Взрыв звезды как происходит: Сверхновая — Взрыв, которым знаменуется смерть звезды.

Ученые нашли способ предсказать взрыв сверхновой звезды

Тренды

Телеканал

Pro

Инвестиции

Мероприятия

РБК+

Новая экономика

Тренды

Недвижимость

Спорт

Стиль

Национальные проекты

Город

Крипто

Дискуссионный клуб

Исследования

Кредитные рейтинги

Франшизы

Газета

Спецпроекты СПб

Конференции СПб

Спецпроекты

Проверка контрагентов

РБК Библиотека

Подкасты

ESG-индекс

Политика

Экономика

Бизнес

Технологии и медиа

Финансы

РБК КомпанииРБК Life

РБК
Тренды

Фото: Shutterstock

Международная группа астрофизиков научилась определять, как скоро взорвется сверхновая звезда. Рассказываем подробнее об их открытии

Что происходит

• Сверхновая звезда или вспышка сверхновой — это процесс гибели звезды, при котором она резко увеличивает яркость на несколько порядков, а потом медленно затухает, высвобождая большое количество энергии.
• Группа астрофизиков изучила каталоги с изображениями звезд типа II-P до взрыва — именно они остаются яркими дольше всего после вспышки — и выявила закономерность. Все звезды, окруженные плотной пеленой материи, в течение нескольких лет взрывались. С помощью компьютерного моделирования они определили, что материя формируется в течение нескольких лет (что очень быстро), нагревается и делает сверхновую более яркой.
• После взрыва ударная волна сталкивается с материей вокруг звезды и теряет энергию.
• Исследователи предположили два сценария возникновения оболочки. Согласно первому, высокоскоростные ветры сдували с поверхности звезды ее частицы, и они в течение десятилетий постепенно обволакивали сверхновую.
• Во втором случае звезда пережила до вспышки сверхновой еще один взрыв, который высвободил на орбиту газ массой до 1/10 Солнца — и произошло это в течение всего одного года.

Что это значит

Все химические элементы во Вселенной появились в результате взрыва сверхновых звезд. Ученые выделяют два типа взрывов: коллапс ядра и термоядерный взрыв. В результате коллапса ядра взрываются звезды с массой в несколько раз больше Солнца — к ним относятся сверхновые типа II-P. Их можно сравнить с луковицей: сверху оболочка из легких ядер водорода, далее следуют углерод и кислород, а в ядре — разогретый до миллиардов градусов и сжатый газ из ядер железа.

Когда у звезды «заканчивается» топливо оболочки, из-за сильной гравитации в центре ядра происходит его коллапс, сопровождающийся мощной ударной волной. Она несет с собой частицы вещества с верхних слоев — именно газ и дает световую вспышку, которую наблюдают ученые. На месте взрыва остается нейтронная звезда размером с Солнце — или черная дыра.

Вспышка сверхновой — довольно редкое явление, часто ее невозможно зафиксировать из-за плотных газопылевых облаков, поглощающих свет. Именно сверхновые позволили ученым открыть темную энергию и установить расширение Вселенной. А образование черных дыр позволяет изучить гравитацию.

Одна из самых известных претенденток на статус сверхновой — звезда в созвездии Ориона Бетельгейзе. Она в 1 тыс. раз больше Солнца и по размеру сравнима с Солнечной системой. Бетельгейзе уже более 10 млн лет, она находится на последней стадии эволюции и, по расчетам ученых, взорвется как сверхновая совсем скоро — через 1,5 млн лет.

Обновлено 19.09.2022

Текст

Анна Арбузова

Главное в тренде

Материалы по теме

ОСТАТКИ ВСПЫШЕК СВЕРХНОВЫХ • Большая российская энциклопедия

Авторы: Д. Ю. Цветков

ОСТА́ТКИ ВСПЫ́ШЕК СВЕРХНО́ВЫХ, ту­ман­но­сти, воз­ни­каю­щие по­сле взры­вов сверх­но­вых звёзд. О. в. с. со­сто­ят из вы­бро­шен­но­го взры­вом ве­ще­ст­ва звез­ды и по­гло­щён­но­го («сгре­бён­но­го») удар­ной вол­ной меж­звёзд­но­го ве­ще­ст­ва.

