Сверхновые, вызванные неустойчивостью из-за рождения электрон-позитронных пар
В 2006 г. в галактике NGC1260 астрономы открыли одну из самых мощных сверхновых – SN2006gy. В то время она была рекордсменом по пиковой светимости (сейчас уже открыты и более мощные сверхновые). На рис. 8 видно, что эта сверхновая по потоку превосходит ядро хозяйской галактики с миллиардами звёзд. Эта сверхновая превосходила на порядок мощные термоядерные сверхновые типа Ia, которые используются в космологии, и на два порядка обычные сверхновые типа II, которые, как и она, имеют линии водорода в своих спектрах. Однако SN2006gy имела особенность в профилях линий: помимо обычных широких профилей (из-за быстрого разлёта вещества) её линии имели узкие профили, поэтому её тип – IIn (буква n от narrow).
Рис. 8. Сверхновая SN2006gy и ядро галактики NGC 1260
Экстремальная светимость этой сверхновой бросила вызов астрофизикам. Было предложено несколько объяснений для этого необычного явления, но самым успешным и экономным решением оказалась идея, высказанная ещё 1986 г. сотрудником ИТЭФ Д.К. Надёжиным в соавторстве с Э.К. Грасбергом для другой сверхновой типа IIn. Согласно этой идее, огромный световой поток объясняется ударной волной, которая бежит по облаку – оболочке, созданной предшествующим слабым взрывом за несколько лет или месяцев до основного сильного взрыва.
В журнале Nature в 2007 г вышла статья, одним из соавторов которой являлся сотрудник нашей лаборатории С.И. Блинников, содержащая расчёты эволюции массивной звезды (с начальной массой около 110 масс Солнца), которая сбрасывает с себя массу в результате мощных пульсаций. Эти пульсации порождаются неустойчивостью из-за рождения электрон-позитронных пар в недрах звезды (по-английски Pulsational Pair-instability Supernova). Таким образом, к моменту взрыва звезда оказывается окружена протяженной оболочкой из ранее выброшенного вещества. Взрыв звезды как сверхновой порождает ударную волну, бегущую по этой оболочке, в полном соответствии с первоначальной идеей Д.К. Надёжина. Расчёты кривой блеска сверхновой для этой модели, проведённые на основе пакете STELLA, развитого в ИТЭФ, дали хорошее согласие с наблюдениями, см. рис. 9.
Рис. 9. Слева: кривая блеска для сверхновой SN2006gy в сравнении с другими сверхновыми (в частности, знаменитой сверхновой SN1987A). Справа – наблюдательные данные (точки) в сравнении с результатом моделирования (линии, показана светимость в разных диапазонах спектра). По оси х – время в днях, по оси y – абсолютная звездная величина. Отличие на одну звездную величину соответствует разнице в светимости примерно в 2.5 раза.