Цифровой журнал «Компьютерра» № 189

Теоретики не были бы теоретиками, если бы оперативно не придумали с десяток объяснений того, почему в БМО взорвался именно голубой, а не красный сверхгигант. И это нормально: до 1987 года ни у кого не было возможности непосредственно посмотреть на звезду за несколько лет до взрыва, и потому не удивительно, что имевшиеся модели оказались чрезмерно упрощёнными. Есть целый ряд причин, по которым звезда-предшественница сверхновой 1987A могла не оправдать теоретических ожиданий. Например, перед взрывом она могла находиться на «голубой петле» диаграммы Герцшпрунга — Рессела (ГР). То есть звезда уже успела побывать красным сверхгигантом, но потом, сбросив вещество, обнажила более горячие слои и потому снова стала казаться молодой и горячей, описав на диаграмме ГР петлю с заходом в область красных сверхгигантов и возвратом в синюю область.

Предлагалось также учесть, что звезда Sk -69°202 принадлежала не нашей Галактике, а Большому Магелланову Облаку и вместе со всей этой системой обладала пониженным содержанием тяжёлых элементов. Некоторые расчёты показывают, что такие звёзды могут не доходить до области красных сверхгигантов, даже когда в их ядрах заканчивается термоядерное горение водорода. Высказывалось предположение, что около 20 000 лет назад система Sk -69°202, бывшая до того времени двойной звездой, пережила омолодившее её слияние компонентов, попутно породив систему колец, которые мы теперь наблюдаем.

Правда, до сих пор эти предположения не удаётся сложить в единую картину, которая описывала бы свойства и сверхновой, и предсверхновой, и колец. Некоторые люди вспоминали в этой связи даже ироническое правило «Любой хорошо изученный объект является нетипичным» — то есть не нужно особенно надрываться в поисках непротиворечивого объяснения характеристик SN 1987A и её предшественника, так как отчасти они могут объясняться не вполне рядовым стечением обстоятельств. Однако с тех пор наблюдались и сверхновые, похожие на SN 1987A (без обнаружения предшественника), и голубые сверхгиганты с кольцами (пока не взорвавшиеся как сверхновые), так что, скорее всего, мы в данном случае имеем дело, может быть, не с частым, но и не с уникальным явлением.

Небольшое отступление о типах сверхновых. Их классификация, опиравшаяся только на наблюдаемые признаки, получилась несколько неуклюжей. Изначально их разделили на два типа — тип I без линий водорода в спектре и тип II с таковыми. Позже для более тонкой классификации к римским цифрам стали добавлять латинские буквы. Например, сверхновые первого типа (без водорода) разделяются на подтипы Ia (есть сильная линия кремния на 615 нм), Ib (есть сильные линии гелия) и Ic (нет ни того ни другого). Сверхновые II типа (с водородом) разделяются не только по спектру, но и по характеру спадания блеска. У сверхновых II-L блеск со временем ослабевает линейно, а у сверхновых II-P угасание происходит с некоторой задержкой, которая на кривой блеска проявляется в виде плато (отсюда и «P»). У сверхновых типа IIb линии водорода видны в первые несколько недель, а потом исчезают, после чего спектр становится похожим на спектр типа Ib.

Как видите, классификация не очень внятная, не отражающая физику явления и не позволяющая отличить ключевые параметры от второстепенных. При сортировке исключительно по внешним признакам всегда есть риск причислить к одному виду акулу и дельфина; со сверхновыми именно это и произошло. Сверхновые типа Ia (как сейчас считается) представляют собой термоядерные взрывы на белых карликах, а вот сверхновые типов Ib и Ic оказались родственниками сверхновых второго типа и объединяются теперь под общим названием сверхновых с коллапсом ядра. Именно сверхновые из этой группы (которую теперь иногда для краткости обозначают «Ibc + II») завершают эволюционный путь массивных звёзд. Около 60% всех вспышек с коллапсом ядра приходится на долю сверхновых II-P, ещё около 30% составляют вспышки сверхновых Ibc и IIb.

Уверенность в том, что сверхновые с коллапсом ядра являются именно таковыми, в значительной степени даёт анализ предшественников, и теперь это далеко не только предшественник сверхновой 1987A. Наиболее масштабное их исследование в последние годы было предпринято Стивеном Смарттом, Джоном Элдриджем и их коллегами. Его первая часть увидела свет в 2009 году, а вторая — лишь в 2013-м, потому что поиск звёзд на архивных снимках — задача непростая.

В первой статье авторы озаботились сверхновыми типа II-P. Это самые частые события, соответственно, они должны происходить на наименее массивных из массивных звёзд, потому что таких звёзд больше. Из полусотни событий в окрестных галактиках для 20 нашлись архивные снимки достаточного качества, чтобы на них можно было искать звезду-предшественницу. Для взорвавшихся звёзд удалось уверенно идентифицировать тип, и во всех случаях это действительно оказались красные сверхгиганты в диапазоне от 8 до 16 масс Солнца.