Рис.1. Наблюдения оптического излучения от сверхновой SN2005gj, выполненные группой Кэрри Трандл на Очень большом телескопе (а конкретно, на телескопе Кьюен; на фото второй слева), расположенном вЧили на горе Паранал, показали, что голубой сверхгигант может взорваться как сверхновая, минуя стадию звезды ВольфаРайе. Фото с сайта Европейской Южной Обсерватории (www.eso.org)

Впервые найдены наблюдательные свидетельства того, что голубые сверхгиганты могут быть прямыми предшественниками сверхновых звезд. Наблюдения сверхновой SN2005gj позволили заглянуть в ее прошлое и установить, какой звездой она была довзрыва. Этот результат противоречит существующей теории звездной эволюции и может потребовать ее частичного пересмотра.

Вспышка сверхновой один из самых мощных взрывных процессов вприроде. Она наблюдается как внезапное увеличение блеска звезды вмиллиард и более раз. Привспышке сверхновая светит практически так же, как целая галактика. Если вспектре сверхновой нет линий излучения водорода, то ей присваивается типI, а если линии есть то типII.

Теория звездной эволюции предсказывает, что вспышка сверхновой типаII это заключительный этап жизни массивной звезды, масса которой превышает десять солнечных. Согласно современной теории, наэтом этапе происходит катастрофически быстрое сжатие ядра звезды, состоящего из атомов железа, и последующий отскок падающей на ядро внешней оболочки, вкоторой сохранился водород. Ударная волна, которая образуется приотскоке оболочки, нагревает ее и вызывает столь сильное увеличение блеска звезды.

Чтобы взорваться как сверхновая, массивная звезда должна пройти несколько стадий, втечение которых водород вядре звезды постепенно выгорает и превращается вгелий, затем вуглерод, кислород и далее дожелеза. Теория звездной эволюции говорит, что вконце жизни такая звезда проходит стадию голубого сверхгиганта, затем она становится звездой ВольфаРайе, и только потом происходит взрыв. Теория и наблюдения показывают, что различия между двумя первыми стадиями значительны. На стадии голубого сверхгиганта вядре звезды еще горит водород, асильный звездный ветер уносит оболочку. Продолжительность этого периода порядка ста тысяч лет очень мала посравнению современем жизни звезд. После этого горение водорода вядре прекращается, извезда представляет собой почти полностью обнаженное гелиевое, углеродное или азотное ядро звезду ВольфаРайе.

Наблюдения оптического излучения от сверхновой SN2005gj были выполнены командой европейских астрономов воглаве сКэрри Трандл (Carrie Trundle) на Очень большом телескопе (Very Large Telescope, VLT; см. рис.1). Они показали, что эта последовательность может быть нарушена: голубой сверхгигант, минуя стадию звезды ВольфаРайе, может взорваться как сверхновая, что не согласуется ссуществующей теорией звездной эволюции.

Сверхновая SN2005gj была открыта в созвездии Кита 26сентября 2005года на 2,5-метровом телескопе Обсерватории Апачи (Apache Point Observatory) вНью-Мексико, США. Открытие было сделано большой командой ученых, работающих попрограмме Слоановского цифрового обзора неба (SDSS). Буквы gj вназвании звезды означают ее порядковый номер: первая сверхновая, открытая в2005году носила буквы аа, вторая ab и так далее. Согласно этому правилу, SN2005gj должна быть 176-йсверхновой, открытой в2005году.

Звезда-предшественник (так называемая предсверхновая) сверхновой SN2005gj взорвалась 22сентября 2005года. Наблюдения наVLT были проведены на 86-й и 374-йдень после взрыва. Отличительной особенностью этих наблюдений стало высокое спектральное разрешение до 4,56км/сек, что всто раз лучше, чем предыдущие наблюдения этой сверхновой, выполненные другой командой под руководством Грега Олдеринга (Greg Aldering).

