Наука, идеи, открытия. Интеллектуальный канал.

Подробнее об этом исследовании.

Данное открытие имеет важное значение для понимания роста сверхмассивных чёрных дыр в ранней Вселенной. Согласно современным научным представлениям, в первые миллиарды лет существования нашей Вселенной галактики значительно чаще взаимодействовали и сливались друг с другом, чем в современной Вселенной. И обнаружение сразу трёх активно растущих сверхмассивных чёрных дыр в одной галактике показывает, что подобные сложные взаимодействия были заметно распространены уже спустя чуть более миллиарда лет после Большого взрыва. Кроме того, такие слияния могут быть источниками гравитационных волн и авторы исследования оценили вероятность обнаружения подобных слияний сверхмассивных чёрных дыр в ранней Вселенной космической гравитационно-волновой обсерваторией LISA, предположив, что они могут быть обнаружены в ближайшем будущем. 🟢 Если вы хотите чтобы в канале выходило больше статей, то ваша помощь будет очень кстати и весьма своевременна. Карта Сбер привязана к этому номеру: +79047465289 Пожалуйста, пишите - "В дар" при отправке перевода. При отправке из-за рубежа пишите мне: @Asm55555 Пожалуйста, ставьте реакции на статьи в нашем канале. Тогда канал попадает в рекомендации Telegram. Чтобы канал жил, о нём должны знать. Обсудить статьи и пообщаться можно здесь: https://t.me/intgrp Спасибо всем, кто помогает выживать и развиваться каналу ❤️

Учёные рассмотрели и другие возможные объяснения наблюдательных данных, поскольку широкие линии могут наблюдаться например при взрывах сверхновых, ударных волнах, мощных потоках газа и излучении очень массивных звёзд. Однако характеристики наблюдаемого излучения плохо соответствуют этим сценариям. В частности, широкие линии в центральной области галактики практически не изменились примерно за 120 дней - у сверхновых за такой срок яркость должна была заметно измениться. А для внешних областей галактики модели ударных волн также дают значительно меньшую яркость Hα и совершенно другие соотношения эмиссионных линий. В связи с этим учёные предположили происхождение всех трёх широких линий от областей вокруг активно аккрецирующих сверхмассивных чёрных дыр наиболее вероятным объяснением. По оценкам проводивших это исследование учёных, масса наиболее массивной центральной сверхмассивной чёрной дыры составляет около 80 миллионов солнечных масс. Масса второй, расположенной рядом с ней сверхмассивной чёрной дыры составляет примерно 630 тысяч солнечных масс. Масса же третьей, находящейся во внешней области галактики, сверхмассивной чёрной дыры составляет около 2 миллионов солнечных масс. Эти значения получены по ширине и яркости широких линий излучения с использованием применяемых для оценки масс сверхмассивных чёрных дыр соотношений. При этом авторы исследования подчёркивают, что для столь далёких галактик такие оценки могут иметь значительный разброс и требуют уточнения. При этом самая маленькая из трёх сверхмассивных чёрных дыр растёт особенно быстро. Согласно расчётам учёных, темп её аккреции превышает предел Эддингтона, при котором давление излучения, возникающего при падении вещества на чёрную дыру, противодействует её гравитации. Для наиболее массивной центральной чёрной дыры, а также для сверхмассивной чёрной дыры во внешней области этой галактики темп аккреции оказался существенно ниже этого предела. Общая же звёздная масса галактики оценивается примерно в 1,3 миллиарда солнечных масс. И наиболее массивная сверхмассивная чёрная дыра уже достигла значительной массы по сравнению со своей относительно небольшой галактикой. Однако, оценки масс сверхмассивных чёрных дыр для столь удалённых объектов могут быть завышены, а полученные значения следует рассматривать с некоторой осторожностью. Кроме того, стоит отметить, что небольшое расстояние друг от друга двух сверхмассивных чёрных дыр в центре этой галактики означает, что они уже находятся на пути к слиянию. Теоретическая оценка времени, необходимого для их сближения даёт примерно 700 миллионов лет до этого события. На счёт третей сверхмассивной чёрной дыры всё не так однозначно, но если она также движется к центру галактики, являясь остатком процесса слияния галактик, то в дальнейшем и она сможет принять участие в следующем слиянии. Однако, она могла оказаться выброшенной из центральной области галактики в результате взаимодействия трёх сверхмассивных чёрных дыр, получив гравитационную отдачу после предыдущего слияния двух сверхмассивных чёрных дыр. Но то, что она продолжает аккрецировать вещество, показывает - даже после подобных чрезвычайно мощных гравитационных взаимодействий сверхмассивная чёрная дыра в некоторых случаях может сохранять компактную область окружающего её горячего газа.

