В феврале 1987 года в Громадном Магеллановом Облаке (БМО) вспыхнула сверхновая, которая на ближайшие десятилетия стала одним из главных центров притяжения для исследователей поздних стадий звёздной эволюции. И обстоятельство не только в том, что это первая «близкая» сверхновая, вспыхнувшая в телескопическую эру. Вспышка кроме этого в первый раз показалась на участке неба, для которого существовали бессчётные архивные фотографии (с конца XIX века), запечатлевшие звезду-предшественницу. И отождествить её удалось фактически сразу после вспышки: на снимках, взятых до 1987 года, в точке взрыва пребывала звезда Sk -69°202, которая по окончании взрыва провалилась сквозь землю.
К сожалению, при жизни Sk -69°202 ничего особого собою не воображала, исходя из этого комплект информации о ней очень ограничен, но его выяснилось достаточно, дабы озадачить теоретиков. До этого времени предполагалось, что все умеренно массивные звёзды перед вспышкой сверхновой преобразовываются в красные гиганты. Sk -69°202 со всей очевидностью красным сверхгигантом не была, а являлась голубым сверхгигантом. Это сопутствующее отличие: охлаждение и серьёзное раздутие (покраснение) внешней оболочки звезды есть показателем исчерпания термоядерного горючего в её ядре. В случае если звезда остаётся тёплой (светло синий) – значит, горючее ещё имеется и до конца на большом растоянии. Казалось бы. Ан нет!
Теоретики не были бы теоретиками, если бы оперативно не придумали с дюжина объяснений того, из-за чего в БМО взорвался как раз светло синий, а не красный сверхгигант. И это естественно: до 1987 года ни у кого не было возможности конкретно взглянуть на звезду за пара лет до взрыва, и потому не страно, что имевшиеся модели были чрезмерно упрощёнными. Имеется множество обстоятельств, по которым звезда-предшественница сверхновой 1987A имела возможность не оправдать теоретических ожиданий. К примеру, перед взрывом она имела возможность пребывать на «светло синий петле» диаграммы Герцшпрунга – Рессела (ГР). Другими словами звезда уже успела побывать красным сверхгигантом, но позже, скинув вещество, обнажила более тёплые слои и потому опять начала казаться юный и тёплой, обрисовав на диаграмме ГР петлю с заходом в область красных сверхгигантов и возвратом в светло синий область.
Предлагалось кроме этого учесть, что звезда Sk -69°202 принадлежала не отечественной Галактике, а Громадному Магелланову Облаку и совместно со всей данной совокупностью владела пониженным содержанием тяжёлых элементов. Кое-какие расчёты говорят о том, что такие звёзды смогут не доходить до области красных сверхгигантов, кроме того в то время, когда в их ядрах заканчивается термоядерное горение водорода. Высказывалось предположение, что около 20 000 лет назад совокупность Sk -69°202, бывшая до того времени двойной звездой, пережила омолодившее её слияние компонентов, попутно породив совокупность колец, каковые мы сейчас замечаем.
Действительно, до сих пор эти предположения не удаётся сложить в единую картину, которая обрисовывала бы свойства и сверхновой, и предсверхновой, и колец. Кое-какие люди вспоминали в данной связи кроме того ироническое правило «Любой прекрасно изученный объект есть нетипичным» – другими словами не требуется особенно надрываться в отыскивании непротиворечивого объяснения черт SN 1987A и её предшественника, поскольку частично они смогут разъясняться не в полной мере рядовым стечением событий. Но с того времени наблюдались и сверхновые, похожие на SN 1987A (без обнаружения предшественника), и голубые сверхгиганты с кольцами (пока не взорвавшиеся как сверхновые), так что, вероятнее, мы в этом случае имеем дело, возможно, не с нередким, но и не с неповторимым явлением.