Спектральное разрешение это способность различать близкие почастоте сигналы. Если разные части оболочки сверхновой (или любой другой звезды) движутся сразной скоростью, то мы будем наблюдать изменение частоты излучения, пропорциональное скорости (эффект Доплера). Чем лучше спектральное разрешение, тем более мелкие изменения скорости вещества мы можем изучать, тем более точно мы знаем, скакой скоростью движется вещество и накакой частоте оно излучает. Группа Трандл способна увидеть изменения скорости вещества даже в5км/сек, агруппе Олдеринга, также наблюдавшей эту сверхновую, но имевшей всто раз худшее спектральное разрешение, доступны были только резкие скачки скорости более 500км/сек.

Спектры сверхновой SN2005gj, полученные группой Трандл, показаны на рис.2, где видно излучение влиниях водорода (HαиHγ), атакже излучение вдругих линиях, возможно кальция (CaII) и кислорода (OI). Яркая и узкая линия Hα состоит из нескольких частей, происхождение которых известно по теоретическим расчетам (см. подробности ниже мелким шрифтом). Основное вэтом спектре внешний вид (профиль) узкой части линииHα, показанной на рис.2а красной стрелкой. Он говорит нам отом, какой звездой была сверхновая довзрыва и какой газ ее окружал. Главная особенность профиля этой линии наличие двух пиков поглощения вспектре (две ямки слева от пика излучения на рис.2b, где эта линия показана вкрупном масштабе). Такая форма линии вспектре сверхновой обнаружена впервые за всю историю наблюдения этого типа звезд! Чтобы получить профиль линии встоль крупном масштабе и увидеть, что пиков поглощения на самом деле было два, как раз и необходимо высокое спектральное разрешение.

ц?ц%ц'. 2. цЕц?ц:ц-ц?: цЕц?ц:ц'ц'ц'цT ц'ц-ц:ц'ц?ц?ц?ц-ц?ц? SN2005gj ц?ц? 86-ц? ц% 374-ц? ц'ц:ц?ц? ц?ц?ц'ц?ц: ц-ц?ц'цTц-ц?. цћц%ц'ц?ц? ц%ц?ц?цц?ц:ц?ц%ц: ц-ц?ц%ц?ц%ц'ц? ц-ц?ц'ц?ц'ц?ц'ц? (Hα ц% Hγ), цјц:ц?ц%ц' (HeI), ц?ц'ц?ц'ц-ц: ц%ц?ц?цц?ц:ц?ц%ц: ц-ц'ц'ццјц%ц? ц?ц%ц?ц%ц'ц?, ц-ц?ц?ц?ц?ц-ц?ц? ц'ц?ц?ц?ц?ц%ц' (CaII) ц% ц'ц%ц'ц?ц?ц'ц?ц'ц? (OI). цЕц?ц'ц?ц-ц?: ц?ц%ц?ц%ц' ц-ц?ц'ц?ц'ц?ц'ц? Hα ц?ц? 86-ц? (ц-ц-ц:ц'ц?ц) ц% 374-ц? (ц-ц?ц%ц?ц) ц'ц:ц?ц?. ц?ц%ц'. ц%ц? ц?ц'ц'цц-ц'ц?ц:ц?ц?ц? ц'ц'ц?ц'ц?ц% C.Trundle, et al.

Широкая часть восновании линии Hα (показана синей стрелкой) обусловлена излучением атмосферы самой сверхновой, которая расширяется сосредней скоростью 225005000км/сек. Промежуточная часть (зеленая стрелка) образуется в веществе, которое окружает сверхновую и взаимодействует с ударной волной. Ударная волна от сверхновой движется соскоростью 2850200км/сек. Самая узкая часть линии (красная стрелка) представляет излучение невозмущенного ударной волной вещества, которое, правда, уже ионизовано излучением сверхновой. Все особенности узкой части линии связаны с природой газа, окружавшего сверхновую до взрыва. Группа Кэрри Трандл классифицирует сверхновую SN2005gj как тип IIn из-за наличия вспектре узких линий (n от англ. narrow узкий).

