Гамма-всплески (GRB) представляют собой крупные выбросы энергии, в ходе которых за несколько секунд высвобождается столько энергии, сколько Солнце выделило бы за 10 миллиардов лет. Ученые предполагают, что если бы гамма-всплеск произошел в нашей галактике, это привело бы как минимум к массовому вымиранию видов на Земле. После всплеска регистрируется более длительное излучение в ультрафиолетовом, видимом, инфракрасном и радиодиапазонах. Обычно гамма-всплески длятся всего несколько секунд. Однако зафиксировано четыре всплеска продолжительностью от 10 000 до 25 000 секунд (около 7 часов). Рекордный по продолжительности и яркости гамма-всплеск, получивший обозначение GRB 111209A, был обнаружен 9 декабря 2011 года спутником Swift.

Когда после всплеска астрономы из чилийских обсерваторий ESO исследовали данную точку неба, они установили, что гамма-всплеск был связан со сверхновой звездой SN 2011kl. Йохен Грайнер (Jochen Greiner) из Института внеземной физики Общества Макса Планка рассказывает: «Один гамма-всплеск приходится на 10 000–100 000 сверхновых, а это означает, что для того, чтобы породить такой всплеск, звезда должна быть особенной. Раньше астрономы предполагали, что гамма-всплески случаются, когда взрывается звезда очень большой массы, около 50 Солнц, и что такой всплеск — это сигнал об образовании черной дыры. Но наши новые наблюдения сверхновой SN 2011kl, найденной по следам GRB 111209A, меняют представления об ультра-длинных GRB».

Если ранее излучение после коллапса массивной звезды объясняли распадом радиоактивного никеля-56, который образуется при взрыве сверхновой, то данные о GRB 111209A говорят, что такое объяснение в данном случае не подходит. В итоге ученым удалось выработать гипотезу, объясняющую происшедшее. Они пришли к выводу, что взорвавшаяся сверхновая звезда была магнетаром – нейтронной звездой с очень сильным магнитным полем. Магнетары – самые сильные известные нам магниты. Если индукция магнитного поля Земли равна 3-5 × 10-5 тесла, солнечных пятен — 10 тесла, рекордного магнитного поля в лаборатории, когда-либо наблюдавшегося в лаборатории — 2,8·103 тесла, обычных нейтронных звезд — 106–108 тесла, то у магнетаров индукция магнитного поля равна 108–1011 тесла. Подобное свойство вспыхнувшей сверхновой звезды позволяет объяснить рекордный гамма-всплеск.

Статья, в которой астрономы излагают результаты наблюдений и свои выводы, опубликована в журнале Nature.
полит.ру

Изображение было получено 24 августа 2015 года, а пик солнечной активности пришелся на 03:33 по североамериканскому восточному времени (в 10:33 по московскому времени).

На снимке ниже его центральной части заметно пятно — солнечная вспышка. Ее интенсивность составляет M 5,6. Как правило, излучение от вспышек не проходит сквозь земную атмосферу, но может оказать влияние на работу искусственных спутников планеты.

SDO была запущена в космос 11 февраля 2010 года с космодрома на мысе Канаверал во Флориде на ракете-носителе Atlas V. Этот телескоп предназначен для изучения солнечной активности и ее влияния на Землю.

Обсерватория наблюдает за магнитным полем звезды, разогретой плазмой в солнечной короне и излучением от светила. Это необходимо для прогнозирования космической погоды и изучения влияния солнечной радиации на космические корабли, спутники и работающих в космосе астронавтов.

Ее мощность в 200 раз больше среднего показателя для сверхновых звезд. Яркость вспыхнувшей звезды в 570 миллиардов раз больше, чем у Солнца, и в 20 раз больше, чем у всех звезд Млечного пути. Такие характеристики, как сообщается в журнале Science, находятся на самом верхнем пределе возможного, согласно современным теориям, и заставляют ученых задуматься над природой этого процесса.

