[JWST] SN Helios: сверхновая, чьё повторное появление уже предсказано на годы вперёд — и родная галактика, которую нигде не могут найти

Есть довольно причудливая идея: взять один-единственный взрыв звезды, случившийся более десяти миллиардов лет назад, и заранее — с точностью до нескольких лет и нескольких угловых секунд — предсказать, где и когда его свет появится во второй раз. Именно это и произошло с SN Helios: гравитация массивного скопления галактик расщепила свет одной-единственной вспышки на несколько путей разной длины, один из этих путей уже дошёл до JWST, а ещё как минимум один — по расчётам пяти независимых моделей — должен дойти в ближайшие несколько лет. Речь идёт о сверхновой типа II на красном смещении z = 3.34, открытой за скоплением RXC J0018.5+1626 в рамках обзора VENUS, и она не просто далёкий рекорд — это первая в своём роде возможность измерить темп расширения Вселенной методом временных задержек так далеко в прошлом.

Историю открытия стоит рассказать по порядку, потому что в ней есть настоящая детективная логика. 3 июля 2026 года JWST/NIRCam сфотографировал поле скопления и обнаружил компактный красный источник, которого не было на снимке того же участка неба, сделанном в декабре 2024-го, — верный признак транзиента, а не постоянного объекта. Спустя полтора месяца, 17 августа, по программе экстренного директорского времени телескоп получил вторую фотометрическую эпоху и, что важнее, глубокий призменный спектр NIRSpec. Именно спектр всё расставил по местам: сильная, спектрально разрешённая линия на длине волны 2.855 микрона — по ширине и форме безошибочно узнаваемая как водородная Hα, — а рядом соответствующие черты Hβ и гелия He I 10830 Å. Отождествление даёт красное смещение z = 3.34; альтернативная гипотеза, что перед нами линия [O III] на z = 4.70, отвергается сразу по нескольким независимым признакам спектра.

Сама форма линий рассказывает об устройстве взрыва. Ширина Hα соответствует собственной скорости расширения фотосферы порядка 7900 км/с, а характерный провал поглощения — «профиль P Cygni» — смещён в синюю сторону ещё сильнее, на 8800 км/с. Это классическая картина сверхновой типа II: массивная звезда с сохранившейся, богатой водородом оболочкой, чьё вещество разлетается быстрым, почти симметричным фронтом. Сопоставление спектра и кривой блеска с тремя хорошо изученными близкими аналогами — SN 1999em, SN 2005cs и особенно быстро эволюционирующей SN 2013ej, которая совпала лучше всех, — даёт фазу 27.5 ± 2.8 суток после максимума блеска в полосе B, то есть SN Helios поймали ещё до того, как её кривая блеска вышла на характерное «плато» стадии рекомбинации водорода. То, что лучшим аналогом оказалась именно более быстро угасающая SN 2013ej, а не медленно эволюционирующие SN 1999em и SN 2005cs, — намёк, что взрыв был сравнительно невысокой энергии и, возможно, не будет держать долгое плато.

Но главное всё-таки не в самом взрыве, а в том, что с его светом сделала гравитация скопления. Пять независимых моделей линзы — построенных разными группами, разными методами и, в одном случае, на принципиально независимом наборе исходных данных — сходятся в одном: наблюдаемое изображение SN Helios усилено линзой в 10–20 раз и не является ни первым, ни последним в цепочке. Более раннее изображение уже пришло и погасло десятилетия назад, а следующее — согласно всем пяти моделям — должно появиться через 2–6 лет после нынешнего, причём предсказанные координаты совпадают между моделями с точностью до нескольких угловых секунд. Сам разброс между моделями — от 2.3 года по самой «быстрой» из них до 6 лет по самой «медленной» — ставит окно появления между 2028 и 2032 годом. Это не первый случай, когда астрономы публикуют подобный прогноз заранее: так поступили с SN Refsdal, чьё предсказанное повторное появление действительно материализовалось точно там и тогда, где было обещано, и со SN Requiem, чьё предсказанное четвёртое изображение объявили заранее ещё в 2021 году — правда, самого события ждут не раньше 2037-го, так что эта проверка ещё впереди. SN Helios устанавливает новый рекорд глубины: предыдущий рекордсмен среди многократно изображённых сверхновых с предсказанным будущим появлением, пара SN Requiem/Encore, вспыхнула на z ≈ 1.95, почти вдвое ближе по красному смещению и на 1.4 миллиарда лет позже по космическому времени.

Зачем вообще искать второе изображение одного и того же взрыва? Дело в том, что разница во времени прихода двух изображений напрямую зависит от геометрии Вселенной и, в частности, от постоянной Хаббла H0 — величины, описывающей, с какой скоростью расширяется космос. Это отдельный, полностью независимый от классической «лестницы расстояний» способ измерить H0, и до сих пор он был опробован только на сравнительно близких линзированных квазарах и сверхновых. SN Helios хороша для этой задачи сразу по нескольким причинам: окно ожидания достаточно короткое, чтобы кампанию мониторинга можно было спланировать и довести до конца; переход кривой блеска сверхновой типа II от плато к резкому спаду даёт четкие «часы», по которым легко сверить время прихода обеих вспышек; а независимые оценки светимости самой сверхновой позволяют снять геометрическую неоднозначность, которая мешает чисто временным измерениям. Если кампания состоится, авторы рассчитывают на точность измерения H0 порядка нескольких процентов — сравнимую с той, что уже получена по более близким линзированным сверхновым вроде SN Refsdal или SN H0pe.