Профиль узкой части линии Hα представляет собой комбинацию двух пиков излучения и поглощения на ее коротковолновой стороне (пик поглощения это ямка слева от пика излучения на рис.2b и2c). Такой внешний вид линии (профиль) называется профиль типа PCygni по имени звездыP всозвездии Лебедя. Эта звезда наиболее типичный представитель звезд стакими линиями вспектре. Причина возникновения подобного профиля линии была найдена астрономами уже давно вокруг звезды есть расширяющаяся оболочка вещества. Причиной образования оболочки вголубых сверхгигантах является сильный звездный ветер.

Данный тип спектра говорит впользу того, что до взрыва звезда была голубым сверхгигантом, потому что подобные профили линий наблюдаются только уэтого типа звезд. Сравнение спектров сверхновой SN2005gj соспектрами голубых сверхгигантов приводится на рис.3 сходство поразительное! Пик поглощения влинииHα обусловлен тем, что споверхности предсверхновой дул сильный звездный ветер. Наличие вспектре двух пиков означает, что происходило изменение скорости звездного ветра и темпа потери массы голубым сверхгигантом было как минимум два сильных выброса. Группа Трандл оценивает темп потери массы в6,410² и 2,610² масс Солнца вгод для первого и второго выбросов соответственно наспектре 86-годня после выброса. Поформе спектра 374-годня темп потери массы оценивается как 1,710² масс Солнца вгод. Эти оценки, конечно, неточные, так как при их получении авторы вынуждены были использовать ряд предположений освойствах звездного ветра упредсверхновой.

Рис.3. Сравнение спектров сверхновой SN2005gj соспектрами голубых сверхгигантов AG Carinae (AG Car) и HD160529. Рис. из обсуждаемой статьи C.Trundle, et al.

В пользу того, что голубой сверхгигант являлся предсверхновой для SN 2005 gj, говорит не только форма спектра, но и скорость звездного ветра, дувшего с его поверхности и образовавшего пики поглощения. Скорости ветра для пиков поглощения из рис.2 лежат в пределах от 120 до 290 км/сек как раз то, что наблюдается в голубых сверхгигантах. Скорости ветра у звезд типа ВольфаРайе превышают эти значения на порядки величины, а скорости ветра на более ранних стадиях, чем голубой сверхгигант, порядка 10 км/сек.

Группа Грега Олдеринга, наблюдавшие эту сверхновую с11-го по 133-йдни, но снизким спектральным разрешением, вообще классифицировала эту сверхновую как типIa. Это тип сверхновых, которые рождаются из-за термоядерного взрыва белого карлика звезды смассой 1,38массы Солнца. Ядро белого карлика состоит из вырожденного электронного газа, а не из водорода, гелия или других атомов. Ясно различимые вспектре сверхновой линии водорода они объясняют излучением газа окружающей межзвездной среды и утверждают, что сверхновая SN2005gj второй подтвержденный пример нового гибридного типа сверхновыхIa/IIn наряду сосверхновой SN2002ic.

Группа же Трандл считает, что типичные особенности спектра сверхновой типаIa едва различимы вслучае SN2005gj, и предлагают новую интерпретацию ее спектров. Неоспоримое преимущество группы Трандл использование высокого спектрального разрешения внаблюдениях, которое позволило открыть неизвестные ранее особенности спектра этой звезды.

