Астрономы анализируют самый яркий взрыв сверхновой за всю историю. Титаническая вспышка во многом меняет наши представления о последних моментах жизни гигантских звезд.
Сверхновая SN 2006gy расположена в 240 млн. световых лет от нас, в галактике NGC 1260 (в созвездии Персей). Она вошла в «книгу рекордов» в 2006 году, когда она вспыхнула с силой в 50 млрд. раз ярче нашего Солнца (и примерно в 100 раз ярче типичной сверхновой). Мы, кстати, писали о наблюдении этого события: «Бабахнуло».
По последним данным, до взрыва сверхновая была огромной звездой, в 100 раз крупнее Солнца, и один взрыв с ней даже не справился: она взрывалась в несколько этапов. «Обычно мы рассматриваем вспышку сверхновой, как смерть звезды, но в этом случае ее ждало сразу несколько смертей», - рассказывает руководитель недавнего исследования SN 2006gy профессор Стен Вусли (Stan Woosley).
Гипотетическая модель, предложенная Вусли с коллегами, охватывает последние годы существования очень крупной звезды, размерами от 90 до 130 солнечных. По этой схеме, температура в ядре звезды достигает таких величин, что часть испускаемых ей фотонов распадается на электрон-позитронные пары. Это превращение вызывает резкое падение энергии излучения, и звезда начинает сжиматься.
После определенного периода сжатия ядро становится нестабильным, и звезда взрывается. При этом интенсивно расширяется – но недостаточно интенсивно для того, чтобы разрушиться полностью: для светил подобных циклопических размеров взрыв превращается в пульсацию: расширение приводит к новым выбросам радиации и временной стабилизации ядра, затем оно снова сжимается, пока опять не раскаляется и не взрывается. Теряя массу, такая звезда худеет раза в два – примерно до 40 солнечных масс – но «фейерверк» прекращается лишь с разрушением богатого железом ядра звезды, что сопровождается мощнейшим выбросом гамма-лучей.
Между тем, голландские астрономы во главе с Эдвардом Ван ден Хьювелем (Edward van den Heuvel) выдвинули альтернативную теорию. По их мнению, взрыв такой мощности вообще не мог получить от одной звезды, и разгадка кроется в столкновении сразу двух звезд. Их предположения построены на процессах, нередко наблюдающихся в молодых и сравнительно плотных звездных скоплениях, часто встречающихся в галактических центрах.
