Свръхсветените свръхнови са най-ярките експлозии във Вселената. Само за няколко месеца свръхсветеща свръхнова може да освободи толкова енергия, колкото нашето Слънце има през целия си живот. И в своя връх, тя може да бъде толкова ярка, колкото цялата галактика.
Една от най-добре проучените свръхсветлини свръхнови (SLSN) е SN 2006gy. Произходът му е загадка, но сега шведски и японски изследователи казват, че са разбрали какво е причинило експлозията: катастрофално взаимодействие между бялото джудже и неговия масивен партньор.
SN 2006gy се намира на около 238 милиона светлинни години от нас в съзвездието Персей. Той се намира в спиралната галактика NGC 1260. Открит през 2006 г., както подсказва името му, и е изследван от групи астрономи, използващи рентгеновата обсерватория Чандра, обсерваторията Кек и други.
Когато стартира SN 2006gy, Нейтън Смит от Калифорнийския университет, Бъркли, ръководи екип от астрономи от Калифорнийския университет и Тексаския университет в Остин.
“Това беше наистина чудовищна експлозия, сто пъти по-енергична от типична свръхнова”, каза Смит.
Това означава, че експлодиращата звезда е била около 150 пъти по-голяма от нашето Слънце. Никога досега не сме виждали това.
Този тип звезди са съществували в ранната Вселена, смятаха тогава астрономите. По този начин доказателствата за този взрив са дали на астрономите рядък поглед върху един аспект на ранната Вселена.
Не само освобождаването на енергия SN 2006gy привлече вниманието. SLSN показва някои любопитни емисионни линии, които са озадачили астрономите. Сега изследователският екип вярва, че са открили какво стои зад SN 2006gy.
Тяхната работа се нарича „Свръхнова тип Ia в основата на свръхсветлинния преход SN 2006gy“. Публикувано е в списание Science.
Екипът включва изследователи от Стокхолмския университет в Швеция и колеги от университета в Киото, университета в Токио и университета в Хирошима.
Как яркостта на SN 2006gy се е променила с течение на времето. (NASA / CXC / UC Berkeley / N. Smith.)
Екипът видя линии за изхвърляне на желязо, които се появиха само година след експлозията на свръхнова. Те проучиха няколко модела, за да обяснят това явление и се спряха на един.
„Никой не е сравнявал спектрите от неутрално желязо, тоест желязото, което всички електрони са задържали, с неидентифицираните емисионни линии от SN 2006gy, тъй като желязото обикновено се йонизира. Опитахме го и с вълнение видяхме как ред по ред се подреждаха по същия начин, както в наблюдавания спектър “, казва Андерс Йеркстранд, катедра по астрономия в Стокхолмския университет.
“Още по-вълнуващо стана, когато се оказа, че отнема много голямо количество желязо, за да се очертаят линиите – поне една трета от масата на Слънцето – което направо изключи някои стари сценарии и вместо това отвори нов.”
Според резултатите на отбора, SN 2006gy е двойна звезда. Една звезда беше бяло джудже с размерите на Земята. Втората беше масивна, богата на водород звезда, която беше колкото цялата ни слънчева система.
Голямата звезда беше в по-късните етапи на еволюция и се разширяваше с запалването на ново гориво. Когато се разширяваше, бялото джудже беше изтеглено в голямата звезда, спираловидно към центъра.
Накрая бялото джудже стигна до центъра и стана нестабилно. След това експлодира като свръхнова тип Ia.
Снимка на SN 2006gy и неговата галактика NGC 1260. (Fox et al. MNRAS, 2015)
Този титаничен сблъсък доведе до екстремния светлинен поток на SN 2006gy.
„Фактът, че свръхнова тип Ia изглежда стои зад SN 2006gy, превръща това, което повечето изследователи вярваха,“ казва Андерс Йеркстранд.
„Фактът, че бяло джудже може да бъде в близка орбита с масивна богата на водород звезда и да експлодира бързо, когато попадне в центъра, предоставя важна нова информация за теорията за бинарната еволюция и условията, необходими за експлозия на бяло джудже.
SN 2006gy беше изключително ярък.
В своя пик SN 2006gy беше 570 милиарда пъти по-ярка от Слънцето и 20 пъти по-ярка от комбинираната светлина, излъчвана от Млечния път.
Тази статия е публикувана от Universe Today.
Източници: Снимка: Chandra рентгеново изображение на SN 2006gy. (NASA / CXC / UC Berkeley / N. Smith)