Результат, полученный группой Трандл, весьма неожиданный стеоретической точки зрения, ведь, согласно теории звездной эволюции, в ядре предсверхновой не должно содержаться водорода. Водород должен уже давно выгореть, авместо него вядре должны находиться более тяжелые элементы, такие как гелий, кислород, углерод и железо. Голубые же сверхгиганты, согласно теории, давно подтвержденной наблюдениями, содержат водород, как в ядре, так и воболочке. Не имея информации одвух пиках поглощения и, следовательно, о том, что предсверхновая, по-видимому, являлась голубым сверхгигантом, авторы не смогли бы предполагать, что в ее ядре содержался водород. И хотя эта же самая теория предсказывает, что напути к взрыву стадии ВольфаРайе массивной звезде не миновать, результат группы Трандл является наблюдаемым фактом и может привести ксерьезным изменениям втеории.

Источники:
1) C.Trundle, R.Kotak, J.S.Vink, W.P.S.Meikle. SN2005gj: evidence for LBV supernovae progenitors? (полный текст)// Astronomy &Astrophysics. 2008. V.483. P.L47L50 (DOI: 10.1051/0004-6361:200809755). Статья доступна также вАрхиве препринтов.
2) Jorick S. Vink, A.deKoter. Predictions of variable mass loss for Luminous Blue Variables (полный текст)// Astronomy &Astrophysics. 2002. V.393. P.543553.
3) G.Aldering, P.Antilogus, S.Bailey, et al. Nearby supernova factory observations of SN2005gj: another type Ia supernova in amassive circumstellar envelope (полный текст PDF, 585Кб)// TheAstrophysical Journal. 2006. V.650. P.510527 (doi:10.1086/507020).

Мария Кирсанова

Сверхновая SN2005cz (показана желтой стрелкой) и ее материнская галактика NGC4589. Фото сделано на телескопе Субару 10августа 2005года

Два интернациональных коллектива астрономов и астрофизиков полностью разошлись в интерпретации результатов недавних наблюдений пары необычных, но похожих друг на друга сверхновых звезд. Эта полемика представлена в статьях, которые 20мая появились в журнале Nature.

Обе звезды, SN2005E и SN2005cz, были замечены пять лет назад, что следует из их названий. Эти сверхновые объединяет целый ряд общих особенностей, которые и привлекли к ним особое внимание специалистов. Во-первых, при жизни они входили в состав гало старых эллиптических галактик с сильно подавленным процессом звездообразования и, как следствие, дефицитом молодых массивных звезд. Во-вторых, их абсолютная яркость сильно уступала яркости типичных взрывов сверхновых и к тому же необычно быстро падала современем. Наконец, примерно через полгода после первого появления сверхновых в их спектрах было зарегистрировано аномально высокое содержание кальция. Следует отметить, что в последние годы, кроме SN2005E и SN2005cz, было обнаружено еще шесть тусклых сверхновых с сильными спектральными линиями этого элемента.

Сверхновую SN2005cz 17июля 2005года заметила группа, возглавляемая японскими астрономами. Первые снимки ее взрыва были сделаны аппаратурой 60-сантиметрового рефлектора обсерватории Итагаки (Itagaki Astronomical Observatory). Позднее ее наблюдали спомощью более мощных инструментов 220-сантиметрового телескопа обсерватории Калар Альто (Calar Alto), 820-сантиметрового Субару (Subaru) и десятиметрового KeckI. Анализ снимков показал, что источник взрыва находится в 13угловых секундах от ядра эллиптической галактики NGC4589 из созвездия Дракона, расположенной в 80млн световых лет от Солнца.

Авторы статьи в Nature Коджи Кавабата (Koji Kawabata) и его коллеги пришли к заключению, что спектр SN2005cz вскоре после прохождения пика яркости сильно напоминал спектры сверхновых из семействаIb. Кэтой группе относят сверхновые, родившиеся врезультате гравитационного коллапса массивных звезд, однако не демонстрирующие или почти не демонстрирующие обычные для таких сверхновых спектральные линии водорода (столь же типичные линии гелия, однако, присутствуют). Эту особенность принято объяснять тем, что звезда-предшественница перед самым взрывом теряет свою внешнюю оболочку, состоящую из водорода например, врезультате гравитационного отсасывания этого газа близлежащей стабильной звездой. Японские ученые полагают, что им попалась именно звезда этого типа. (Известны также сверхновые семействаIc, чьи спектры очищены как от водорода, так и от гелия предполагается, что они до взрыва лишаются как водородных, так и более глубоких гелиевых слоев.)