Сначала учёные наблюдали эту галактику с помощью камеры ближнего инфракрасного диапазона NIRCam, установленной на борту этого космического телескопа. Она работала в режиме безщелевой спектроскопии - вместо того чтобы пропускать наблюдаемый свет от объекта через узкую щель, использовалась дифракционная решётка, которая разделяет поступающий свет по длинам волн и позволяет определить - на каких длинах волн излучает наблюдаемый объект и насколько сильно. Это позволяет одновременно получать спектры от множества объектов, находящихся в поле зрения телескопа. Для спектроскопических наблюдений J0148-4214 использовали фильтр F356W, пропускающий излучение с длинами волн от 3,1 до 4,0 микрометра. Одновременно NIRCam наблюдала галактики через 3 фильтра: F115W, F200W и F356W, которые выделяют излучение в разных участках ближнего инфракрасного диапазона, что позволяет сравнивать внешний вид и яркость наблюдаемого объекта на разных длинах волн. В чего результате учёные получили как спектральные данные, так необходимые для изучения структуры этой галактики изображения. Затем учёные провели наблюдения галактики J0148-4214 с помощью другой камеры NIRSpec на борту этого же космического телескопа. Данная камера работает в более широком диапазоне ближнего инфракрасного диапазона - от 0,6 до 5,3 микрометра. Однако учёные использовали более узкий диапазон от 2,87 до 5,14 микрометров, использовав интегрально-полевой блок, который позволяет одновременно получать спектры множества небольших участков изображения. В результате учёные смогли ещё более подробно определить - не только какие длины волн присутствуют в излучении галактики, но и из каких именно конкретных областей галактики они исходят, что особенно важно при поиске нескольких близко расположенных источников - даже если их невозможно разделить на обычном изображении, различия в спектрах и пространственном распределении излучения позволяют установить наличие отдельных объектов. Высокое спектральное разрешение позволило подробно изучить линии излучения вещества в этой галактике, а интегрально-полевая спектроскопия помогла определить области, в которых наблюдались эти линии. Главным свидетельством присутствия сверхмассивных чёрных дыр стали широкие линии излучения водорода, прежде всего Hα - линии, возникающей при переходах электронов в атомах водорода между определёнными энергетическими уровнями. Они обычно возникают в быстро движущемся газе, находящемся в непосредственной близости от активно растущей сверхмассивной чёрной дыры, где скорости движения газа в формирующих эти линии областях достигают тысяч километров в секунду. При этом, соответствующего широкого компонента у ярких запрещённых линий дважды ионизированного кислорода обнаружить не удалось, что также является характерным признаком области широких эмиссионных линий вокруг активно аккрецирующей сверхмассивной чёрной дыры. В центральной области J0148-4214 линия Hα имеет сложную асимметричную форму, что изначально можно было бы объяснить одной сверхмассивной чёрной дырой с необычной структурой окружающего её газа. Однако, данные NIRSpec-IFU позволили разделить широкое излучение на два компонента и учёные построили отдельные карты их излучения, определив положение центров этих областей с помощью спектроастрометрии, позволяющей измерить очень небольшие пространственные смещения источника в зависимости от длины волны. В данном случае расстояние между двумя наблюдаемыми центральными областями галактики составило 190 ± 40 световых лет. Построенные карты и астрометрические данные подтвердили, что в центре галактики находятся две сверхмассивные чёрные дыры, разделённые всего лишь 620 световыми годами. Третья сверхмассивная чёрная дыра была обнаружена в северо-западной внешней области галактики, примерно в 5500 световых годах от её центра - её широкая линия Hα также не имеет соответствующего широкого компонента дважды ионизированного кислорода, а сама наблюдаемая область оказалась пространственно отделена от центральной части галактики.

