Взрывающаяся звезда, которую наблюдал в 1604 году немецкий астроном Иоганн Кеплер, содержала больше тяжелых элементов, чем Солнце, как было установлено при анализе наблюдений в рентгеновском диапазоне, проведенных японским спутником «Судзаку» (Suzaku). Полученные данные помогут астрономам лучше понять все многообразие сверхновых типа Ia, важного класса взрывающихся звезд, исследование которых вносит существенный вклад в изучение отдаленных областей космического пространства.

[830x]
На фото:Этот комбинированный снимок, составленный из нескольких изображений, полученных с помощью рентгеновской обсерватории НАСА «Чандра», демонстрирует остатки сверхновой Кеплера в низко- (красный), средне- (зеленый) и высокоэнергетической (синий) области рентгеновского излучения. Фоном для изображений служит звездное поле, снятое в оптическом (видимом) диапазоне в рамках проекта «Цифровой обзор неба». Расстояние до объекта точно не установлено, но, по предварительным оценкам, оно составляет от 13000 до 23000 световых лет, причем результаты последних исследований позволяют отдать предпочтение большему из указанных расстояний. Данное изображение в поперечнике охватывает 12 минут дуги (угловых минут) или около 80 световых лет на наибольшем расстоянии.

«Состав звезды, окружающая её среда, а также характер взрыва могут существенно отличаться у сверхновых типа Ia , - утверждает Сэнгвук Парк (Sangwook Park), ассистент-профессор физики из Университета Техаса в Арлингтоне. - Более полное понимание этих характеристик позволит нам получить более точное знание о Вселенной за пределами нашей Галактики и усовершенствовать космологические модели, построение которых зависит от значений этих параметров».

Лучший способ исследовать состав звезды – выполнить что-то вроде посмертного исследования (анализа) её оболочки, состоящей из горячего, быстро расширяющегося газа, порожденного взрывом. Идентифицируя специфические химические сигнатуры (характеристики) в остатках сверхновой, астрономы могут получить более четкое представление о составе звезды, который у неё был прежде, чем она взорвалась.

«Сверхновая Кеплера относится к одному из самых последних типов сверхновых, известных в нашей Галактике, - типу Ia, следовательно, она является важным звеном в цепочке получения знаний об этих явлениях», - говорит Карлс Баденс (Carles Badenes), ассистент-профессор физики и астрономии из Питтсбургского университета.

С помощью спектрометра рентгеновского излучения с функцией визуализации спектров (XIS), установленного на борту спутника «Судзаку», астрономы наблюдали остатки сверхновой Кеплера в 2009 и 2011 годах. При полной эффективной выдержке спектрометра XIS более двух недель на рентгеновском спектре обнаруживается несколько слабых характеристик излучения сильно ионизированного хрома, марганца и никеля, наряду с яркой спектральной линией излучения железа. Обнаружение всех четырех химических элементов оказалось крайне важным для понимания природы первичной (исходной) звезды.

«Спектрометр XIS, установленный на спутнике «Судзаку», исключительно подходит для такого рода исследований, благодаря своему высокому энергетическому разрешению, высокой чувствительности и низкому уровню фонового шума», - поясняет участник группы Кодзи Мори (Koji Mori), адъюнкт-профессор прикладной физики из Университета Миядзаки, Япония.

Космологи относят сверхновые типа Ia к «стандартным свечам», потому что они выделяют примерно одинаковые количества энергии. Сравнивая этот стандарт (эталон) с наблюдаемым в максимуме блеском сверхновой типа Ia, астрономы могут определить расстояние до неё. Сходство сверхновых этого типа объясняется тем, что взрывающаяся звезда всегда представляет собой уплотненный остаток звездной массы, известный как белый карлик.