Спектр сверхновой SN2005cz (красная линия) всравнении со спектрами других сверхновых. Вспектре сверхновых типаIb в поздней стадии (через полгода и более после взрыва) ярко выражено присутствие кислорода(OI), чего не наблюдается у SN2005cz, зато в ее спектре зарегистрировано аномально высокое содержание кальция([CaII]). Изображение из обсуждаемой статьи Kawabata etal. в Nature

Однако такая интерпретация нуждается в серьезном обосновании. Уже известные сверхновые из семействаIb сильно опережают SN2005cz в начальной яркости, дольше затухают и не обнаруживают столь значительного присутствия кальция. Профессор Кавабата и его соавторы обходят эти трудности, предположив, что им посчастливилось наблюдать очень редкое событие гравитационный коллапс светила, чья масса приближается к нижнему пределу масс звезд, способных к такому катаклизму. Согласно стандартной теории звездной эволюции, звезды с массой до 8солнечных масс повыгорании термоядерного топлива становятся белыми карликами, а более массивные светила не позже чем через 30миллионов лет после рождения претерпевают коллапс и превращаются, взависимости от исходной массы, либо в нейтронные звезды, либо в черные дыры. (Светила-гиганты с массой свыше 100солнечных заканчивают свою жизнь по другим сценариям, которые приводят либо к их полному исчезновению врезультате сверхмощного взрыва, либо к появлению медленно остывающих остатков ввиде железных ядер.) Хотя этой теории еще недостает прямых доказательств, она надежно подтверждается множеством косвенных данных.

Но вот что интересно. Досих пор еще никому не удавалось наблюдать космические события, которые можно было бы интерпретировать как взрыв звезд с исходной массой в диапазоне 812масс Солнца. Помнению Кавабаты и его коллег, SN2005cz произошла именно от такой звезды. Они рассматривают два возможных сценария, укладывая ее исходную массу в диапазоны 1012 и 810солнечных масс, причем первый вариант они считают куда более вероятным. Они полагают, что в обоих случаях звезда-предшественница потеряла водородную оболочку, поскольку входила в состав тесной двойной системы, имея соседкой обычную звезду меньшей массы, которой было еще далеко до истощения топливного запаса.

Первый сценарий выглядит так. Лишившись водорода, звезда-предшественница превратилась в гелиевую звезду с массой порядка двух с половиной солнечных. Врезультате термоядерного сгорания гелия в ней формировалось растущее кислородно-углеродное ядро с массой в полторы солнечных, окруженное гелиевой оболочкой. При такой массе в ядре могли поддерживаться цепочки термоядерного синтеза более тяжелых элементов, приводящие к формированию железной сердцевины. После этого звезда взорвалась сверхновой, оставив после себя нейтронную звезду и выбросив в окружающее пространство гелиевую оболочку вместе с промежуточными элементами, рожденными входе такого синтеза. Расчеты показывают, что среди этих элементов должен был оказаться и кальций, причем в высокой концентрации. Вэтот сценарий также укладывается небольшая яркость взрыва и ее быстрое ослабление, которые объясняются малой массой звезды-предшественницы.

Второй сценарий физически возможен, но менее правдоподобен. Звезда-предшественница с начальной массой 810масс Солнца после потери водорода дает начало нетипичному белому карлику, состоящему из кислорода, неона и магния. Он сталкивается с другим белым карликом, состоящим из гелия (втакие карлики превращаются звезды, чьи начальные массы недотягивают до половины солнечной). Это слияние инициирует ядерные реакции, которые также позволяют объяснить как наблюдаемую эволюцию блеска родившейся врезультате столкновения сверхновой, так и изобильное наличие кальция. Однако авторы статьи признают, что вероятность прямого звездного соударения крайне мала, так что этот сценарий вряд ли мог реализоваться на деле.