Международная группа учёных под руководством специалистов из Института внеземной физики Общества Макса Планка (Германия) обнаружила свидетельства существования сразу трёх активно аккрецирующих сверхмассивных чёрных дыр в галактике J0148-4214. Галактика J0148-4214 находится в направлении созвездия Рыб и имеет красное смещение z = 5,0167 - свет от этой галактики шёл до нас около 12,5 миллиардов лет, и мы видим её такой, какой она была примерно через 1,2 миллиарда лет после Большого взрыва. Открытие стало возможным благодаря наблюдениям космического телескопа имени Джеймса Уэбба.

Подробнее об этом исследовании.

Однако, авторы исследования подчёркивают, что совокупность этих признаков не доказывает окончательно происхождение белого карлика - возможность того, что он всё же является остатком слияния двух белых карликов, полностью исключить нельзя. Разумеется, данное исследование не позволило заглянуть непосредственно в ядро белого карлика, но учёные определили его скорость, массу и радиус с высокой точностью, а затем сравнили полученные параметры с теоретическими моделями внутреннего строения. Именно это сравнение и стало хорошим косвенным свидетельством в пользу кислородно-неонового состава ядра. Наиболее слабым местом исследования является определение его радиуса по фотометрическим данным, поскольку в настоящее время совмещённые измерения параллакса двух компонентов системы дают неопределённость в около 15 микросекунд. Но будущий четвёртый выпуск данных Gaia позволит улучшить точность примерно до 10 микросекунд. Дополнительные наблюдения в ультрафиолетовом диапазоне также помогут точнее определить температуру белого карлика и улучшить оценку его радиуса. 🟢 Если вы хотите чтобы в канале выходило больше статей, то ваша помощь будет очень кстати и весьма своевременна. Карта Сбер привязана к этому номеру: +79047465289 Пожалуйста, пишите - "В дар" при отправке перевода. При отправке из-за рубежа пишите мне: @Asm55555 Пожалуйста, ставьте реакции на статьи в нашем канале. Тогда канал попадает в рекомендации Telegram. Чтобы канал жил, о нём должны знать. Обсудить статьи и пообщаться можно здесь: https://t.me/intgrp Спасибо всем, кто помогает выживать и развиваться каналу 🤝