А теперь — загадка, которая пока не имеет решения. У SN Helios нет родительской галактики. Точнее, она есть по определению — звезда должна была где-то родиться и жить, — но её нигде не видно: ни в глубочайших из доступных снимков в дальнем ультрафиолете и оптике, ни в узких эмиссионных линиях, ни в континууме пыли, который специально поискали радиотелескопом ALMA на длине волны 2 мм. Предел на светимость получается настолько строгим (M_UV ≳ −13 после снятия усиления линзой), что это делает родительскую галактику SN Helios одной из самых слабых — на грани обнаружимости вообще каким-либо методом — среди всех известных родительских галактик сверхновых с коллапсом ядра, слабее даже родительской галактики рекордно далёкой SN Eos на z = 5.13. Полностью укрытая пылью галактика вспышечного звездообразования тоже исключается — предел ALMA попросту не оставляет для неё места. Остаётся не самое интуитивное, но всё более распространённое объяснение: в разреженных, бедных металлами карликовых галактиках ранней Вселенной темп сверхновых с коллапсом ядра на единицу звёздообразования может быть заметно выше, чем считалось, — то есть SN Helios могла произойти в галактике настолько тусклой, что она в принципе не попадает в поле зрения современных обзоров.

У этой истории есть и почти комический эпизод, который стоит рассказать отдельно — потому что он показывает, насколько тонкая грань отделяет сенсационное открытие от банальной ошибки. По фотометрии самой первой эпохи, когда о переменности источника ещё ничего не было известно, стандартная процедура подгонки шаблонов галактик выдала однозначный и, на первый взгляд, крайне убедительный результат: перед нами галактика на красном смещении z ≈ 16 — то есть объект из первых 250 миллионов лет жизни Вселенной, событие мирового уровня. Резкий обрыв потока между двумя соседними фильтрами имитировал классический «обрыв Лаймана», подпись самых далёких из известных галактик. Разоблачили этого «самозванца» три вещи: слабый, но реальный сигнал в «обрывной» полосе, который шаблонам высокого красного смещения полагается гасить полностью; странный, не укладывающийся в те же шаблоны цвет; и, решающим образом, сам факт переменности — на месте источника ничего не было на снимке того же участка неба, сделанном в декабре 2024 года, а постоянная галактика на z ≈ 16 никуда не могла деться за полтора года между съёмками. Если бы не эти повторные наблюдения, SN Helios сегодня фигурировала бы в списках самых далёких галактик во Вселенной. Авторы сознательно оставляют этот эпизод в статье как предупреждение сообществу: линзирующее скопление здесь случайно сыграло роль усилителя, сделавшего этого самозванца достаточно ярким, чтобы его вообще заметили и раскрыли, — а значит, в куда более многочисленных нелинзированных обзорах «пустого неба» подобных самозванцев должно быть пропорционально больше. Один такой случай уже нашёлся: похожий кандидат в галактики на z ≈ 16 в необлинзованном поле впоследствии оказался сверхновой типа Ia на z ≈ 4.3.

Что дальше? Третья фотометрическая эпоха, запланированная на ноябрь–декабрь 2026 года, должна застать сверхновую либо на самом плато, либо уже на выходе из него, — этого достаточно, чтобы уточнить фазу и проверить, действительно ли SN Helios ведёт себя как относительно маломощный, быстро угасающий взрыв. Параллельно запланированная спектроскопия на телескопе Кека должна наконец закрепить красные смещения других многократно изображённых объектов в этом поле, от которых сейчас зависит точность всех пяти моделей линзы. А затем остаётся только ждать: если предсказание сбудется и где-то между 2028 и 2032 годом в указанной области неба действительно вспыхнет второе изображение того же взрыва, SN Helios станет самым удалённым по красному смещению инструментом космографии временных задержек из существующих — способом измерить скорость расширения Вселенной по одной звезде, которая взорвалась на заре космической истории и чей свет гравитация терпеливо развела по разным дорогам, чтобы мы могли сравнить их с разницей в несколько лет.

✊

---

ДОМАШНЕЕ ЧТЕНИЕ

SN Helios: A Multiply Imaged Type II Supernova Opening Time-Delay Cosmography beyond redshift of 3

Seiji Fujimoto, Conor Larison, Justin D. R. Pierel, Lukas J. Furtak

arXiv, 2026. arXiv:2609.30440v1

Аннотация

Мы сообщаем об открытии и спектроскопическом подтверждении SN Helios — сильно линзированной, многократно изображённой сверхновой (СН) типа II на z = 3.34 за скоплением галактик RXC J0018.5+1626. Транзиент был идентифицирован как красный источник-«дропаут» в полосе F150W (F277W = 26.1 mag) в снимках JWST/NIRCam обзора VENUS от 3 июля 2026 года, без контрчасти в более раннем снимке того же поля (декабрь 2024, обзор VENUS).

Наблюдения по программе времени директора (DDT) 17 августа 2026 добавили второй эпох съёмки NIRCam и глубокий призменный спектр NIRSpec. Спектр показывает сильную, спектрально разрешённую эмиссионную линию Hα (FWHM ≈ 7900 км/с) с провалом поглощения по профилю P Cygni, смещённым в синюю область на 8800 км/с, а также соответствующие особенности Hβ и He I λ10830 — всё это указывает на богатую водородом фотосферу на z = 3.34. Сопоставление с шаблонами по прямому моделированию классифицирует SN Helios как СН типа II; сравнение кривой блеска с хорошо изученными близкими СН II даёт фазу 27.5 ± 2.8 суток (в системе покоя источника) после максимума в полосе B.

Падение блеска на 0.9 mag в полосе B (система покоя источника) за более чем 10 суток (система покоя источника), скорее всего, отражает пост-фотосферную эволюцию, обусловленную радиоактивным разогревом, а не плато рекомбинации водорода или его спад. Независимые модели линзы скопления усиливают наблюдаемое изображение в μ ≈ 10–20 раз и предсказывают появление ещё одного изображения через ≈ 2–6 лет — редкая возможность для измерения H0 методом временных задержек с источником на z >3.