Первооткрыватели SN2005cz справляются и с проблемой возраста звезды-предшественницы. Они отмечают, что, согласно опубликованным два года назад сведениям (см.: Y.Zhang, Q.-S.Gu, L.C.Ho. Stellar and dust properties of local elliptical galaxies: clues to the onset of nuclear activity// A&A 487, 177183, 2008), эллиптическая галактика NGC4589 не вполне типична втом отношении, что содержит значительную популяцию молодых звезд в возрастном диапазоне 10100миллионов лет. Статистический анализ показывает, что одна из таких звезд вполне могла стать предшественницей изученной сверхновой. Как отметил профессор Кавабата, эта модель позволяет интерпретировать данные наблюдений сверхновой SN2005cz, не выходя за рамки стандартной теории звездной эволюции.

В состав другой группы входили ученые из США, Израиля, Канады, Италии, ФРГ, Великобритании и Чили. Они работали с кальциевой сверхновой SN2005E, вспыхнувшей в галактике NGC1032 на расстоянии около 110миллионов световых лет от Солнечной системы. 13января 2005года ее взрыв запечатлел автоматизированный 76-сантиметровый телескоп KAIT (Katzman Automatic Imaging Telescope), принадлежащий Ликской обсерватории (Lick Observatory, Калифорния, США). Фотометрические и спектрометрические данные наблюдений SN2005E примерно аналогичны данным по SN2005cz различия есть, но они не слишком значительны. Однако Хагай Перетц (Hagai Perets) и его коллеги смогли также оценить общую массу послевзрывного выброса звездного вещества (восновном состоящего из гелия и кальция), чего не удалось сделать японским астрономам. Она лежит в диапазоне 0,20,4масс Солнца и потому десятикратно уступает аналогичному показателю для сверхновых типаIb. Она также примерно втрое меньше массы выбросов уже изученных сверхновых типаIa, которые рождаются врезультате аккреции водорода из внешних слоев красного гиганта на расположенный по соседству углеродно-кислородный белый карлик.

a галактика NGC1032, по данным Слоановского цифрового обзора неба (Sloan Digital Sky Survey, SDSS), до того как в ней вспыхнула сверхновая SN2005E. Это изолированная, видимая с ребра старая эллиптическая галактика с сильно подавленным процессом звездообразования. b открытие SN2005E (показана красной стрелкой) по программе поиска сверхновых Ликской обсерватории (Lick Observatory Supernova Search, LOSS) 13января 2005года. Изображение из обсуждаемой статьи Perets etal. в Nature

Исследователи сверхновой SN2005E объяснили ее природу совершенно в иных терминах, нежели японские ученые. Они полагают, что имели дело с новой разновидностью аккреционных сверхновых, представители которой весьма сильно отличаются от стандартных членов семейства сверхновых типаIa. Вкачестве звезды-предшественницы они предлагают либо гелиевый белый карлик конечную стадию эволюции легких звезд с массой менее 0,5солнечных, либо чуть более тяжелый карлик с углеродно-кислородным ядром, покрытый гелиевой оболочкой. Он входил в состав звездной пары, имея в соседях другой легкий белый карлик, также богатый гелием. Эта вторая звезда стала донором гелия, который аккретировал на SN2005E (точнее, ее предшественницу) и запустил термоядерные реакции, вызвавшие вспышку сверхновой. Если эта интерпретация верна, речь идет о первом открытии аккреционной сверхновой, рожденной врезультате гравитационного перетягивания от соседней звезды не водорода, а гелия.