Однако, смещение спектральных линий возникает не только из-за гравитации. Белый карлик движется в пространстве, и его собственное движение также вызывает доплеровский сдвиг. И учёным потребовалось независимо определить скорость всей двойной системы, для чего они использовали данные космической обсерватории Gaia, проведя измерение лучевой скорости звезды-компаньона спектрографом радиальных скоростей. После учёта небольшого собственного гравитационного красного смещения звезды-компаньона и возможного орбитального движения её скорость составила 28,1 ± 1,0 километра в секунду. Учёные вычли эту скорость из измеренной спектроскопической скорости белого карлика и получили собственное гравитационное красное смещение белого карлика - 174,5 ± 1,3 километра в секунду. Но одного гравитационного красного смещения для исследования было явно недостаточно. Учёные взяли фотометрические данные из обзоров Sloan Digital Sky Survey, Pan-STARRS и SkyMapper, которые регистрируют яркость объектов в разных диапазонах видимого и ближнего ультрафиолетового света. Сопоставив измеренный поток излучения с теоретическими моделями внешних слоёв белого карлика, они смогли одновременно оценить его температуру, радиус, расстояние, массу и количество поглощаемого им вещества из межзвёздной среды. Для статистического анализа использовался метод Монте-Карло, позволивший получить довольно точное распределения вероятностей для всех основных параметров. Оказалось, что масса белого карлика SDSS J0608−0059 составляет 1,226 солнечных масс, а радиус - всего лишь 0,491 от радиуса Земли. По массе этот объект значительно превосходит обычные белые карлики, но по размеру более чем в два раза меньше нашей планеты. А его температура составляет около 17 800 К. Получив массу и радиус, учёные смогли сравнить параметры SDSS J0608−0059 с современными теоретическими моделями строения сверхмассивных белых карликов. При одинаковой массе белый карлик с углеродно-кислородным ядром и белый карлик с кислородно-неоновым ядром имеют разные радиусы. Разница невелика, но для объекта с массой более 1,2 масс Солнца она становится достаточно заметной, чтобы её можно было использовать в расчётах в сочетании с точными наблюдательными данными. Сравнение показало, что измеренные параметры лучше согласуются с моделями кислородно-неонового ядра. Статистическая вероятность варианта с кислородно-неоновым ядром оказалась примерно в 2,7 раза выше, чем с углеродно-кислородным. Авторы исследования, оценивают исключение углеродно-кислородной модели примерно на уровне 1,55 стандартного отклонения. Наблюдения свидетельствуют в пользу кислородно-неонового ядра, но данный факт всё же не установлен с абсолютной уверенностью. Учёные также рассмотрели возможность того, что необычно большая масса белого карлика возникла в результате слияния двух белых карликов, поскольку примерно половина белых карликов с массой более 0,9 солнечных масс, согласно некоторым современным оценкам, может быть результатом подобных слияний. И такие объекты часто отличаются повышенной скоростью движения, быстрым вращением и наличием мощного магнитного поля. Однако SDSS J0608−0059 имеет небольшую поперечную скорость - всего лишь 10,84 ± 0,06 километра в секунду и не демонстрирует характерной для результатов таких слияний повышенной скорости. Кроме того, у него не обнаружено мощного магнитного поля, а звёздная система, в которой он обнаружен является очень широкой двойной системой. Последнее обстоятельство особенно важно, поскольку слияние двух белых карликов способно сообщить образовавшемуся объекту импульс, который может разрушить слабо гравитационно связанную широкую двойную систему, заставив образовавшийся в результате слияния белый карлик навсегда покинуть эту систему. А сосуществование SDSS J0608−0059 вместе со звездой-компаньоном на расстоянии около 2684 астрономических единиц является дополнительным аргументом против сценария слияния.