Воз­мож­ны два сце­на­рия вспы­шек сверх­но­вых звёзд. 1. Бе­лый кар­лик, на­ка­п­ли­вая па­даю­щее на не­го ве­ще­ст­во звез­ды-спут­ни­ка, дос­ти­га­ет кри­тич. мас­сы, по­сле че­го на­чи­на­ет­ся его стре­ми­тель­ное сжа­тие и про­ис­хо­дит тер­мо­ядер­ный взрыв, пол­но­стью раз­ру­шаю­щий звез­ду (т. н. тер­мо­ядер­ные сверх­но­вые). 2. Мас­сив­ная звез­да, ис­чер­пав тер­мо­ядер­ное то­п­ли­во, кол­лап­си­ру­ет под дей­ст­ви­ем сил собств. гра­ви­та­ции; при этом яд­ро сжи­ма­ет­ся и пре­вра­ща­ет­ся в ней­трон­ную звез­ду или чёр­ную ды­ру, а внеш­ние слои сбра­сы­ва­ют­ся (т. н. кол­лап­си­рую­щие сверх­но­вые).

В обо­их слу­ча­ях взрыв вы­бра­сы­ва­ет в ок­ру­жаю­щую сре­ду всё ве­ще­ст­во звез­ды или бóль­шую его часть со ско­ро­стью, дос­ти­гаю­щей 10% от ско­ро­сти све­та. Ср. ско­рость рас­ши­ре­ния обо­ло­чек у тер­мо­ядер­ных сверх­но­вых со­став­ля­ет 8–12 тыс. км/с, у кол­лап­си­рую­щих – 3–8 тыс. км/с. При столк­но­ве­нии вы­бро­шен­но­го ве­ще­ст­ва с око­ло­звёзд­ным или меж­звёзд­ным га­зом воз­ни­ка­ет удар­ная вол­на, на­гре­ваю­щая газ до темп-ры по­ряд­ка 10 млн. К.

Туманность SNR 0509-67.5 в Большом Магеллановом Облаке, типичный оболочечный остаток вспышки сверхновой. Рентгеновское изображение обсерватории «Чандра» (показано зелёным и голубым цветом) наложено на…

Эво­лю­ция О. в. с. оп­ре­де­ля­ет­ся взаи­мо­дей­ст­ви­ем вы­бро­шен­но­го при взры­ве сверх­но­вой ве­ще­ст­ва с ок­ру­жаю­щей меж­звёзд­ной сре­дой. О. в. с. в про­цес­се сво­его раз­ви­тия про­хо­дят че­рез сле­дую­щие ста­дии. 1. Сво­бод­ное рас­ши­ре­ние вы­бро­шен­но­го ве­ще­ст­ва про­дол­жа­ет­ся до тех пор, по­ка мас­са вы­ме­тен­но­го удар­ной вол­ной меж­звёзд­но­го ве­ще­ст­ва не пре­вы­сит мас­су вы­бро­шен­но­го звёзд­но­го ве­ще­ст­ва. Про­дол­жи­тель­ность этой ста­дии со­став­ля­ет от не­сколь­ких де­сят­ков до не­сколь­ких со­тен лет, в за­ви­си­мо­сти от плот­но­сти ок­ру­жаю­щей га­зо­вой сре­ды. 2. Удар­ная вол­на су­ще­ст­вен­но за­мед­ля­ет­ся, воз­ни­ка­ет воз­врат­ная удар­ная вол­на, дви­жу­щая­ся к цен­тру адиа­ба­ти­че­ски ос­ты­ваю­ще­го О. в. с. Столк­но­ве­ния удар­ных волн го­ря­че­го га­за со­про­во­ж­да­ют­ся мощ­ным рент­ге­нов­ским из­лу­че­ни­ем. 3. Внеш­няя обо­лоч­ка О. в. с. ох­ла­ж­да­ет­ся и фор­ми­ру­ет­ся тон­кая (тол­щи­ной ме­нее 1 пк) и плот­ная (с кон­цен­тра­ци­ей 1–100 млн. ато­мов в 1 м³) обо­лоч­ка во­круг очень го­ря­чей (с темп-рой неск. млн. К) внутр. по­лос­ти. На­сту­па­ет фа­за ра­диа­тив­но­го ох­ла­ж­де­ния. Обо­лоч­ка О. в. с. ста­но­вит­ся дос­туп­ной для на­блю­де­ния в ви­ди­мом диа­па­зо­не спек­тра бла­го­да­ря ре­ком­би­на­ции ио­ни­зо­ван­ных ато­мов во­до­ро­да и ки­сло­ро­да. 4. Внутр. по­лость О. в. с. ох­ла­ж­да­ет­ся; плот­ная обо­лоч­ка про­дол­жа­ет рас­ши­рять­ся под влия­ни­ем собств. инер­ции. На этой ста­дии О. в. с. луч­ше все­го на­блю­дать в ра­дио­ли­ни­ях ато­мов ней­траль­но­го во­до­ро­да. 5. При­мер­но че­рез неск. со­тен ты­сяч лет ско­рость рас­ши­ре­ния обо­лоч­ки за­мед­ля­ет­ся до сред­не­ста­ти­стич. ско­ро­стей га­зо­вых об­ла­ков в ок­ру­жаю­щем про­стран­ст­ве (ок. 10 км/с). Раз­мер О. в. с. при этом мо­жет дос­тичь не­сколь­ких де­сят­ков пар­сек.

