Международная группа ученых под руководством Мартина Солара (Martin Solar) и Михала Михаловски (Michał Michałowski) из Университета Адама Мицкевича (Польша) пришла к выводу, что прародителями сверхновых типа Ic могут являются не только гигантские звезды-одиночки, как принято считать, но и менее массивные. Также астрономы полагают, что приблизились к ответу на вопрос, куда деваются водород и гелий из атмосферы таких звезд.
Результаты их исследования были некоторое время назад опубликованы в журнале Nature Communications. Ученые отмечают, что сверхновые типа Ic оказывают значительное влияние на эволюцию галактик. Но пока неясно, возникают ли сверхновые типа Ic в результате коллапса ядра очень массивных звезд или от менее массивных звезд в двойных системах.
Авторы работы пришли к выводу, что сверхновые типа Ic находятся в средах с похожей плотностью молекулярного газа. Поэтому их предшественники должны иметь сопоставимые начальные массы.
По словам Михала Михаловски, теперь стало очевидным, что звезды-компаньоны также могут сильно влиять на "жизнь" сверхновых такого типа, пишет Science Alert. Одна из гипотез образования сверхновых типа Ic предполагает наличие звезды, масса которой примерно в 20–30 раз превышает массу Солнца. Поэтому она может создавать сильные ветры, уносящие водород и гелий. По второй гипотезе, причиной может быть наличие звезды-компаньона меньшего размера, находящейся достаточно близко к более массивной и "перекачивающей" из нее водород и гелий. Этот компаньон обычно переживает сверхновую, объясняет Михаловски. Однако сила взрыва выталкивает звезду-компаньон в пространство. И в том, и в другом случае, полагают астрономы, водород и гелий теряются еще до взрыва сверхновой.
Ранее телескоп James Webb сделал детальный снимок звезды Вольфа-Райе WR 124, готовящейся стать сверхновой. Она находится на расстоянии 15 тыс. световых лет в созвездии Стрельца. Также команда астрономов из Исследовательского института наблюдательных наук Арьябхаты (Индия) проследила за редкой сверхновой SN 2015dj. Им удалось вычислить массу коллапсировавшей звезды и геометрию ее выброса.