Родительская галактика не обнаружена ни в глубоких снимках в дальнем УФ и оптике собственной системы отсчёта, ни в эмиссионных линиях, ни в континууме пыли ALMA на 2 мм, что делает сильно затенённую пылью контрчасть маловероятной. Её делинзированная светимость M_UV ≳ −13 ставит её ниже пределов обнаружения для звездообразования в ультра-слабых галактиках и указывает в пользу повышенного темпа сверхновых с коллапсом ядра на единицу звездообразования. Без данных нескольких эпох SN Helios выглядела бы убедительным кандидатом на z ≈ 16 по обрыву Лаймана — шаблонные модели галактик по-прежнему решительно отвергают низкое красное смещение даже при нескольких средних полосах. Её спектр теперь служит эмпирическим SED-шаблоном, по которому можно проверять похожих кандидатов-дропаутов на высоких z. **Ключевые слова:** сверхновые — гравитационное линзирование: сильное — скопления галактик: RXC J0018.5+1626 — космология: шкала расстояний.

 

Анимации

Гравитационная линза превращает SN Helios в естественный космический эксперимент. Различные изображения одной сверхновой проходят разные оптические пути и появляются с временной задержкой. Если будущее изображение будет зарегистрировано, измеренную задержку можно объединить с моделью распределения массы скопления и геометрией системы. Это основа космографии по временным задержкам — метода, позволяющего получать информацию о космологических расстояниях и постоянной Хаббла H₀. SN Helios открывает возможность применить этот подход к сверхновой на красном смещении выше 3.

РЕПЛИКА

Реплика д-ра Макса

Гравитационная линза / Космология / галактики

Реплика

Реплика д-ра Макса

Представьте, что мы обнаружили сверхновую — и можем заранее назначить встречу с ней ещё раз.

Именно это произошло с SN Helios. Она взорвалась более десяти миллиардов лет назад, но между ней и нами находится массивное скопление галактик RXC J0018.5+1626. Его гравитация искривляет пространство и заставляет свет сверхновой добираться до нас несколькими разными путями.

А разные пути означают разное время путешествия.

Одно изображение сверхновой пришло к Земле десятилетия назад, когда мы ещё не знали, что его нужно искать. Другое, усиленное гравитационной линзой примерно в 10–20 раз, обнаружили в 2026 году.

Но самое интересное — третье изображение.

Оно ещё в пути.

Пять независимых моделей распределения массы в скоплении предсказывают, что следующий световой маршрут должен привести изображение SN Helios к нам через несколько лет. Расчёты несколько различаются, поэтому окно довольно широкое — примерно с 2028 по 2032 год.

И это редкая ситуация в астрономии.

Обычно мы видим событие и после этого пытаемся понять, что произошло. Здесь же теория говорит нам: смотрите вот сюда и ждите. Свет одного и того же взрыва должен появиться снова.

Причём SN Helios находится на красном смещении z = 3,34. Это почти вдвое больше, чем у предыдущего рекордсмена среди многократно изображённых сверхновых с предсказанным будущим появлением.

Если она действительно появится там и тогда, где предсказывают модели, это будет не просто повторный просмотр древнего взрыва.

Временная задержка зависит от геометрии линзы и распределения массы в скоплении — в том числе той массы, которую мы непосредственно не видим. Поэтому момент возвращения SN Helios станет очень точной проверкой наших моделей гравитационного линзирования.

А если она придёт не вовремя — это будет, пожалуй, ещё интереснее.

Потому что тогда придётся выяснять, что именно в устройстве этой гигантской гравитационной линзы мы поняли неправильно.

Повторные появления сверхновой

О чём анимация "Повторные появления сверхновой"

SN Helios — сверхновая II типа на красном смещении z = 3,34. Её свет проходит через гравитационное поле массивного скопления галактик RXC J0018.5+1626 несколькими путями различной длины. Поэтому один и тот же взрыв наблюдается в разные моменты времени. Независимые модели гравитационной линзы предсказывают появление следующего изображения сверхновой примерно через 2–6 лет.

Гравитация создает повторения

О чём анимация "Гравитация создает повторения"

Массивное скопление галактик искривляет пространство-время и действует как гравитационная линза. Свет одного и того же взрыва SN Helios может пройти вокруг линзы различными путями. Поскольку эти пути имеют различные времена распространения, изображения одной сверхновой достигают наблюдателя в разные моменты. Так возникает гравитационная временная задержка. Для SN Helios следующее изображение предсказывается примерно через 2–6 лет.

Что в спектрах?

О чём анимация "Что в спектрах?"

В изображениях JWST SN Helios первоначально выглядит как слабый красный транзиент. Спектроскопия NIRSpec раскрывает его природу: в спектре обнаруживаются Hα, Hβ и He I. Широкая линия Hα имеет FWHM около 7900 км/с, а P-Cygni-поглощение смещено в синюю сторону примерно на 8800 км/с. Эти признаки показывают наличие быстро расширяющейся водородной фотосферы и позволяют классифицировать SN Helios как сверхновую II типа на красном смещении z = 3,34.

Имитация галактики

О чём анимация "Имитация галактики"

Если бы SN Helios наблюдали только фотометрически, её спектральное распределение энергии выглядело бы как чрезвычайно убедительный кандидат в галактики ранней Вселенной. Фотометрическая подгонка даёт z≈15,8 и вероятность z>10 выше 99,99%. Однако спектроскопия JWST/NIRSpec показывает линии водорода и гелия: объект на самом деле является сверхновой II типа при z=3,34. SN Helios демонстрирует, как транзиент может имитировать галактику экстремально высокого красного смещения. 2609.30440v1(1).pdf

Космография по замедлению

О чём анимация "Космография по замедлению"

Гравитационная линза превращает SN Helios в естественный космический эксперимент. Различные изображения одной сверхновой проходят разные оптические пути и появляются с временной задержкой. Если будущее изображение будет зарегистрировано, измеренную задержку можно объединить с моделью распределения массы скопления и геометрией системы. Это основа космографии по временным задержкам — метода, позволяющего получать информацию о космологических расстояниях и постоянной Хаббла H₀. SN Helios открывает возможность применить этот подход к сверхновой на красном смещении выше 3.