Маленькое отступление о типах сверхновых. Их классификация, опиравшаяся лишь на замечаемые показатели, оказалась пара неуклюжей. Изначально их поделили на два типа — тип I без линий водорода в спектре и тип II с таковыми. Позднее для более узкой классификации к римским цифрам стали добавлять латинские буквы. К примеру, сверхновые первого типа (без водорода) разделяются на подтипы Ia (имеется сильная линия кремния на 615 нм), Ib (имеется 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 некоей задержкой, которая на кривой блеска проявляется в виде плато (из этого и «P»). У сверхновых типа IIb линии водорода видны в первые пара недель, а позже исчезают, по окончании чего спектр делается похожим на спектр типа Ib.
Как видите, классификация не весьма вразумительная, не отражающая физику явления и не разрешающая отличить главные параметры от второстепенных. При сортировке только по внешним показателям неизменно имеется риск причислить к одному виду дельфина и акулу; со сверхновыми именно это и случилось. Сверхновые типа Ia (как на данный момент считается) являются термоядерные взрывы на белых карликах, а вот сверхновые типов Ib и Ic были родственниками сверхновых второго типа и объединяются сейчас под неспециализированным заглавием сверхновых с коллапсом ядра. Как раз сверхновые из данной группы (которую сейчас время от времени 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 как раз таковыми, в значительной мере даёт анализ предшественников, и сейчас это далеко не только предшественник сверхновой 1987A. самоё масштабное их изучение сейчас было предпринято Стивеном Смарттом, Джоном Элдриджем и их сотрудниками. Его первая часть заметила свет в 2009 году, а вторая — только в 2013-м, по причине того, что поиск звёзд на архивных снимках — задача непростая.
В первой статье авторы озаботились сверхновыми типа II-P. Это самые нередкие события, соответственно, они должны происходить на наименее массивных из массивных звёзд, по причине того, что таких звёзд больше. Из 50 событий в окрестных галактиках для 20 нашлись архивные снимки достаточного качества, дабы на них возможно было искать звезду-предшественницу. Для взорвавшихся звёзд удалось с уверенностью идентифицировать тип, и в любых ситуациях это вправду были красные сверхгиганты в диапазоне от 8 до 16 весов Солнца.
Второе изучение относилось к сверхновым типа Ibc. Тут обстановка менее определённая: событий таких меньше, а потому меньше шансов отыскать архивные снимки. Элдриджу, Смартту и их сотрудниками удалось найти ранние снимки только для 12 сверхновых – и ни на одном из них предшественник отыскан не был. Но тут имеется одна тонкость. Потому, что вспышки типов Ib и Ic — это всё-таки I, а не II, — в их разлетающихся оболочках не должно быть водорода, в то время как во внешних областях массивной звезды он изначально присутствует. Дабы на протяжении вспышки линии водорода отсутствовали, звезда обязана от него каким-то образом заблаговременно избавиться.
Помочь смогут как минимум два механизма. Во-первых, звезда может скинуть богатую водородом оболочку сама, силой собственного излучения. Для этого она должна быть весьма яркой, другими словами весьма массивной (что согласуется с меньшей частотой событий). Во-вторых, в случае если будущая сверхновая входит в двойную совокупность, оказать помощь ей расстаться с веществом может второй компонент. В случае если водородная оболочка скинута всецело, в следствии появляется звезда Вольфа – Райе — по сути, открывшееся взгляду наблюдателя внутреннее ядро некогда более массивной звезды. Его проявлению на снимках смогут помешать три обстоятельства. Во-первых, звезда Вольфа – Райе сама по себе возможно тусклее исходной звезды. Во-вторых, как показывают наблюдения, сверхновые типа Ibc тяготеют к областям звездообразования, где ещё сохранилось протозвёздное вещество. Содержащаяся в нём пыль кроме этого частично экранирует свет будущих сверхновых. Наконец, в третьих, затеняющая звезду пыль может образовываться и в самой скинутой оболочке.
В общем, возможно придумать большое количество обстоятельств, по которым мы не видим будущие сверхновые. Но для полной уверенности нужно было бы их всё-таки рассмотреть. Для этого необходимо терпеливо ожидать, пока сверхновая не взорвётся где-нибудь поблизости от нас…