Однако, в последнее время учёные обнаруживают белые карлики с массой более 1,2 масс Солнца, которые могут вероятно сразу образовываться из звёзд, первоначальная масса которых составляла от 7 до 9,5 солнечных масс. На поздних стадиях эволюции таких звёзд температура и плотность в их ядрах становятся достаточно высокими для начала термоядерного синтеза углерода. В результате чего углерод превращается преимущественно в неон и кислород, который также образуется из углерода путём альфа-захвата ядер гелия-4. И после сброса оболочек такой звезды от неё остаётся лишь белый карлик, в основном, с кислородно-неоновым ядром. Для звёзд-прародительниц меньшей массы температура в ядре оказывается недостаточной для образование неона, поэтому их остатки обычно сохраняют углеродно-кислородный состав ядер. Если в плотном ядре белого карлика преобладает углерод и он достигнет условий, необходимых для термоядерного взрыва, например из-за притока массы от соседней звезды, то это может привести к взрыву сверхновой типа Ia. В кислородно-неоновом ядре при дальнейшем увеличении его плотности электроны начинают захватываться ядрами небольшого количества магния, который также образуется в нём в ходе сложных процессов ядерного синтеза, а затем и значительно большим количеством ядер неона. Это уменьшает давление вырожденного электронного газа, поддерживающего белый карлик, и в конечном итоге может привести к гравитационному коллапсу с образованием нейтронной звезды, а не к сверхновой типа Ia. Определить состав ядра непосредственно по спектру излучения белого карлика чрезвычайно сложно, поскольку излучение белого карлика исходит из его чрезвычайно тонкого внешнего слоя, тогда как практически вся его масса находится глубже, вследствие чего обнаружение углерода и других элементов в его спектре не позволяет надёжно установить состав его ядра. Даже перспективный метод астросейсмологии, основанный на изучении колебаний белого карлика, имеет ограничения - к моменту, когда в них возникают наблюдаемые пульсации, значительная часть их недр уже кристаллизуется, а наблюдаемые колебания несут крайне мало информации о кристаллизированном ядре. Однако, международная группа учёных под руководством Стефана М. Арсено из Бостонского университета (США) использовала другой метод для исследования ядер белых карликов. Объектом их исследования стал белый карлик SDSS J0608−0059, расположенный в направлении созвездия Единорога, примерно в 202 световых годах от нас. Он входит в широкую двойную систему со звездой главной последовательности массой от 0,6 до 0,8 солнечных масс и с температурой поверхности около 4000 К. Расстояния между двумя звёздами составляет около 2684 астрономических единиц. И это свидетельствует о том, что они не должны были существенно взаимодействовать друг с другом за всё время существования двойной звёздной системы. Главным методом исследования белого карлика стало изучение гравитационного красного смещения. Согласно общей теории относительности, покидающий сильное гравитационное поле компактного объекта фотон теряет часть своей энергии, а его длина волны увеличивается. Для белого карлика этот эффект значительно сильнее, чем для обычной звезды, поскольку огромное количество вещества сосредоточено в объёме, сравнимом с объёмом Земли. Гравитационное красное смещение определяется отношением массы объекта к его радиусу, и его измерение позволяет получить важнейшее ограничение на соотношение этих двух величин. 1 апреля 2024 года учёные получили его спектр с помощью спектрографа MagE на 6,5-метровом телескопе Magellan Clay в обсерватории Лас-Кампанас в Чили. Данный спектрограф предназначен для получения оптических спектров с достаточно высоким разрешением. Кроме того, объект трижды наблюдали с помощью UVES - высокодетального спектрографа ультрафиолетового и видимого света, установленного на одном из 8,2-метровых телескопов Very Large Telescope Европейской южной обсерватории. Первое наблюдение состоялось в январе 2022 года, а ещё два в сентябре 2025 года.

Астрономы получили свидетельства того, что ядро одного из самых массивных, среди известных, белых карликов, состоит преимущественно из кислорода и неона, а не из углерода и кислорода. Белые карлики - это компактные остатки звёзд, которые уже исчерпали запасы ядерного топлива и сбросили внешние оболочки. Как правило, масса белых карликов составляет от 0,5 до 0,7 солнечных масс, а диаметр от 10 до 15 тысяч километров, что сопоставимо с диаметром Земли. И практически вся масса белого карлика сосредоточена в его чрезвычайно плотных внутренних областях, образующих его ядро, которое в большинстве таких объектов состоит преимущественно из углерода и кислорода, образовавшихся в ходе предыдущих стадий звёздной эволюции. При этом, если белый карлик находится в тесной двойной звёздной системе, то он может перетягивать вещество со звезды-компаньона. А увеличение его массы и плотности может привести к неконтролируемому термоядерному синтезу углерода в его ядре и взрыву сверхновой типа Ia.

Как происходила эволюция кошек.

Подробнее об этих исследованиях.