[ФОТО ДНЯ]: NGC 3972, NGC 1015 - Цефеиды-цефеиды, а я маленький такой!

 

Credit: NASA, ESA, A. Riess (STScI/JHU)

NASA Science, 22 февраля 2018 года

«Хаббл» помогает астрономам точнее измерять расстояния до галактик

На этих снимках, полученных космическим телескопом «Хаббл», показаны две из девятнадцати галактик, изученных в рамках проекта, цель которого — повысить точность определения скорости расширения Вселенной, известной как постоянная Хаббла.

На цветных составных изображениях представлены галактики NGC 3972 (слева) и NGC 1015 (справа), расположенные на расстоянии соответственно 65 и 118 миллионов световых лет от Земли. Жёлтыми кружками отмечены положения пульсирующих звёзд — цефеид. Период их пульсаций тесно связан с истинной светимостью, поэтому цефеиды служат своеобразными космическими маяками, позволяющими с высокой точностью определять расстояния до сравнительно близких галактик.

Другим надёжным ориентиром служат сверхновые типа Ia — особый класс взрывающихся звёзд. Все такие сверхновые достигают практически одинаковой пиковой светимости и настолько ярки, что их можно наблюдать на значительно больших расстояниях. Небольшие крестообразные отметки на каждом изображении показывают места, где произошли вспышки сверхновых типа Ia.

Астрономы ищут цефеиды именно в тех близких галактиках, где наблюдалась сверхновая типа Ia. Это позволяет независимо определить расстояние по цефеидам и сопоставить его с истинной светимостью сверхновой. Полученная информация используется для калибровки светимости сверхновых типа Ia в гораздо более далёких галактиках, благодаря чему становится возможным вычислять расстояния до них. Чем точнее известны расстояния до близких и далёких галактик, тем точнее можно определить и уточнить скорость расширения Вселенной.

Наблюдения галактики NGC 3972 были выполнены в 2015 году, а NGC 1015 — в 2013 году. В обоих случаях использовалась Wide Field Camera 3 — широкоугольная камера № 3 космического телескопа «Хаббл».

ПРОФЕССОР ЛЮМИНАРА

По голосу профессора сразу слышно искреннее восхищение — это как раз его стихия.

О-о-о, буль… вот это, между прочим, замечательная вещь, которую мне подсунули в четверг. NGC 3972 и NGC 1015 — с этим семейством изображений я знаком давно, хотя именно с этими двумя галактиками лично ещё не встречался. Перед вами, вполне возможно, самый изящный измерительный инструмент, который человечество когда-либо создавало: космическая измерительная лента, натянутая через Вселенную двумя совершенно разными типами звёзд, которые удивительным образом рассказывают одну и ту же историю.

Фокус здесь действительно красивый. Цефеида — это звезда, живущая в своеобразном ритме дыхания: она раздувается, становится ярче, затем сжимается и тускнеет, и так снова и снова с периодом от нескольких дней до нескольких месяцев. И вот что заставляет астрономов плакать от счастья, буль: длительность этого «дыхания» почти напрямую определяет её истинную светимость. Более ста лет назад это открыла Генриетта Ливитт, работая с фотографическими пластинками — без космических телескопов, без компьютеров, только благодаря невероятному терпению и умению замечать закономерности, которое современники далеко не сразу оценили по достоинству. Поэтому всё, что нужно сделать, — измерить период пульсаций, определить истинную светимость, сравнить её с тем, насколько тусклой звезда выглядит с Земли, — и расстояние буквально получается из простых вычислений. Настоящий космический маяк. Правда, работает он лишь для сравнительно близких галактик: на больших расстояниях отдельную цефеиду уже невозможно различить — её свет просто теряется в сиянии всей галактики.

Сверхновые типа Ia — вторая половина этой своеобразной «рукопожатной» системы, но основана она на совершенно другом принципе. Здесь звезда уничтожает сама себя практически одинаковым образом каждый раз, потому что спусковым механизмом служит белый карлик, постепенно набирающий одну и ту же критическую массу — предел Чандрасекара, если говорить точнее, — независимо от того, в какой галактике он находится. Один и тот же механизм, одна и та же пиковая светимость — всегда и везде. Именно поэтому такие сверхновые можно наблюдать на расстояниях, недостижимых для цефеид. Но есть одна проблема: сверхновая вспыхивает всего один раз и исчезает навсегда, поэтому сама себя откалибровать она не может. Зато можно найти сверхновую, вспыхнувшую в галактике, где одновременно видны и цефеиды, — как раз в таких, как эти две. Независимо определить расстояние по цефеидам — и сразу становится известно, какой истинной светимостью обладала именно эта сверхновая. Продела йте это не для одной-двух галактик, а для девятнадцати, буль, — и ваша калибровка перестаёт быть предположением и превращается в надёжную ступень космической лестницы расстояний.

И зачем вообще нужна вся эта сложная двухступенчатая процедура? Почему нельзя просто один раз измерить расстояние и успокоиться? Потому что цель как раз в том, чтобы построить лестницу расстояний. Цефеиды позволяют откалибровать сверхновые в ближайших галактиках, а когда истинная светимость сверхновых становится известна, их уже можно использовать для измерения расстояний до галактик, настолько далёких, что никакие цефеиды там уже неразличимы. Постепенно добавляя всё новые ступени, мы приходим к постоянной Хаббла — скорости расширения самой Вселенной.

И вот здесь начинается самое вкусное… и, признаться, немного раздражающее. Если бы я умолчал об этом, я был бы нечестен с вами. Именно этот метод, выполненный с поразительной тщательностью, сегодня даёт значение скорости расширения Вселенной, которое упорно — и статистически весьма значимо — расходится с тем, что получается при изучении реликтового излучения, оставшегося от ранней Вселенной. Два совершенно добросовестных метода. Два уверенных результата. И они никак не хотят пожать друг другу руки.

