Изображение остатка сверхновой Кеплера SN 1604. Комбинация снимков в видимом и рентгеновском диапазоне.

В 1604 году в ночном небе возникла новая звезда, которая была намного ярче Юпитера и потускнела спустя несколько недель. Свидетелями этого события стали многие наблюдатели, в их числе оказался знаменитый астроном Иоганн Кеплер. Столетия спустя, осколки этой взорвавшейся звезды были названы остатком сверхновой Кеплера.

Астрономы долго изучали остаток сверхновой Кеплера и пробовали определить, что же в точности произошло, когда звезда взорвалась и породила его. В результате анализа длительных наблюдений космической рентгеновской обсерватории «Чандра» были получены несколько зацепок. Они позволяют предположить, что взрыв был не только более мощным, но и произошел на более дальнем расстоянии, чем считалось ранее.

Снимок демонстрирует данные собранные Чандрой на протяжении более 8 дней наблюдений. Рентгеновские лучи показаны в пяти цветах в порядке возрастания силы излучения: красном, желтом, зеленом, синем и фиолетовом. Эти слои рентгеновского излучения были скомбинированы с оптическим снимком из архива Digitized Sky Survey (светло-желтый и синий цвета), на котором изображено звездное поле.

В ходе ранних исследований этого снимка Чандры было определено, что звездный взрыв, который создал «Кеплера», был так называемой сверхновой типа Ia. Этот класс сверхновых рождается тогда, когда белый карлик набирает массу либо перетягивая газ от звезды-компаньона, либо объединяясь с другим белым карликом, до тех пор пока не становится нестабильным и не разрушается при термоядерном взрыве.

В отличие от других хорошо изученных сверхновых типа Ia и их остатков, на форму оболочки «Кеплера» сильно влияло то, на что она наталкивалось. В частности, большинство оболочек сверхновых класса Ia очень симметричны, но остаток «Кеплера» асимметричен и имеет яркую дугу рентгеновского излучения в северной части. Это указывает на то, что расширяющийся шар осколков от взрыва сверхновой сталкивается и рассекает газ и пыль вокруг теперь уже мертвой звезды.

Присутствие яркой рентгеновской дуги можно объяснить двумя способами. Согласно первой модели, будущая сверхновая и ее компаньон проходили сквозь межзвездный газ и с большой скоростью теряли  массу из-за ветра, создавая ударную волну подобно лодке, скользящей по поверхности воды. Другим вариантом предполагается, что рентгеновская дуга была вызвана осколками сверхновой, расширяющимися в межзвездное облако с постепенно возрастающей плотностью.

Описанная выше модель ветра и ударной волны требует, чтобы остаток сверхновой Кеплера был расположен на расстоянии более чем 23 тысячи световых лет. Во втором варианте, газ, в который расширяется оболочка, должен иметь плотность выше обычной, и при этом расстояние от сверхновой до Земли должно быть от 16 до 20 тысяч световых лет. Обе оценки дают расстояние большее, чем часто используемое значение в 13 тысяч световых лет.

В обеих моделях, рентгеновский спектр, то есть количество рентгеновских лучей различной энергии, свидетельствует о наличии большого количество железа и указывает, что взрыв был гораздо сильнее обычного взрыва сверхновой типа Ia. Кроме того, для объяснения наблюдаемого рентгеновского спектра, в этих моделях вокруг будущей сверхновой должны быть небольшие расчищенные полости. Такие полости, которые должны иметь иметь диаметр меньше десятой части текущего размера остатка, могут быть образованы быстрым плотным оттоком вещества с поверхности белого карлика до его взрыва, как предсказывают некоторые модели сверхновых типа Ia.

Признаки необычайно сильной сверхновой типа Ia уже были ранее замечены в другом остатке Чандрой и оптическими телескопами. Эти результаты были подтверждены независимо друг от друга последующими наблюдениями света от первоначального взрыва сверхновой, который был отражен облаками газа. Такое явление называется световым эхо. Этот второй остаток расположен в Большом Магеллановом Облаке, маленькой галактике в 160 тысячах световых лет от Земли, а значит значительно более далекий в сравнении с остатком «Кеплера» и более сложный в изучении.

Слева область Большого Магелланова Облака в оптическом диапазоне, где отмечено место вспышки SNR 0509-67.5 и световое эхо. В верхнем правом углу — остаток сверхновой SNR 0509-67.5 в рентгеновском диапазоне. В нижнем правом углу световое эхо в видимом диапазоне

Эти результаты были опубликованы в выпуске Астрофизического журнала от 1 сентября 2012 года.

Подготовлено по материалам Chandra.