Введение
Сверхновая, по крайней мере в десять раз более яркая, чем обычная сверхновая.
Сверхсветовая сверхновая (SLSN, множественное число – сверхсветовые сверхновые или SLSNe) – это тип звездного взрыва со светимостью в 10 и более раз превышающей светимость обычных сверхновых. Как и сверхновые, SLSNe, по-видимому, возникают в результате нескольких механизмов, что легко установить по их световым кривым и спектрам. Существует несколько моделей, объясняющих условия, при которых может образоваться SLSN, включая коллапс ядра в особо массивных звездах, миллисекундные магнитары, взаимодействие с околозвездным веществом (CSM-модель) или сверхновые, вызванные неустойчивостью электрон-позитронных пар. Первая подтвержденная сверхсветовая сверхновая, связанная с гамма-всплеском, была обнаружена лишь в 2003 году, когда GRB 030329 осветил созвездие Льва. SN 2003dh ознаменовала гибель звезды, масса которой в 25 раз превышала массу Солнца, при этом вещество было выброшено со скоростью более одной десятой скорости света. Звезды с M ≥ 40 M☉, вероятно, приводят к образованию сверхсветовых сверхновых.
Классификация
Открытия многих SLSNe в XXI веке показали, что они не только ярче большинства сверхновых на порядок, но и их остатки вряд ли питаются типичным радиоактивным распадом, который отвечает за наблюдаемые энергии обычных сверхновых. События SLSNe используют отдельную схему классификации, чтобы отделить их от обычных сверхновых типов Ia, Ib/Ic и II, примерно различая спектральные характеристики богатых водородом и бедных водородом событий. SLSNe, богатые водородом, классифицируются как тип SLSN II, при этом наблюдаемое излучение проходит через изменяющуюся непрозрачность плотной расширяющейся водородной оболочки. Большинство событий, бедных водородом, классифицируются как тип SLSN I, с видимым излучением, производимым из большой расширяющейся оболочки вещества, питаемой неизвестным механизмом. Третья, менее распространенная группа SLSNe также бедна водородом и аномально ярка, но явно питается радиоактивностью от 56Ni. Растущее число открытий показывает, что некоторые SLSNe не укладываются четко в эти три класса, поэтому были описаны дополнительные подклассы или уникальные события. Многие или все SLSN I демонстрируют спектры без водорода или гелия, но имеют кривые блеска, сопоставимые с обычными сверхновыми типа Ic, и теперь классифицируются как SLSN Ic. PS1 10afx – необычно красная SLSN без водорода с чрезвычайно быстрым подъемом к почти рекордному пику светимости и необычно быстрым спадом. PS1 11ap похожа на SLSN типа Ic, но имеет необычно медленный подъем и спад. Она была связана с гамма-всплеском GRB 980425 и классифицируется как сверхновая типа Ic из-за ее характерных спектральных свойств в радиодиапазоне, указывающих на наличие релятивистского вещества.
Модель материала околозвездного
Почти все наблюдаемые SLSNe демонстрируют спектры, схожие со спектрами сверхновых типа Ic или типа IIn. Считается, что SLSNe типа Ic возникают в результате выбросов джетов от аккреционного диска к черной дыре, в то время как SLSNe типа IIn имеют существенно отличающиеся кривые блеска и не связаны с гамма-всплесками. Сверхновые типа IIn всегда окружены плотной туманностью, вероятно, выброшенной самой звездой-предшественником, и этот околозвездный материал (CSM) считается причиной повышенной светимости. Когда вещество, выброшенное при первоначальном взрыве обычной сверхновой, сталкивается с плотным туманным веществом или пылью вблизи звезды, ударная волна эффективно преобразует кинетическую энергию в видимое излучение. Этот эффект значительно усиливает продолжительность и экстремальную светимость этих сверхновых, даже если начальная энергия взрыва была сопоставима с энергией обычных сверхновых. Хотя теоретически любой тип сверхновой может привести к возникновению SLSNe типа IIn, теоретические ограничения на размеры и плотности окружающего CSM указывают на то, что они почти всегда образуются непосредственно перед наблюдаемым событием сверхновой из самой центральной звезды-предшественника. Вероятными кандидатами на роль таких звезд являются гипергиганты или звезды типа LBV, которые, по-видимому, испытывают значительную потерю массы, например, из-за нестабильности Эддингтона, как в случае SN2005gl.
Сверхновая с парами нестабильности
Другой тип предполагаемой сверхновой SLSN – сверхновая с парной неустойчивостью, первым наблюдаемым примером которой, возможно, является SN 2006gy. Это событие сверхновой было зарегистрировано в галактике на расстоянии около 238 миллионов световых лет (73 мегапарсека) от Земли. Теоретическая основа коллапса при парной неустойчивости известна уже много десятилетий и была предложена в качестве основного источника элементов с большей массой в ранней Вселенной, когда взрывались сверхмассивные звёзды III популяции. В сверхновой с парной неустойчивостью эффект образования пар вызывает резкое падение давления в ядре звезды, приводящее к быстрому частичному коллапсу. Гравитационная потенциальная энергия, высвобождающаяся при коллапсе, вызывает неуправляемое слияние в ядре, которое полностью разрушает звезду, не оставляя после себя остатка. Модели показывают, что это явление возможно только в звёздах с крайне низкой металличностью и массой от 130 до 260 солнечных масс, что делает их крайне редкими в современной Вселенной. Хотя изначально предполагалось, что взрывы SLSN будут в сотни раз мощнее обычных сверхновых, современные модели предсказывают, что они на самом деле производят светимости, варьирующиеся примерно от уровня обычной сверхновой с коллапсом ядра до, возможно, в 50 раз больше, хотя и остаются яркими значительно дольше.
Выброс магнитной энергии
Модели формирования и последующего замедления магнитаров предсказывают гораздо большую светимость, чем у обычных сверхновых, и соответствуют наблюдаемым характеристикам как минимум некоторых сверхновых типа SLSNe. В случаях, когда неустойчивость электрон-позитронных пар не может адекватно объяснить сверхновую типа SLSN, объяснение, связанное с магнитаром, представляется более вероятным.
Другие модели
Все еще существуют модели взрывов SLSN, возникающих в двойных системах, с участием белых карликов или нейтронных звезд в необычных конфигурациях или в результате слияний, и некоторые из них предлагаются для объяснения наблюдаемых гамма-всплесков.