Авторы новой работы полагают, что взрыв SN2005E привел к массовому рождению нестабильного изотопа титана⁴⁴Ti. Его ядра претерпевали обратный бета-распад (прикотором один из внутриядерных протонов превращается в нейтрон с образованием позитрона и нейтрино), давая начало радиоактивному скандию⁴⁴Sc, который аналогичным образом превращался в стабильный⁴⁴Ca. Поих мнению, такие процессы вносили и вносят значительный вклад в формирование кальциевой компоненты межзвездного вещества. Они также считают, что описанный ими механизм ядерных превращений покрайней мере частично объясняет появление позитронов в центральных областях (балджах) множества галактик, окотором 5лет назад сообщили ученые, анализировавшие данные космической гамма-обсерватории Интеграл (INTEGRAL); см. The all-sky distribution of 511keV electron-positron annihilation emission// A&A 441, 513-532 (2005). Авторы этой работы предложили вкачестве источников позитронов сверхновые типаIa, двойные рентгеновские звезды небольшой массы и аннигиляцию некоторых кандидатов в частицы темной материи (позднее появились и другие объяснения). Перетц и его коллеги полагают, что аккреционные гелиевые сверхновые также обеспечивают весьма значительный приток позитронов.

Итак, перед нами принципиально разные модели, интерпретирующие результаты наблюдений двух сходных сверхновых. Не исключено, что обе они верны, каждая для своего объекта но, как говорится, возможны варианты. Эту проблему разрешат будущие исследования.

Источники:
1) K.S.Kawabata, K.Maeda, K.Nomoto, S.Taubenberger, M.Tanaka, J.Deng, E.Pian, T.Hattori, K.Itagaki. Amassive star origin for an unusual helium-rich supernova in an elliptical galaxy// Nature. V.465. P.326328. 20May 2010. Doi:10.1038/nature09055.
2) H.B.Perets, A.Gal-Yam, P.A.Mazzali, D.Arnett, D.Kagan, A.V.Filippenko, W.Li, I.Arcavi, S.B.Cenko, D.B.Fox, D.C.Leonard, D.-S.Moon, D.J.Sand, A.M...., J.P.Anderson, P.A.James, R.J.Foley, M.Ganeshalingam, E.O.Ofek, L.Bildsten, G.Nelemans, K.J.Shen, N.N.Weinberg, B.D.Metzger, A.L.Piro, E.Quataert, M.Kiewe, D.Poznanski, etal. Afaint type of supernova from a white dwarf with a helium-rich companion// Nature. V.465. P.322325. 20May 2010. Doi:10.1038/nature09056.

Алексей Левин

Сверхновая SN1987A обнаружена 23 - 24 февраля 1987 года в Большом Магеллановом облаке (это галактика, видимая только из южного полушария Земли, соседняя с нашей галактикой "Млечный путь"). Регулярные наблюдения за областью космического пространства вокруг сверхновой SN1987A проводились как с поверхности Земли, так и после запуска в 1990　году космического телескопа им. Хаббла (Hubble Space Telescope (HST)). Наблюдения стали более частыми после установки на него аппаратуры коррекции сферической аберрации COSTAR (Corrective Optics Space Telescope Axial Replacement) в декабре 1993 года. Результаты наблюдений периодически, не реже одного раза в год, публиковались на сайте

Но начиная с 28 ноября 2003 года вплоть до настоящего времени (22 сентября 2005 года) на этом сайте не появилось ни одного нового изображения сверхновой SN1987A (в последней публикации по этой сверхновой от 19 февраля 2004 года

Ниже приведены снимки сверхновой SN1987A, сделанные　 космическим телескопом им. Хаббла в разные годы. Эти снимки позволят подойти к пониманию причин прекращения выдачи на сайте

Этот снимок взят из файла

Итак, на сайте

Почему нет новой ифорации о сверхновой sn1987a, хотя раньше ее выдавали регулярно?

Видимо, обнаружено нечто такое, что противоречит современной теории сверхновых. Но что?