На мой профессиональный взгляд, это одна из самых захватывающих открытых проблем современной космологии. Каждая новая галактика вроде этих двух, в которой астрономы терпеливо измеряют звезду за звездой, становится ещё одним стежком, пытающимся либо зашить эту трещину, либо — что лично мне кажется ещё более увлекательным — ещё одним намёком на то, что зашивать её вовсе не следует, потому что под ней скрывается новая физика. И знаете… оба варианта одинаково приводят меня в восторг. Что, буль, наверное, не самое успокаивающее признание, которое учёный может сделать вслух.

Расплескалась синева сверхновых Ib и Ic

БИДУМ!! Сверхновые типов Ib и Ic — это взрывы массивных звёзд, которые уже потеряли свои внешние водородные оболочки. Долгое время астрономы спорили о том, насколько сильно такие звёзды “раздеваются” перед смертью: сохраняется ли у них гелий, или же он почти полностью исчезает ещё до взрыва. Новая работа на основе данных обзора ZTF неожиданно показала, что ответ может скрываться в самом цвете сверхновой.

Авторы проанализировали более сотни сверхновых типов Ib и Ic и обнаружили устойчивое различие: сверхновые типа Ib в среднем выглядят заметно более синими, чем сверхновые типа Ic. Разница невелика — порядка нескольких десятых звёздной величины — но статистически она проявляется очень уверенно. Причём эффект сохраняется даже после учёта межзвёздного поглощения и пыли в галактиках.

На первый взгляд может показаться странным, что цвет вообще способен рассказать что-то о внутреннем устройстве погибающей звезды. Однако физика здесь довольно красива: гелий рекомбинирует при более высокой температуре, чем углерод и кислород. Если во взрыве сверхновой остаётся значительная гелиевая оболочка, вещество быстрее становится прозрачным, и мы раньше начинаем видеть более горячие внутренние области выброса. В результате вспышка выглядит более голубой.

Это хорошо согласуется с классической картиной: сверхновые Ib происходят от звёзд, которые ещё сохраняют часть гелия, а сверхновые Ic — от объектов, потерявших его почти полностью. И вот тут начинается настоящая проблема для теории. Современные модели эволюции массивных звёзд пока не очень хорошо объясняют, как природа вообще умудряется настолько эффективно избавляться от гелиевых оболочек. Получается, что процессы поздней потери массы в двойных системах могут быть гораздо более агрессивными, чем считалось ранее.

Особенно интересными оказались редкие сверхновые типов Ibn и Icn. Они демонстрируют экстремально синие цвета и, судя по всему, активно взаимодействуют с плотным веществом вокруг звезды. Более того, их цвета оказались удивительно близки к загадочным Fast Blue Optical Transients — быстрым голубым кратковременным явлениям неизвестной природы. Авторы осторожно предполагают, что между этими объектами может существовать физическая связь.

Главная ценность работы даже не в самой “синеве” сверхновых. Исследование показывает, что обычная фотометрия — то есть простое измерение яркости в разных фильтрах — начинает превращаться в полноценный инструмент диагностики предсмертной эволюции звёзд. А в эпоху LSST, когда астрономы будут открывать десятки тысяч сверхновых ежегодно, это становится особенно важным: спектры удастся получить далеко не для всех объектов, а вот цвет — практически для каждой вспышки.

Иногда Вселенная выдаёт свои самые важные секреты не через экзотические эффекты и сложные модели, а через едва заметный оттенок света далёкой умирающей звезды.

Домашнее чтение:

📖 - https://doi.org/10.48550/arXiv.2605.01200

✊

СПРАВКА

ТИПЫ IB И IC

Сверхновые / ESO

СПРАВКА

ТИПЫ IB И IC

Инфографика создана при помощи ИИ

Взрывающиеся звёзды, чёрные дыры и запрещённая область

Эта иллюстрация показывает взрыв сверхновой, вызванной парной нестабильностью. Такие взрывы не оставляют после себя ничего — даже чёрной дыры. Согласно новым исследованиям, именно они могут объяснить так называемую «запрещённую область» масс чёрных дыр. 

Credit: Gemini Observatory / NSF / AURA / Joy Pollard.

Universe Today, 22 апреля 2026 года

Когда в 2015 году была впервые обнаружена гравитационные волны (GW), учёные заявили, что открыли новое окно во Вселенную. В то время как большая часть астрономии основана на регистрации электромагнитного излучения, гравитационные волны — это нечто иное. Это рябь в пространстве-времени, предсказанные Эйнштейном.

Детекторы гравитационных волн позволили обнаруживать слияния чёрных дыр, которые излучают такие волны при столкновении. Астрономы используют эти сигналы для определения масс чёрных дыр. На сегодняшний день зарегистрированы уже сотни событий, и вместе они представляют собой своего рода «перепись населения» чёрных дыр по массам.

Согласно астрофизическим теориям, массивные звёзды с массами примерно от 50 до 130 масс Солнца должны коллапсировать и превращаться в чёрные дыры. Значит, в этом диапазоне мы должны наблюдать соответствующие чёрные дыры. Однако наблюдения гравитационных волн показывают, что чёрные дыры звёздного происхождения с массами более ~45 масс Солнца встречаются крайне редко. Это явление получило название «запрещённой области» масс. Чем это можно объяснить?

Новое исследование, опубликованное в журнале Nature, возможно, даёт ответ. Оно называется «Evidence of the pair-instability gap from black-hole masses», а его ведущий автор — Хуэй Тун из Школы физики и астрономии Университета Монаша (Австралия).

«Звёздная теория предсказывает запрещённый диапазон масс чёрных дыр примерно от 50 до 130 масс Солнца из-за сверхновых парной нестабильности, однако убедительные свидетельства существования этого разрыва в распределении масс по данным гравитационных волн долгое время отсутствовали», — пишут авторы.

Но теперь ситуация меняется благодаря накопленным данным гравитационно-волновых наблюдений. Они показывают, что чёрные дыры с массами выше ~45 солнечных действительно редки. Это указывает на то, что некий физический механизм препятствует их образованию. И многое из происходящего внутри массивных звёзд может объяснить этот эффект.