О. в. с. под­раз­де­ля­ют­ся на 3 осн. ти­па: обо­ло­чеч­ные, пле­рио­ны и ком­би­ни­ро­ван­ные. Обо­ло­чеч­ные О. в. с. ха­рак­те­ри­зу­ют­ся плот­ной го­ря­чей обо­лоч­кой, ко­то­рая на­блю­да­ет­ся как коль­це­об­раз­ная струк­ту­ра с рез­кой внеш­ней гра­ни­цей (рис.). Пле­рио­ны (от греч. πλήρης  – за­пол­нен­ный) име­ют аморф­ную струк­ту­ру, из­лу­че­ние кон­цен­три­ру­ет­ся к цен­тру О. в. с. Ком­би­ни­ро­ван­ные О. в. с. мо­гут вы­гля­деть как обо­ло­чеч­ные или как пле­рио­ны в за­ви­си­мо­сти от диа­па­зо­на из­лу­че­ния, в ко­то­ром про­во­дят­ся на­блю­де­ния. Раз­ли­ча­ют тер­маль­ные ком­би­ниро­ван­ные О. в. с., они вы­гля­дят как обо­ло­чеч­ные в ра­дио­диа­па­зо­не и как пле­рио­ны в рент­ге­нов­ских лу­чах, и пле­ри­он­ные ком­би­ни­ро­ван­ные О.  в. с., ко­то­рые на­блю­да­ют­ся как пле­рио­ны и в ра­дио-, и в рент­ге­нов­ском диа­па­зо­нах, од­на­ко так­же име­ют обо­лоч­ку.

О. в. с. мож­но на­блю­дать в на­шей Га­лак­ти­ке и со­сед­них га­лак­ти­ках Ме­ст­ной груп­пы. В Га­лак­ти­ке из­вест­но ок. 300 О. в. с., в Ма­гел­ла­но­вых Об­ла­ках – ок. 60. Мно­го­числ. по­пу­ля­ции О. в. с. об­на­ру­же­ны в га­лак­ти­ках M31, M33, M81, M101, NGC 6946 и др.

