Составное гриано-изображение SN 2023fyq в NGC 4388, полученное обсерваторией Лас-Кумбрес 11 августа 2023 г. Положение SN 2023fyq указано белыми галочками. Фото: Донг и др., 2024 г.
Международная группа астрономов провела фотометрические и спектроскопические наблюдения сверхновой типа Ibn, известной как SN 2023fyq. Результаты кампании наблюдений, опубликованные 7 мая на сервере препринтов arXiv, указывают на то, что сверхновая испытала длительную активность предшественников, включая вспышки перед взрывом.
Сверхновые (SNe) — это мощные и яркие звездные взрывы. Они важны для научного сообщества, поскольку предлагают важные ключи к разгадке эволюции звезд и галактик. В целом SNe делятся на две группы в зависимости от их атомного спектра: тип I и тип II. В спектрах SNe типа I отсутствует водород, а у SN типа II наблюдаются спектральные линии водорода.
Сверхновые типа Ibn представляют собой подкласс сверхновых, питающихся взаимодействием, которые показывают узкие линии гелия в своих спектрах. Их кривые блеска, как правило, недолговечны, а некоторые из них даже напоминают эволюцию быстро развивающихся транзиентов.
Обнаруженная 17 апреля 2023 года переходным комплексом Цвикки (ZTF), SN 2023fyq является одной из ближайших сверхновых типа Ibn. Он расположен в соседней галактике NGC 4388, на расстоянии около 59 миллионов световых лет. 23 июня 2023 года его яркость снова резко возросла, и вскоре после этого он был классифицирован как SN типа Ibn.
Группа астрономов под руководством Изе Донга из Калифорнийского университета в Дэвисе исследовала историю SN 2023fyq до вспышки, наблюдая за полем этой сверхновой с 2019 года. Анализируя собранные данные с помощью различных наземных обсерваторий, Они стремились пролить больше света на прародителя SN 2023fyq.
Команда Донга смогла идентифицировать выбросы-предшественники SN 2023fyq примерно за три года до взрыва сверхновой. Этот выброс демонстрирует относительно быстрый рост за последние 100 дней перед взрывом.
Наблюдения показывают, что активность предвестника в SN 2023fyq может быть объяснена массопереносом в двойной системе, состоящей из маломассивной (с массой 2,5–3 массы Солнца) гелиевой звезды и компактного компаньона. Результаты показывают, что между 1000 и 100 днями до взрыва гелиевая звезда существенно расширяется на стадии горения кислорода/неона, вызывая передачу массы своему компаньону. Это привело к обнаружению эмиссии предшественника.
Кроме того, за 100–11 дней до взрыва эта двойная система испытала сокращение своей орбиты, что увеличило скорость аккреции на объект-компаньон и вызвало подъем кривой блеска. Предполагается, что окончательный подъем кривой блеска начинается примерно за 40 дней до взрыва, вероятно, из-за горения кремния в ядре или безудержного переноса массы, вызванного сокращением орбиты, что вызвало эруптивный выброс массы (около 0,3 массы Солнца). ) со скоростью на уровне 1000 км/с.
Подводя итоги, авторы статьи приходят к выводу, что финальный взрыв сверхновой мог произойти либо из-за коллапса ядра гелиевой звезды, либо из-за слияния гелиевой звезды со своим спутником.