Анализируя приведенные выше фотографии, а также учитывая результаты моделирования вспышек сверхновых звезд, имеющиеся на моем сайте здесь

Дело в том, что (как показывают результаты моего моделирования сверхновых звезд) они (сверхновые звезды) являются периодически вспыхивающими двойными звездами, но с периодом в сотни и тысячи лет, причем в течение этого периода может происходить две вспышки, имеющие существенно различные типы изменения яркости двойной звезды. Для первого типа характер изменения яркости показан ниже на Рис. 1, а для второго типа - на Рис. 2.

Рис. 1. Первый тип изменения яркости двойной звезды между вспышками.

Для первого типа изменения блеска двойной звезды характерно то, что яркость ее после первой вспышки очень резко уменьшается и ее блеск становится существенно меньшим того уровня, который эта же двойная звезда имеет после второй вспышки. Через некоторое время звезда очень резко вспыхивает снова (повторная вспышка), а затем ее блеск сравнительно плавно спадает до минимального значения и снова начинает плавно увеличиваться до следующей двойной вспышки (см. Рис. 1).

Рис. 2. Второй тип изменения яркости двойной звезды между вспышками.

Для второго типа изменения блеска двойной звезды характерно то, что вспышка ее нарастает очень быстро (почти скачком), яркость ее после первой вспышки сравнительно медленно уменьшается до минимального значения, а затем сравнительно медленно увеличивается до второй вспышки, а после этой повторной вспышки яркость звезды очень быстро (почти скачком) уменьшается. А весь оставшийся промежуток времени до следующей двойной вспышки яркость звезды практически не изменяется (см. Рис.2).

Промежуток времени между первой и второй вспышками двойной звезды зависит от расстояния до этой звезды от Земли и может достигать половины пеиода обращения двойной звезды. Сам же период обращения двойной звезды по эллиптической орбите может бы равен многим сотням и тысячам лет. Вспышка сверхновой не обязательно является двойной. Для наблюдателя, находящегося на определенном расстоянии от двойной звезды, обе вспышки совмещаются во времени и такой наблюдатель видит обе вспышки этой двойной звезды как одну вспышку. Для наблюдателя, находящегося на большем расстоянии, вспышки всегда будут двойными.　 Характер изменения промежутка времени между повторными вспышками двойной звезды в зависимости от расстояния до двойной звезды от Земли хорошо прослеживается на рис. П2.36 - П2.62 здесь

Напоминаю, что согласно Новой Теории Относительности (НТО) вспышки сверхновых происходят не вследствие физического взрыва звезды, а вследствие пространственного группирования световых квантов, движущихся с различными скоростями в соответствии с формулой Cu = Co*sqrt(1 + u²/Co²) - если звезда перемещается по кеплеровской орбите, ее скорость плавно изменяется от минимального значения в апоастре до максимального значения в периастре.

Если в конце 2003 года действительно произошла повторная спышка сверхновой SN1987A, то промежуток времени между повторными вспышками для этой сверхновой равен примерно 16 годам. Но период обращения двойной звезды, ответственной за эту вспышку яркости двойной звезды как сверхновой SN1987A сейчас не известен. Он может быть равен многим сотням и многим тысячам лет. Поэтому в ближайшие десятилетия разъяснения того, что же произошло фактически со сверхновой SN1987A в конце 2003 года и что так скрывают от общественности американцы, ждать не приходится (если только не будет опубликовано то, что фактически наблюдалось в конце 2003 года с борта космического телескопа им. Хаббла).

Если в конце 2003 года действительно произошла повторная спышка сверхновой SN1987A, то это противоречит общепризнанной сегодня теории сверхновых, объясняющих грандиозную вспышку яркости сверхновой тем, что происходит физический взрыв звезды.　 Невозможность объяснить эту повторную вспышку сверхновой SN1987A с позиций общепризнанной сегодня теории сверхновых, возможно, и является причиной столь длительного перерыва в выдаче информации по сверхновой SN1987A на сайте