Наи­бо­лее из­вест­ные и хо­ро­шо изу­чен­ные О. в. с. в Га­лак­ти­ке – Кра­бо­вид­ная ту­ман­ность, Кас­сио­пея A, О. в. с. Ти­хо Бра­ге и Ке­п­ле­ра. В Боль­шом Ма­гел­ла­но­вом Об­ла­ке мож­но на­блю­дать ран­нюю ста­дию фор­ми­ро­ва­ния О. в. с. по­сле вспыш­ки сверх­но­вой SN 1987A. Кра­бо­вид­ная ту­ман­ность – ос­та­ток взры­ва кол­лап­си­рую­щей сверх­но­вой, яр­кую вспыш­ку ко­то­рой на­блю­да­ли в 1054. Это пле­ри­он, в цен­тре ко­то­ро­го на­хо­дит­ся пуль­сар – ней­трон­ная звез­да, ос­та­ток скол­лап­си­ро­вав­ше­го яд­ра звез­ды. Энер­гия, вы­де­ляю­щая­ся при за­мед­ле­нии вра­ще­ния пуль­са­ра, обес­пе­чи­ва­ет све­че­ние ту­ман­но­сти. Кас­сио­пея A – са­мый яр­кий ра­дио­ис­точ­ник на зем­ном не­бе, од­на­ко в оп­тич. диа­па­зо­не ту­ман­ность очень туск­лая. Это обо­ло­чеч­ный О. в. с., ос­та­ток взры­ва кол­лап­си­рую­щей сверх­но­вой, ко­то­рый, ве­ро­ят­но, про­изо­шёл ок. 1680, од­на­ко на Зем­ле вспыш­ка не на­блю­да­лась. О. в. с. Ти­хо Бра­ге и Ке­п­лера – обо­ло­чеч­ные, об­ра­зо­вав­шие­ся по­сле вспы­шек тер­мо­ядер­ных сверх­но­вых, на­блю­дав­ших­ся со­от­вет­ст­вен­но в 1572 и 1604.

О. в. с. иг­ра­ют важ­ную роль в эво­люции меж­звёзд­ной сре­ды: они на­гре­ва­ют её, пе­ре­ме­ши­ва­ют и обо­га­ща­ют тя­жё­лы­ми хи­мич. эле­мен­та­ми. На фрон­те удар­ной вол­ны про­ис­хо­дит ус­ко­ре­ние за­ря­жен­ных час­тиц – воз­ни­ка­ют кос­мич. лу­чи сверх­вы­со­ких энер­гий. Столк­но­ве­ние рас­ши­ряю­щих­ся О. в. с. с плот­ны­ми га­зо­во-пы­ле­вы­ми об­ла­ка­ми мо­жет ини­ции­ро­вать про­цесс звез­до­об­ра­зо­ва­ния.

Ученые впервые наблюдали взрыв звезды в реальном времени

Художественное изображение красной звезды-сверхгиганта, превращающейся в сверхновую типа II, испускающей сильное извержение радиации и газа на последнем издыхании, прежде чем разрушиться и взорваться.
(Изображение предоставлено: Обсерватория В. М. Кека/Адам Макаренко)

Астрономы впервые наблюдали, как гигантская звезда взорвалась огненной сверхновой, и зрелище оказалось еще более взрывоопасным, чем предполагали исследователи.

Ученые начали наблюдать за обреченной звездой — красным сверхгигантом по имени SN 2020tlf, расположенным примерно в 120 миллионах световых лет от Земли — более чем за 100 дней до ее окончательного, сильного коллапса, согласно новому исследованию, опубликованному 6 января. в Астрофизическом журнале (открывается в новой вкладке). Во время этой подготовки исследователи увидели, как звезда вспыхнула яркими вспышками света, когда большие шары газа вырвались с поверхности звезды.

Эта пиротехника перед сверхновой стала большим сюрпризом, поскольку предыдущие наблюдения красных сверхгигантов, которые вот-вот взорвутся, не показали никаких следов сильного излучения, заявили исследователи.

«Это прорыв в нашем понимании того, что массивные звезды делают за мгновение до своей смерти», — сказал ведущий автор исследования Винн Джейкобсон-Галан, научный сотрудник Калифорнийского университета в Беркли, в заявлении (opens in new tab ). «Впервые мы наблюдали взрыв красной звезды-сверхгиганта!»

Красные сверхгиганты — самые большие звезды во Вселенной по объему, в сотни, а иногда и в тысячи раз превышающие радиус Солнца. (Сколько бы они ни были громоздкими, красные сверхгиганты не являются ни самыми яркими, ни самыми массивными звездами.)