Рекордная вспышка была обнаружена в июле при помощи специальной автоматической системы поиска сверхновых звезд – All-Sky Automated Survey for SuperNovae (ASASSN). Предполагается, что сверхновая ASASSN-15lh могла быть порождена редким типом звезды – магнетаром. Магнетары – это нейтронные звезды с очень сильным магнитным полем. Чтобы вспыхнуть столь ярко, магнетар должен был вращаться по крайней мере с частотой 1000 оборотов в секунду и с почти стопроцентной эффективностью преобразовать энергию вращения в излучение. Один из авторов открытия, Бенджамин Шаппи (Benjamin Shappee) из Обсерватории Карнеги в Пасадене, полагает, что второй возможный источник сверхновой – очень большая звезда, с массой в сотни раз больше солнечной.

Астрономы забронировали время на космическом телескопе Хаббла, чтобы изучать подробнее данный объект. Если с его помощью обнаружится, что ASASSN-15lh находится в центре своей галактики, то окажется, что это вообще не сверхновая звезда, а необычная активность в галактическом ядре, вызванная сверхмассивной черной дырой. Однако пока астрономы полагают, что ASASSN-15lh вероятнее всего сверхновая звезда. По словам Бенджамина Шаппи, спектральные характеристики объекта ближе всего к сверхновым первого типа.

Целью исследования был поиск самой яркой (визуальная величина V<14) звезды с низкой металличностью. Визуальная величина звезды V - это звездная величина (числовая характеристика яркости объекта - ИФ) в фильтре V (visual) в системе UBV (измеряются в трех широких полосах спектра, названных U (ultraviolet — ультрафиолетовый), B (blue — синий) и V (visual — визуальный) - ИФ). Максимум чувствительности фильтра находится на длине волны около 555 нанометров, что близко к максимуму чувствительности человеческого глаза.

Металличность — это концентрация элементов, отличных от водорода и гелия. Она является важным показателем для изучения возраста звезд.

Самые первые звезды, возникшие во Вселенной, состояли только из водорода и гелия (а также небольшого количества лития) и не содержали в своем составе более тяжелых элементов. Эти звезды астрофизики относят к классу так называемых звезд III поколения. Затем происходило образование более тяжелых элементов — в астрофизике их принято называть металлами. Звезды II населения чуть старше 10 млрд лет и в них присутствуют тяжелые элементы, хотя они все равно обладают чрезвычайно малой металличностью. Как правило, такие звезды можно наблюдать в шаровых скоплениях, галактических ядрах и эллиптических галактиках. Звезды I населения — самые молодые, характеризуются заметным содержанием тяжелых элементов и располагаются они более разбросанно, например в спиральных ветвях галактик. К звездам I населения относится наше Солнце.

Отбор кандидатов проводился на основе нового метода, который основан на несоответствии истинного и наблюдаемого спектров звезд. Сначала, для того, чтобы получить изначальный набор звездных параметров, за кандидатами наблюдали в низком разрешении с помощью телескопа NTL (New Technology Telescope). Затем за самым многообещающим кандидатом 2MASS J18082002−5104378 (V = 11,9) следили с помощью телескопа VTL (Very Large Telescope) в высоком разрешении.

Кандидат 2MASS J18082002−5104378 оказался звездой с очень низкой металличностью. Разность логарифмов отношения концентрации атомов железа к атомам водорода в звезде и в Солнце составляет −4,1, что значит, что содержание тяжелых элементов в ней меньше солнечного примерно в 10 тысяч раз.

Низкая металличность звезды свидетельствует о том, что она является очень старой. Для сравнения, возраст самой старой известной звездыSMSS J031300.36-670839.3 с металличностью -7,1 оценивается в 13,7 млрд лет. То есть она должна была появиться всего 110 млн лет после Большого взрыва.

Открытие может помочь в понимании того, как зарождалась наша Вселенная. Количество наблюдаемых звезд II населения не так велико, как предполагалось ранее. На данный момент известно не более 20 звезд II населения.