В феврале 1987 года в Большом Магеллановом Облаке (БМО) вспыхнула сверхновая, которая на ближайшие десятилетия стала одним из основных центров притяжения для исследователей поздних стадий звёздной эволюции. И причина не только в том, что это первая «близкая» сверхновая, вспыхнувшая в телескопическую эру. Вспышка также впервые появилась на участке неба, для которого существовали многочисленные архивные фотографии (с конца XIX века), запечатлевшие звезду-предшественницу. И отождествить её удалось практически сразу после вспышки: на снимках, полученных до 1987 года, в точке взрыва находилась звезда Sk -69°202, которая после взрыва исчезла.

К сожалению, при жизни Sk -69°202 ничего особенного собою не представляла, поэтому набор данных о ней весьма ограничен, однако его оказалось достаточно, чтобы озадачить теоретиков. До этого времени предполагалось, что все умеренно массивные звёзды перед вспышкой сверхновой превращаются в красные гиганты. Sk -69°202 со всей очевидностью красным сверхгигантом не была, а являлась голубым сверхгигантом. Это серьёзное отличие: раздутие и сопутствующее охлаждение (покраснение) внешней оболочки звезды являются признаком исчерпания термоядерного топлива в её ядре. Если звезда остаётся горячей (голубой) – значит, топливо ещё есть и до конца далеко. Казалось бы. Ан нет!

Теоретики не были бы теоретиками, если бы оперативно не придумали с десяток объяснений того, почему в БМО взорвался именно голубой, а не красный сверхгигант. И это нормально: до 1987 года ни у кого не было возможности непосредственно посмотреть на звезду за несколько лет до взрыва, и потому не удивительно, что имевшиеся модели оказались чрезмерно упрощёнными. Есть целый ряд причин, по которым звезда-предшественница сверхновой 1987A могла не оправдать теоретических ожиданий. Например, перед взрывом она могла находиться на «голубой петле» диаграммы Герцшпрунга – Рессела (ГР). То есть звезда уже успела побывать красным сверхгигантом, но потом, сбросив вещество, обнажила более горячие слои и потому снова стала казаться молодой и горячей, описав на диаграмме ГР петлю с заходом в область красных сверхгигантов и возвратом в синюю область.

Предлагалось также учесть, что звезда Sk -69°202 принадлежала не нашей Галактике, а Большому Магелланову Облаку и вместе со всей этой системой обладала пониженным содержанием тяжёлых элементов. Некоторые расчёты показывают, что такие звёзды могут не доходить до области красных сверхгигантов, даже когда в их ядрах заканчивается термоядерное горение водорода. Высказывалось предположение, что около 20 000 лет назад система Sk -69°202, бывшая до того времени двойной звездой, пережила омолодившее её слияние компонентов, попутно породив систему колец, которые мы теперь наблюдаем.

Правда, до сих пор эти предположения не удаётся сложить в единую картину, которая описывала бы свойства и сверхновой, и предсверхновой, и колец. Некоторые люди вспоминали в этой связи даже ироническое правило «Любой хорошо изученный объект является нетипичным» – то есть не нужно особенно надрываться в поисках непротиворечивого объяснения характеристик SN 1987A и её предшественника, так как отчасти они могут объясняться не вполне рядовым стечением обстоятельств. Однако с тех пор наблюдались и сверхновые, похожие на SN 1987A (без обнаружения предшественника), и голубые сверхгиганты с кольцами (пока не взорвавшиеся как сверхновые), так что, скорее всего, мы в данном случае имеем дело, может быть, не с частым, но и не с уникальным явлением.

Небольшое отступление о типах сверхновых. Их классификация, опиравшаяся только на наблюдаемые признаки, получилась несколько неуклюжей. Изначально их разделили на два типа — тип I без линий водорода в спектре и тип II с таковыми. Позже для более тонкой классификации к римским цифрам стали добавлять латинские буквы. Например, сверхновые первого типа (без водорода) разделяются на подтипы Ia (есть сильная линия кремния на 615 нм), Ib (есть сильные линии гелия) и Ic (нет ни того ни другого). Сверхновые II типа (с водородом) разделяются не только по спектру, но и по характеру спадания блеска. У сверхновых II-L блеск со временем ослабевает линейно, а у сверхновых II-P угасание происходит с некоторой задержкой, которая на кривой блеска проявляется в виде плато (отсюда и «P»). У сверхновых типа IIb линии водорода видны в первые несколько недель, а потом исчезают, после чего спектр становится похожим на спектр типа Ib.