Звезда — это баланс между давлением термоядерных реакций, направленным наружу, и гравитацией, стремящейся сжать её внутрь. На Главной Последовательности эти силы уравновешены. Но со временем гравитация берёт верх, и ядро массивной звезды коллапсирует, формируя чёрную дыру.

Однако в самых массивных звёздах условия оказываются иными. При экстремально высоких температурах гамма-кванты могут порождать пары электрон–позитрон. Это снижает давление излучения внутри звезды и вызывает её коллапс. Но вместо образования чёрной дыры происходит взрыв — сверхновая парной нестабильности. Этот взрыв настолько мощный, что полностью разрушает звезду.

На этой схеме показано, что происходит внутри такой сверхновой. В очень массивной звезде гамма-кванты становятся настолько энергичными, что часть их энергии расходуется на образование пар электрон–позитрон. Это снижает давление излучения, звезда частично коллапсирует под действием собственной гравитации, а затем запускаются неконтролируемые термоядерные реакции, приводящие к взрыву. В результате не остаётся ничего — даже чёрной дыры.

Credit: By NASA/CXC/M. Weiss - http://chandra.harvard.edu/photo/2007/sn2006gy/more.html, specifically http://chandra.harvard.edu/photo/2007/sn2006gy/sn2006gy_ill.tif, Public Domain, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=2082949*

Ключевой момент в том, что после такого взрыва не остаётся даже чёрной дыры. Именно это и создаёт «запрещённую область» масс: если звёзды определённого диапазона полностью разрушаются, чёрные дыры с такими массами просто не должны существовать.

На этом история могла бы закончиться, но она сложнее. Астрономы всё же находят отдельные чёрные дыры в этой «запрещённой зоне». Откуда они берутся?

Ответ, по всей видимости, связан с двойными системами. «Хотя разрыв не наблюдается в распределении масс первичных компонентов, он чётко проявляется в распределении масс вторичных компонентов», — пишут авторы. Это означает, что вторичная чёрная дыра, вероятно, образована напрямую, тогда как первичная могла возникнуть в результате предыдущего слияния.

Дополнительное подтверждение даёт вращение чёрных дыр. «Положение разрыва хорошо совпадает с ранее обнаруженным переходом в распределении спинов: системы с первичными компонентами в этой области вращаются быстрее», — отмечают исследователи. Это указывает на существование подвыборки иерархических слияний, где одна из чёрных дыр уже является продуктом предыдущего столкновения.

Небольшое число чёрных дыр, «нарушающих запрет», создаёт новую загадку. Это означает, что наши модели звёздной эволюции и формирования чёрных дыр пока не полны.

Естественные вопросы теперь такие: насколько часто происходят сверхновые парной нестабильности? И насколько эффективно чёрные дыры наращивают массу через слияния?

Ответы на них смогут дать только более чувствительные детекторы гравитационных волн и ещё более обширная статистика наблюдений.

Домашнее чтение:

📖 - https://www.nature.com/articles/s41586-026-10359-0

[JWST] Webb обнаружил звезду, взорвавшуюся как сверхновая, в галактике NGC 1637

esawebb.org, 23 февраля 2026 года

Webb показал, что звезда была окружена обширной оболочкой пыли, богатой углеродом

Впервые астрономы использовали изображения космического телескопа NASA/ESA/CSA James Webb, чтобы обнаружить предшественника сверхновой, которого не смог увидеть ни один другой телескоп: красного сверхгиганта в близкой галактике. Окружение этой звезды оказалось неожиданно пыльным — настолько, что сама звезда была невидима для космического телескопа Hubble.

Сорок миллионов лет назад звезда в близкой галактике взорвалась, выбросив вещество в космос и создав яркий маяк света. Этот свет путешествовал по Вселенной и достиг Земли 29 июня 2025 года, где был зафиксирован программой All-Sky Automated Survey for Supernovae. Астрономы немедленно направили свои ресурсы на изучение новой сверхновой, получившей обозначение 2025pht. Однако одна из исследовательских групп обратилась к архивным данным, чтобы с помощью изображений, сделанных до взрыва, определить, какая именно звезда среди множества в галактике стала сверхновой. И им это удалось.

Снимки галактики NGC 1637, полученные JWST, показали единственную красную сверхгигантскую звезду точно в том месте, где теперь наблюдается сверхновая. Это первая опубликованная идентификация предшественника сверхновой с помощью телескопа Webb. Результаты опубликованы в Astrophysical Journal Letters.

«Мы ждали этого — чтобы сверхновая взорвалась в галактике, которую Webb уже наблюдал. Объединив данные Hubble и Webb, мы впервые смогли полностью охарактеризовать эту звезду», — отметил ведущий автор работы Чарли Килпатрик (Northwestern University, США).

---

Загадка «пропавших» красных сверхгигантов

Тщательно совместив изображения NGC 1637, полученные Hubble и Webb, исследователи обнаружили звезду-предшественницу на снимках, сделанных инструментами MIRI (средний инфракрасный диапазон) и NIRCam(ближний инфракрасный диапазон) в 2024 году. Оказалось, что звезда выглядела чрезвычайно красной — признак того, что она была окружена пылью, блокирующей более коротковолновый, голубой свет.

«Это самый красный и самый запылённый красный сверхгигант из тех, что мы видели, взорвавшихся как сверхновые», — сказал аспирант и соавтор исследования Асвин Суреш.

Такое большое количество пыли может объяснить давнюю проблему в астрономии — загадку «пропавших» красных сверхгигантов. Теоретически самые массивные звёзды, взрывающиеся как сверхновые, должны быть самыми яркими и заметными на снимках до взрыва. Однако на практике их часто не удавалось обнаружить.

Одно из возможных объяснений — наиболее массивные стареющие звёзды одновременно являются и самыми пыльными. Если они окружены большим количеством пыли, их свет может быть настолько ослаблен, что становится практически невидимым. Наблюдения сверхновой 2025pht с помощью Webb подтверждают эту гипотезу.