Однако самым интересным оказался не сам тип звезды, а особенности её поведения незадолго до взрыва. Обе научные группы независимо пришли к выводу, что помимо непрерывного мощного звёздного ветра, в последние годы жизни звезда пережила несколько эпизодов резко усилившейся потери массы. Во время этих событий она выбрасывала значительные количества вещества, сформировав вокруг себя сложную многослойную структуру. По мнению учёных, ближе всего к звезде находилась компактная оболочка сравнительно небольшой массы. Именно с ней столкнулась ударная волна сразу после взрыва, породив зарегистрированную Einstein Probe рентгеновскую вспышку. За ней располагалась уже значительно более протяжённая и неоднородная оболочка, взаимодействие с которой определило последующее развитие взрыва сверхновой и наблюдаемое оптическое излучение. Учёным фактически впервые удалось составить своеобразную карту околозвёздной среды непосредственно перед взрывом массивной звезды, восстановив историю потери вещества за несколько последних лет её существования. При этом наблюдения выявили ещё одну неожиданную особенность. Несмотря на принадлежность SN 2026gzf к сверхновым типа Ic-BL, астрономы не обнаружили ни гамма-всплеска, ни каких-либо признаков релятивистского выброса вещества, ни связанного с ним рентгеновского послесвечения. По мнению авторов исследования, существует несколько возможных объяснений. Наиболее вероятно, что релятивистский выброс всё же начал формироваться в недрах погибавшей звезды, но не смог выйти за пределы её внешних слоёв. Он мог потерять большую часть своей энергии ещё внутри звезды либо быть подавлен плотным веществом, окружавшим её незадолго до взрыва. В результате гамма-всплеск так и не возник, хотя остальные характеристики сверхновой практически не отличались от объектов, у которых подобные явления наблюдаются. Этот вывод имеет важное значение для понимания последних этапов эволюции массивных звёзд. До сих пор считалось, что наиболее энергичные сверхновые типа Ic-BL в большинстве случаев сопровождаются релятивистскими выбросами вещества и связанными с ними гамма-всплесками. Новое же исследование показывает, что такая связь не является обязательной - даже очень мощный взрыв может развиваться по иному сценарию, если релятивистский выброс не сможет покинуть звезду или будет существенно ослаблен окружающим её веществом. Не менее важным оказался и сам способ получения этих результатов. Ни один телескоп не смог бы самостоятельно восстановить столь подробную картину происходящего. Только совокупное использование данных космической рентгеновской обсерватории Einstein Probe, рентгеновского телескопа Chandra, радиоинтерферометра Very Large Array, камер и спектрографов крупнейших наземных обсерваторий, а также данных архивных наблюдений позволило буквально шаг за шагом проследить развитие взрыва - от первых минут после коллапса ядра звезды до последующих недель эволюции взрыва сверхновой. Эти исследования являются наглядным примером того - насколько изменилась современная астрономия за последние годы. Уже в наши дни редкие космические события регистрируются практически в режиме реального времени, а десятки наземных и космических инструментов автоматически подключаются к их изучению уже через считаные минуты после их регистрации. Именно это позволило учёным наиболее полно описать взрыв звезды Вольфа - Райе за всю историю астрономических наблюдений. 🟢 Если вы хотите чтобы в канале выходило больше статей, то ваша помощь будет очень кстати и весьма своевременна. Карта Сбер привязана к этому номеру: +79047465289 Пожалуйста, пишите - "В дар" при отправке перевода. При отправке из-за рубежа пишите мне: @Asm55555 Пожалуйста, ставьте реакции на статьи в нашем канале. Тогда канал попадает в рекомендации Telegram. Чтобы канал жил, о нём должны знать. Обсудить статьи и пообщаться можно здесь: https://t.me/intgrp Спасибо всем, кто помогает выживать и развиваться каналу ❤️