Хотя белый карлик вполне стабилен сам по себе, пара, которую он образует с другим белым карликом или с обычной звездой, в конечном счете может превратиться в неустойчивую систему. Обычная звезда может сбрасывать свой газ на поверхность белого карлика, где он постепенно накапливается. Может наблюдаться и другой вариант развития событий: орбиты белых карликов, образующих двойную систему, могут сблизиться до такой степени, что два объекта сольются друг с другом.

В любом случае, как только масса белого карлика достигнет примерно 1.4 массы Солнца, в скором времени вспыхивает сверхновая. Где-то в недрах белого карлика, ядра углерода начинают сливаться, образуя тяжелые элементы и высвобождая большое количество энергии. Образовавшаяся в результате реакции термоядерного синтеза волна быстро распространяется в звезде, в конечном счете разрывая её взрывом на яркие осколки, которые можно обнаружить на расстоянии миллиардов световых лет.

Астрономы могут исследовать состав белого карлика более подробно, определяя избыток отдельных следовых элементов, таких как, например, марганец, которые образовались во время взрыва. Характерно, что отношение марганца к хрому, образовавшемуся во время взрыва, оказывается чувствительно к присутствию изотопа неона, у которого имеется избыточное количество нейтронов в ядре и который носит название неон-22. Определение содержания неона-22 в составе звезды указывает ученым на то, что имеется избыток и всех других элементов, более тяжелых, чем гелий, которые астрономы называют «металлами».

Полученные данные являются веским доказательством того, что исходный белый карлик содержал приблизительно в три раза больше металлов, чем обнаружено у нашего Солнца. Постепенно увеличивающееся количество звездных популяций рассеивает межзвездный газ с увеличивающейся долей металлов в нем. Остатки сверхновой, которые находятся на расстоянии около 23000 световых лет в созвездии Змееносца, расположены намного ближе к центральной густозаселенной области нашей Галактики, чем Солнце. Вероятно, там процессы звездообразования протекали более быстро и эффективно. Таким образом, звезда, которая вспыхнула как сверхновая Кеплера, возможно, сформировалась из материи, которая уже была насыщена большим количеством металлов.

Парк, Баденс и Мори, а также их коллеги обсуждают новые данные в научной работе, публикация которой запланирована в выпуске The Astrophysical Journal Letters от 10 апреля, и которая в настоящее время доступна в «онлайн» режиме в Интернете.

Хотя полученные спутником «Судзаку» данные прямо не указывают, какой тип двойной системы привел к возникновению сверхновой, они свидетельствуют, что возраст белого карлика, по всей видимости, был не более миллиарда лет, когда он взорвался, или менее четверти настоящего возраста нашего Солнца.

«Теории утверждают, что возраст звезды и содержание в ней металлов оказывают влияние на светимость в максимуме для сверхновых типа Ia, - поясняет Парк. - Есть основания полагать, что молодые звезды производят более яркие взрывы, чем старые звезды, вот почему установление точных возрастных рамок для сверхновых типа Ia имеет такое большое значение».

В 2011 году астрофизикам из Соединенных Штатов Америки и Австралии была присуждена Нобелевская премия по физике за открытие, доказывающее, что расширение Вселенной происходит с ускорением, - вывод, который основан на измерениях сверхновых типа Ia. Загадочная сила, которую называют темной энергией, по-видимому, вызывает это ускорение, и понимание её природы теперь является первоочередной научной задачей. Самые последние данные, полученные с помощью спутника «Планк» Европейского космического агентства, показывают, что темная энергия занимает 68 % Вселенной.

Запущенный 10 июля 2005 года, спутник «Судзаку» был разработан в японском Институте исследования космоса и развития астронавтики (ISAS), который является подразделением Японского агентства по исследованию воздушно-космического пространства (JAXA), в тесном сотрудничестве с НАСА и другими японскими и американскими организациями.
http://www.astrogorizont.com/content/read-Pocmertnoe_iccledovanie_Cudzaku
http://www.nasa.gov/mission_pages/astro-e2/news/post-mortem.html