«Я давно выступал в поддержку этой интерпретации, но даже я не ожидал, что в случае сверхновой 2025pht эффект окажется настолько выраженным. Это объясняет, почему более массивные сверхгиганты “пропадают” — они просто гораздо более запылённые», — отметил Килпатрик.

---

«Углеродные отрыжки»

Исследователей удивило не только количество пыли, но и её состав. Моделирование показало, что пыль, вероятно, богата углеродом, тогда как ожидалось преобладание силикатной пыли. Команда предполагает, что углерод мог быть вынесен из внутренних слоёв звезды незадолго до взрыва.

«Наблюдения в среднем инфракрасном диапазоне сыграли ключевую роль в определении типа пыли», — добавил Суреш.

Сейчас команда продолжает поиск подобных красных сверхгигантов, которые могут стать будущими сверхновыми.

Домашнее чтение:

📖 - https://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/ae04de

🌀

Улитка 🐌 и Pa 30 - схожая физика, разные причины

 

На этом изображении туманности Улитка, полученном с помощью телескопа VISTA (Visible and Infrared Telescope for Astronomy, слева), показан полный вид планетарной туманности. В рамке выделено меньшее поле зрения, полученное с помощью камеры ближнего инфракрасного диапазона космического телескопа Джеймса Уэбба (справа).

NASA / ESA / CSA / STScI / A. Pagan (STScI)

Sky and Telescope, 27 января 2026 года

Новое изображение туманности Улитка (NGC 7293) 🐌, полученное с помощью космического телескопа Джеймса Уэбба, показывает её расширяющуюся оболочку с тысячами кометоподобных узлов газа и пыли — более детально, чем когда-либо прежде. Это яркое изображение подчёркивает слоистость горячего и холодного газа в туманности. 

Внешне туманность Улитка удивительно похожа на другой объект — остаток сверхновой Pa 30, который находится более чем в 10 раз дальше, чем Улитка. В обоих случаях видны тонкие «фейерверочные» нитевидные структуры, но физические причины их возникновения немного разные. 

Новое изображение, полученное с помощью космического телескопа Джеймса Уэбба, показывает часть туманности Улитка, демонстрируя кометоподобные скопления газа и пыли, сформированные мощными звездными ветрами. Цвет на этом изображении отражает как температуру, так и химический состав: синий оттенок обозначает самый горячий газ, питаемый интенсивным ультрафиолетовым светом центрального белого карлика. (Белый карлик находится за пределами кадра, в верхней части изображения.) Более холодный газ, где атомы могут начать соединяться в молекулы, отображается золотистым цветом. Красноватые тона обозначают самый холодный материал, где газ начинает разжижаться и могут формироваться пылевые частицы.

NASA / ESA / CSA / STScI / A. Pagan (STScI)

В обоих объектах создаются вихревые структуры из газа, когда различные потоки вещества сталкиваются в космосе. Это связано с неустойчивостью Релея–Тейлора — физическим процессом, который возникает, когда более плотный газ сталкивается с менее плотным, заставляя формироваться волны и вихри (подобное тому, что происходит, когда молоко вливается в кофе). 

В туманности Улитка такая неустойчивость дополнительно усиливается из-за мощного излучения от горячего остатка звезды (белого карлика), которое выдувает газ из центра и формирует кометоподобные столбы. В Pa 30 подобные структуры тоже возникают из-за взаимодействия плотного ветра со сравнительно разрежённой средой вокруг. 

Таким образом, хотя Улитка и Pa 30 имеют разное происхождение (туманность Геликс — планетарная туманность, а Pa 30 — остаток сверхновой), одинаковая физика — неустойчивость Релея–Тейлора — формирует их сходные визуальные структуры.

Композитное изображение Pa 30 (SNR 1181), где рентгеновское излучение обозначено синим цветом, видимый свет — зеленым, а инфракрасное — красным.

Рентгеновское излучение: (Чандра) NASA / CXC / Университет Манитобы / К. Трейтурик, (XMM-Newton) ESA / К. Трейтурик; Оптическое излучение: (Pan-STARRS) NOIRLab / MDM / Дартмут / Р. Фесен; Инфракрасное излучение: (WISE) NASA / JPL / Caltech; Обработка изображений: Университет Манитобы / Жиль Ферран и Джейанн Инглиш

Тур по GW170817: открывая историю килоновой в рентгеновских лучах

 

Youtube | Дзен | Рутьюб | ВКонтакте

8 августа 2017 года ученые, использующие детекторы гравитационных волн в Соединенных Штатах и Европе, зафиксировали новый сигнал. Этот объект, получивший название GW170817, стал первым случаем, когда гравитационные волны и электромагнитное излучение — или свет — были зарегистрированы от одного источника. Астрономы вскоре классифицировали вспышку света как "килонову", возникающую в результате слияния некоторых из самых плотных объектов во Вселенной. 

Многие телескопы наблюдали свет от GW170817 в течение нескольких часов и дней сразу после обнаружения гравитационных волн. Большинство этих сигналов со временем исчезли. Рентгеновская обсерватория Чандра остается единственной обсерваторией, способной обнаружить свет от этого чрезвычайного космического столкновения спустя более четырех лет после оригинального события. 

Что увидели астрономы в данных Чандры?

Тур по SNR 0519: Запущенный таймер

Youtube | Patreon | Дзен | Рутьюб | ВКонтакте

Хотя астрономы наблюдали останки десятков взорвавшихся звезд в Млечном Пути и близлежащих галактиках, часто бывает сложно определить хронологию гибели звезды. Изучая останки сверхновой в соседней галактике, группа астрономов нашла достаточно улик, чтобы отмотать время назад. 