Для проверки этого факта космическая рентгеновская обсерватория Chandra провела глубокие наблюдения через 15 и 39 дней после вспышки и не обнаружила никакого послесвечения в рентгеновском диапазоне. Кроме того, радиоинтерферометр Very Large Array в Нью-Мексико наблюдал объект на частотах от 6 до 22 ГГц и также не выявил признаков мощного релятивистского выброса в радиодиапазоне. Особенно ценными оказались оптические наблюдения. Камера DECam - одна из крупнейших астрономических цифровых камер в мире с разрешением 570 мегапикселей, установленная на 4-метровом телескопе имени Виктора Бланко в обсерватории Серро-Тололо в Чили, предоставила детальные изображения взрыва сверхновой и архивные снимки этой области неба, сделанные от 8 до 13 лет до этого взрыва. На архивных снимках в месте взрыва будущей сверхновой обнаружился компактный голубой источник мощного оптического излучения, что дало редкую возможность изучить звезду-прародителя ещё до взрыва сверхновой. И несмотря на то, что учёные не смогли достоверно подтвердить, что этот источник действительно проявлял переменность яркости перед взрывом, но сам факт его существования оказался важной подсказкой о природе погибшей звезды. Дополнительную информацию предоставил спектрограф DESI, установленный на 4-метровом телескопе имени Николаса Мэйолла в обсерватории Китт-Пик, способный одновременно получать спектры тысяч объектов. В рамках специальной программы наблюдений транзиентных источников он несколько раз возвращался к SN 2026gzf, что позволило проследить - как менялся спектр сверхновой по мере развития взрыва. Спектральные наблюдения проводились также на телескопах Gemini North и Gemini South с помощью спектрографов GMOS, на 10-метровом Южноафриканском телескопе SALT, на 11-метровом телескопе Хобби - Эберли в Техасе, а также в других обсерваториях в Чили, на Гавайях, в Южной Африке и Германии. И именно совокупность данных от рентгеновских, оптических, инфракрасных и радио наблюдений позволила учёным восстановить не только свойства самой сверхновой, но и структуру вещества вокруг звезды в последние годы перед её взрывом. Детальный анализ всех наблюдательных данных позволил учёным восстановить картину последних этапов жизни звезды с точностью, которая ещё несколько лет назад казалась недостижимой. Учёные пришли к выводу, что прародителем сверхновой была звезда Вольфа - Райе - один из самых редких и экстремальных типов звёзд во Вселенной. Такие объекты рождаются с массой в несколько десятков раз больше солнечной и отличаются исключительно высокой температурой поверхности, достигающей десятков, а иногда и более ста тысяч градусов. Их светимость в сотни тысяч раз превышает светимость Солнца, а мощнейший звёздный ветер непрерывно уносит их вещество от них со скоростью в тысячи километров в секунду. Из-за столь интенсивной потери массы звезда Вольфа - Райе сравнительно быстро лишается своих внешних оболочек, в результате чего она сперва теряет почти весь водород, а затем и значительную часть гелия, и к концу жизни обнажает более глубокие слои, состоящие главным образом из углерода и кислорода, в следствие чего сверхновые типа Ic практически не содержат в своих спектрах линий водорода и гелия - к моменту взрыва этих элементов в наружных слоях звезды уже почти не остаётся. По оценкам учёных, первоначальная масса взорвавшейся звезды составляла около 20 солнечных масс.

