Съществуват много видове свръхнови с колапс на ядрото (CCSNe), включително свръхнови от тип Ib, Ic и II. Вижте тази статия, за да разберете разнообразието от експлозии на свръхнови! В настоящия текст ще се съсредоточим върху свръхнови от тип II, които се отличават със спектрални линии на водорода. По време на живота си масивните звезди често имат силни ветрове, които отнасят голяма част от външните им слоеве. Поради това в края на живота си тези звезди често са заобиколени от дебели слоеве маса, наречени околозвезден материал (CSM). Тогава, когато звездата експлодира като свръхнова, изхвърлената материя, която се изстрелва от звездата, взаимодейства с CSM. Всеки път, когато много бързо движещ се облак (изхвърлената материя се движи със скорост ~1000 km/s!) се сблъска с друг, много по-бавен облак (CSM се движи само със скорост ~100s km/s), сблъсъкът създава ударна вълна. Тази ударна вълна нагрява CSM, който бавно се охлажда след преминаването на ефекта от удара (вж. Фигура 1). Това охлаждане, наречено шоково охлаждане, допринася за общата яркост на свръхновите от тип II.

Схематичен чертеж на звезда, заобиколена от околозвезден материал, която избухва в свръхнова. Взаимодействието на изхвърлените частици с околозвездния материал създава ударни вълни.
Кредит: Karthik Yadavalli

    При свръхнови от тип II слоевете на CSM са толкова дебели, че докато изхвърлените частици се разпространяват през тях, светлината, излъчвана от охлаждането след удара, е много по-ярка от действителната яркост на свръхновата и кривата на светлината е доминирана от шоковите взаимодействия. Една такава свръхнова от тип II беше открита съвсем наскоро наблизо.

    Каква е била SN 2023ixf?

    SN 2023ixf е открита на 19 май 2023 г. в галактиката М101, която се намира само на 7 мегапарсека от нас (най-близката до нашата галактика, галактиката Андромеда, е на разстояние ~1 Mpc). На фигура 2 е показано местоположението на свръхновата в нейната галактика-приемник. Скоро след откриването ѝ тя е класифицирана като свръхнова от тип II. Свръхновата е толкова близо, че е открита няколко дни по-рано от обикновено, когато все още е била около 200 пъти по-слаба от пиковата си яркост. Това осигури отлично ранно покритие на кривата на блясъка на свръхновата.

Изображение на галактиката-приемник на SN 2023ixf - M101
Кредит: Travis Deyoe, Mount Lemmon SkyCenter, Университет на Аризона. 

    Тъй като тази свръхнова е толкова близо, тя ще остане достатъчно ярка, за да бъде наблюдавана много по-дълго и с много повече подробности, отколкото други свръхнови. Последната свръхнова, която е била толкова близо, SN 2011fe, също е била в тази галактика! 

    Какво представляват ранните наблюдения?

    При наблюдение на всеки астрономически обект можете да начертаете измерената яркост като функция на времето, наречена крива на блясъка. Чрез измервания в различни диапазони на дължината на вълната може да се начертаят кривите на блясъка в различни дължини на вълната на един и същ обект. За всяка свръхнова светлинната крива започва слабо, нараства до връх, след което бавно намалява с течение на времето. На фигура 3 е показана светлинната крива на SN 2023ixf.

Крива на блясъка на SN 2023ixf. Общата светлина, измерена в маркирания диапазон на дължината на вълната (измерена в абсолютни величини), е нанесена на вертикалната ос, заедно с времето в дни по хоризонталната ос. 

    За тази конкретна свръхнова обаче авторите на статията са успели да измерят светлинната крива в много по-ранно време от обичайното. Първият ден от светлинната крива в ранно време има напълно различно поведение от останалата част от светлинната крива. Когато авторите приспособяват модел на шоково охлаждане към пълната крива на светлината, те откриват много лошо съответствие. Приспособявайки модела към кривата на светлината без първия ден, те намират отлично съвпадение (вж. фигура 2) с времето на експлозия t0 (пунктираната вертикална линия).

    Всъщност свръхновата е открита почти цял ден по-рано от това време (всички бели ромбове вляво от пунктираната вертикална линия)! Това означава, че тази светлина трябва да идва от нещо различно от шоково охлаждане. Всъщност това може да е светлина директно от експлозията на свръхновата, а не от последвалите шокови взаимодействия.

    Какво означава това?

    Фактът, че шоковото охлаждане само по себе си не може да обясни светлинната крива на SN 2023ixf, повдига въпроса дали през първите няколко дни от експлозията на SN 2023ixf не се е случвало нещо друго. Потенциално обяснение е, че самата звезда е имала изригване на маса преди експлозията, което е повишило светимостта преди самата свръхнова. Друга възможност е, че непосредствено около звездата е имало изключително плътен слой CSM, който е могъл физически да забави изхвърлянето.

    Бъдещи перспективи

    Такива много ранни наблюдения са изключително редки за свръхнови от тип II, тъй като повечето от тях са твърде далеч, за да бъдат видими в толкова ранен момент от избухването. Чрез изучаването на тези много ранни светлинни криви на свръхнови можем да разберем по-добре как се формират най-близките слоеве маса около звездите с висока маса. Освен това случаи като SN 2023ixf показват, че по-бързото и непосредствено проследяване на свръхнови може да хвърли светлина върху по-слаби научни области, като например възможността да се изследват първите часове след експлозията на свръхнова!

Свръхновата SN 2023ixf в близката галактика M101, заснета на 19 юни 2023 от с. Мещица.
TS-Optics GSO Photon 6" F4 Advanced Newtonian, ASI533 MM Pro

Крива на блясъка на свръхновата SN 2023ixf към 5 юли 2023 г. във V (видим диапазон) и B (син диапазон). Увеличаването на разликата между V и B е индикация за промяна на цвета към червен. Кредит: AAVSO

Текстът е превод от публикацията SHOCKS and BOOM: The Early Days of Supernovae!, достъпна на сайта Astrobites!