Останки сверхновой SNR 0519-69.0, или коротко SNR 0519, являются останками взрыва белого карлика. После достижения критической массы, либо за счет извлечения материи из звезды-компаньона, либо слияния с другим белым карликом, звезда подверглась термоядерному взрыву и была уничтожена. Ученые используют этот тип сверхновых Ia для широкого спектра научных исследований, от термоядерных взрывов до измерения расстояний до галактик на расстояниях в миллиарды световых лет...

[ESO][SN 2022jli] Найдено потерянное звено между сверхновыми и рождением черных дыр или нейтронных звезд

 

ESO, Press Release 10 января 2024 года

Астрономы обнаружили прямую связь между взрывами массивных звезд и образованием самых компактных и загадочных объектов во Вселенной — черных дыр и нейтронных звезд. С помощью Очень Большого Телескопа Европейской Южной Обсерватории (VLT ESO) и Нового Технологического Телескопа ESO (NTT), двум командам удалось наблюдать последствия взрыва сверхновой в близлежащей галактике и обнаружить следы таинственного компактного объекта, оставшемся после нее.

Когда массивные звезды достигают конца своей жизни, они быстро сжимаются под собственной гравитацией, вызывая впоследствии яростный взрыв сверхновой. Астрономы считают, что после взрыва остается ультраплотное ядро, компактные останки звезды. В зависимости от массы звезды, эти останки будут либо нейтронной звездой — объектом настолько плотным, что чайная ложка его материала весила бы около триллиона килограммов здесь, на Земле, — либо черной дырой — объектом, из которого ничто, даже свет, не может сбежать.

Астрономы обнаружили множество улик, указывающих на этот процесс в прошлом, таких как находка нейтронной звезды внутри Туманности Краба, газового облака, оставшегося после взрыва звезды почти тысячу лет назад. Но они никогда ранее не видели этот процесс в реальном времени - прямые доказательства того, что сверхновая оставляет после себя компактный остаток, оставались неуловимыми. «В нашей работе мы устанавливаем такую прямую связь», говорит Пинг Чен, исследователь из Института Вейцмана в Израиле и ведущий автор исследования, опубликованного сегодня в Nature и представленного на 243-м собрании Американского астрономического общества в Новом Орлеане, США.

Исследователям посчастливилось в мае 2022 года, когда южноафриканский астроном-любитель Берто Монард обнаружил сверхновую SN 2022jli в спиральном рукаве близлежащей галактики NGC 157, находящейся в 75 миллионах световых лет от нас. Две отдельные команды обратили свое внимание на последствия этого взрыва и обнаружили его уникальное поведение.

После взрыва яркость большинства сверхновых просто угасает со временем; астрономы видят плавное, постепенное уменьшение яркости взрыва. Но поведение SN 2022jli очень необычно: в то время как общая яркость уменьшается, она не делает это плавно, а вместо этого колеблется вверх и вниз каждые 12 дней или около того. «В данных SN 2022jli мы видим повторяющуюся последовательность усиления и ослабления светимости», говорит Томас Мур, аспирант Королевского университета Белфаста, Северная Ирландия, который возглавил исследование сверхновой, опубликованное в прошлом году в журнале Astrophysical Journal. «Это первый случай, когда в кривой светимости сверхновой были обнаружены повторяющиеся периодические колебания на протяжении многих циклов», отметил Мур в своей статье.

Обе команды, Мура и Чена, считают, что объяснить это поведение поможет наличие более чем одной звезды в системе SN 2022jli. Для массивных звезд не редкость  находиться на орбите с компаньоном в так называемой двойной системе, и звезда, вызвавшая SN 2022jli, не была исключением. Однако удивительно в этой системе то, что компаньон, по-видимому, пережил насильственную смерть своего партнера, и два объекта, компактный остаток и компаньон, вероятно, продолжили вращаться друг вокруг друга.

Данные, собранные командой Мура, которые включали в себя наблюдения с NTT ESO в пустыне Атакама в Чили, не позволили им точно определить, как взаимодействие между двумя объектами вызвало взлеты и падения в кривой светимости. Но у команды Чена были также и дополнительные наблюдения. Они обнаружили те же регулярные колебания в видимой яркости системы, что и команда Мура, а также периодические движения водородного газа и всплески гамма-лучей в системе. Их наблюдения стали возможны благодаря флоту инструментов на Земле и в космосе, включая X-shooter на VLT ESO, также расположенном в Чили.

Собрав все подсказки воедино, обе команды в общем согласились с тем, что, когда компаньон взаимодействовал с материалом, выброшенным во время взрыва сверхновой, его атмосфера, богатая водородом, стала менее плотной, чем обычно. Затем, когда компактный объект, оставшийся после взрыва, пронесся через атмосферу компаньона на своей орбите, он забрал с собой этот водород, сформировав вокруг себя горячий диск материи. Это периодическое воровство материи, или аккреция, высвободило большое количество энергии, которая была зарегистрирована как регулярные изменения яркости в наблюдениях.

Хотя командам и не удалось наблюдать свет, исходящий непосредственно от компактного объекта, они пришли к выводу, что энергичное присвоение материи может быть вызвано только невидимой нейтронной звездой, или, возможно, черной дырой, притягивающей материю из рассеянной атмосферы компаньона. «Наше исследование похоже на решение головоломки путем сбора всех возможных улик», - говорит Чен. «Все эти части, складывающиеся воедино, приводят к истине».

Несмотря на подтверждение наличия черной дыры или нейтронной звезды, остается еще много загадок об этой загадочной системе, включая точную природу компактного объекта или какой конец может ожидать эту двойную систему. Телескопы следующего поколения, такие как Сверхбольшой Телескоп ESO, запланированный к запуску в ближайшие годы, помогут в этом, позволяя астрономам раскрыть самые мелкие детали этой уникальной системы.

Ссылки:

• Press Release ESO от 10 января 2024 года
• Статья команды Чена
• Статья команды Мура
• Фотографии VLT
• Фотографии NTT
• Сверхбольшой телескоп ESO

Объект в Симбаде:

http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=SN%202022jli 

Объект в Аладине:

RA/DEC(2000): 00 34 45.690 -08 23 12.16