Как видите, классификация не очень внятная, не отражающая физику явления и не позволяющая отличить ключевые параметры от второстепенных. При сортировке исключительно по внешним признакам всегда есть риск причислить к одному виду акулу и дельфина; со сверхновыми именно это и произошло. Сверхновые типа Ia (как сейчас считается) представляют собой термоядерные взрывы на белых карликах, а вот сверхновые типов Ib и Ic оказались родственниками сверхновых второго типа и объединяются теперь под общим названием сверхновых с коллапсом ядра. Именно сверхновые из этой группы (которую теперь иногда для краткости обозначают «Ibc + II») завершают эволюционный путь массивных звёзд. Около 60% всех вспышек с коллапсом ядра приходится на долю сверхновых II-P, ещё около 30% составляют вспышки сверхновых Ibc и IIb.

Уверенность в том, что сверхновые с коллапсом ядра являются именно таковыми, в значительной степени даёт анализ предшественников, и теперь это далеко не только предшественник сверхновой 1987A. Наиболее масштабное их исследование в последние годы было предпринято Стивеном Смарттом, Джоном Элдриджем и их коллегами. Его первая часть увидела свет в 2009 году, а вторая — лишь в 2013-м, потому что поиск звёзд на архивных снимках — задача непростая.

В первой статье авторы озаботились сверхновыми типа II-P. Это самые частые события, соответственно, они должны происходить на наименее массивных из массивных звёзд, потому что таких звёзд больше. Из полусотни событий в окрестных галактиках для 20 нашлись архивные снимки достаточного качества, чтобы на них можно было искать звезду-предшественницу. Для взорвавшихся звёзд удалось уверенно идентифицировать тип, и во всех случаях это действительно оказались красные сверхгиганты в диапазоне от 8 до 16 масс Солнца.

Второе исследование относилось к сверхновым типа Ibc. Здесь ситуация менее определённая: событий таких меньше, а потому меньше шансов найти архивные снимки. Элдриджу, Смартту и их коллегами удалось отыскать ранние снимки лишь для 12 сверхновых – и ни на одном из них предшественник найден не был. Но тут есть одна тонкость. Поскольку вспышки типов Ib и Ic — это всё-таки I, а не II, — в их разлетающихся оболочках не должно быть водорода, тогда как во внешних областях массивной звезды он изначально присутствует. Чтобы во время вспышки линии водорода отсутствовали, звезда должна от него каким-то образом заблаговременно избавиться.

Посодействовать могут как минимум два механизма. Во-первых, звезда может сбросить богатую водородом оболочку сама, силой собственного излучения. Для этого она должна быть очень яркой, то есть очень массивной (что согласуется с меньшей частотой событий). Во-вторых, если будущая сверхновая входит в двойную систему, помочь ей расстаться с веществом может второй компонент. Если водородная оболочка сброшена полностью, в результате появляется звезда Вольфа – Райе — по сути, открывшееся взору наблюдателя внутреннее ядро некогда более массивной звезды. Его проявлению на снимках могут помешать три причины. Во-первых, звезда Вольфа – Райе сама по себе может быть тусклее исходной звезды. Во-вторых, как показывают наблюдения, сверхновые типа Ibc тяготеют к областям звездообразования, где ещё сохранилось протозвёздное вещество. Содержащаяся в нём пыль также частично экранирует свет будущих сверхновых. Наконец, в третьих, затеняющая звезду пыль может образовываться и в самой сброшенной оболочке.

В общем, можно придумать много причин, по которым мы не видим будущие сверхновые. Но для полной уверенности желательно было бы их всё-таки разглядеть. Для этого нужно терпеливо ждать, пока сверхновая не взорвётся где-нибудь поблизости от нас…