Космический телескоп Einstein Probe, предназначенный для поиска кратковременных рентгеновских вспышек, обнаружил источник мягкого рентгеновского излучения EP260321a в галактике SDSS J095942.88+002506.2, расположенной на расстоянии около 500 миллионов световых лет от Земли в направлении созвездия Секстанта. Уже через несколько часов после получения первых данных от космической обсерватории началась международная кампания наблюдений, в ходе которой оптические телескопы обнаружили быстро набирающую яркость сверхновую, получившую обозначение SN 2026gzf. Результаты их работы были представлены сразу двумя независимыми группами учёных в первой и второй научной работе. Первую научную группу возглавил Брендан О’Коннор из Университета Карнеги - Меллона (США). В неё вошли исследователи из Национальной лаборатории имени Лоуренса в Беркли (США), Университета Людвига - Максимилиана в Мюнхене (Германия), Лос-Аламосской национальной лаборатории (США), Университета Бата (Великобритания), Университета Тохоку (Япония), Периметровского института (Канада) и других научных центров, а также специалисты из NASA. Вторую группу учёных возглавила Джиллиан Растинежад из Мэрилендского университета (США). В исследовании участвовали специалисты Калифорнийского технологического института (США), Университета Джонса Хопкинса (США), Кембриджского университета (Великобритания), Гарвард-Смитсоновского центра астрофизики (США), Ливерпульского университета имени Джона Мурса (Великобритания), Стокгольмского университета (Швеция), Университета Вашингтона (США), Киотского университета (Япония), а также ряда других научных организаций из США, Великобритании, Швеции, Японии, Канады, Мексики, Италии, Дании и Израиля. Обе научные группы независимо пришли к одному и тому же выводу - зарегистрированная рентгеновская вспышка действительно соответствует самому раннему электромагнитному сигналу от взрыва массивной звезды - прорыву ударной волны. Это открытие особенно важно потому, что за два десятилетия астрономам удалось лишь единожды надёжно зафиксировать столь же убедительные наблюдательные данные в рентгеновском диапазоне о прорыве ударной волны, а именно событие XRF 080109, связанное со сверхновой SN 2008D, обнаруженной ещё в 2008 году космической обсерваторией Swift. Рентгеновскую вспышку обнаружил широкоугольный телескоп WXT на борту Einstein Probe, который регистрирует мягкое рентгеновское излучение с энергией фотонов от 0,5 до 4 килоэлектронвольт, наблюдая участок неба площадью около 3600 квадратных градусов. После получения сигнала от широкоугольного телескопа автоматическая система навела на его источник более чувствительный и узкоугольный телескоп FXT. Зарегистрированное рентгеновское излучение оказалось довольно мягким и хорошо описывалось тепловым излучением с энергией около 130 электронвольт, что соответствует примерно 1,5 миллиона градусов и характерно для прорыва ударной волны, рождающейся в первые мгновения после взрыва сверхновой. Оптические наблюдения показали, что сверхновая относится к редкому типу Ic-BL - сверхновым типа Ic с широкими спектральными линиями. Так взрываются звёзды, которые ещё задолго до взрыва практически полностью потеряли водородную и гелиевую оболочки. В ходе их взрыва выброшенное ими вещество разлетается со скоростями в десятки тысяч километров в секунду, а такие события обычно сопровождаются мощными гамма-всплесками. Однако в этом случае сверхновая преподнесла сюрприз - по своим оптическим свойствам она выглядела как вполне типичный взрыв сверхновой типа Ic-BL. Её максимальная яркость, форма кривой блеска и скорость расширения выброшенного вещества хорошо укладывались в диапазон, характерный для подобных взрывов, но при этом астрономы не обнаружили ни гамма-всплеска, ни каких-либо признаков релятивистского выброса вещества, а также связанного с ним позднего рентгеновского послесвечения, которые обычно сопровождают такие события.

Учёные зарегистрировали и детально исследовали недавний взрыв звезды Вольфа - Райе. Когда массивная звезда заканчивает жизнь, её ядро коллапсирует, а наружу устремляется мощная ударная волна. В момент, когда эта волна прорывается сквозь поверхность звезды и окружающее её вещество - возникает очень короткая вспышка ультрафиолетового и мягкого рентгеновского излучения. Астрофизики называют это событие прорывом ударной волны, который сопровождает большинство взрывов сверхновых. Однако наблюдать его чрезвычайно трудно - вспышка длится не долго - от нескольких секунд до нескольких часов и обычно успевает прекратиться раньше, чем наземные телескопы успевают навестись на неё. Именно такое редкое событие удалось зафиксировать астрономам 21 марта 2026 года.