Подобно нашему солнцу, эти массивные звезды генерируют энергию за счет ядерного слияния элементов в своих ядрах. Но поскольку они такие большие, красные сверхгиганты могут создавать гораздо более тяжелые элементы, чем водород и гелий , которые сжигает наше солнце. По мере того как сверхгиганты сжигают все более массивные элементы, их ядра становятся все более горячими и сжатыми. В конце концов, к тому времени, когда они начнут сплавлять железа и никеля , у этих звезд заканчивается энергия, их ядра коллапсируют, и они выбрасывают свои газовые внешние атмосферы в космос в результате мощного взрыва сверхновой II типа.

Связанный: Когда взорвется солнце?

Ученые наблюдали за красными сверхгигантами до того, как они стали сверхновыми, и изучали последствия этих космических взрывов, однако до сих пор они никогда не наблюдали весь процесс в реальном времени.

Авторы нового исследования начали наблюдать за SN 2020tlf летом 2020 года, когда звезда мерцала яркими вспышками излучения, которые команда позже интерпретировала как выброс газа с поверхности звезды. Используя два телескопа на Гавайях — телескоп Института астрономии Гавайского университета Pan-STARRS1 и обсерваторию В. М. Кека на Мауна-Кеа — исследователи наблюдали за капризной звездой в течение 130 дней. Наконец, в конце этого периода, звезда взорвалась.

Команда увидела признаки плотного облака газа, окружавшего звезду во время ее взрыва — вероятно, того же газа, который звезда выбрасывала в предыдущие месяцы, говорят исследователи. Это говорит о том, что звезда начала испытывать сильные взрывы задолго до того, как ее ядро ​​разрушилось осенью 2020 года. , затем разрушаются и сгорают до сих пор», — говорится в заявлении соавтора исследования Раффаэллы Маргутти, астрофизика из Калифорнийского университета в Беркли.

Эти наблюдения показывают, что красные сверхгиганты претерпевают значительные изменения в своей внутренней структуре, что приводит к хаотическим взрывам газа в последние месяцы их жизни перед коллапсом, заключила команда.

Первоначально опубликовано на Live Science.

Брэндон — редактор по космонавтике и физике в Live Science. Его статьи публиковались в The Washington Post, Reader’s Digest, CBS.com, на веб-сайте Фонда Ричарда Докинза и в других изданиях. Он имеет степень бакалавра творческого письма в Университете Аризоны, а также несовершеннолетние в области журналистики и медиа-искусства. Больше всего ему нравится писать о космосе, науках о Земле и тайнах Вселенной.

Астрономы наблюдают, как звезда умирает, а затем взрывается как сверхновая — впервые

Художественное изображение красной сверхгигантской звезды, превращающейся в сверхновую типа II, испускающей яростный выброс радиации и газа на последнем издыхании, прежде чем коллапсировать и взрывающийся. Предоставлено: Обсерватория В. М. Кека/Адам Макаренко

Это еще одно новшество в астрономии.

Группа астрономов впервые в режиме реального времени засняла, как красная звезда-сверхгигант достигает конца своей жизни. Они наблюдали, как звезда корчилась в предсмертной агонии, прежде чем, наконец, взорвалась как сверхновая.

И их наблюдения противоречат предыдущим представлениям о том, как ведут себя красные сверхгиганты перед тем, как взорваться.

Художественное представление красного сверхгиганта в последний год своей жизни, испускающего бурное облако газа. Это говорит о том, что по крайней мере некоторые из этих звезд претерпевают значительные внутренние изменения, прежде чем стать сверхновой. Кредит: В.М. Обсерватория Кека/Адам Макаренко

Команда астрономов наблюдала за разворачивающейся драмой глазами двух обсерваторий на Гавайях: Pan-STARRS в Халеакала, Мауи, и обсерватории W. M. Keck на Маунакеа, остров Гавайи. Их наблюдения были частью переходного обзора Эксперимента с молодой сверхновой (YSE). Они наблюдали за взрывом сверхновой, получившей название SN 2020tlf, в течение последних 130 дней до ее взрыва.

«Впервые мы наблюдали взрыв красной звезды-сверхгиганта!»
— Винн Джейкобсон-Галан, Калифорнийский университет в Беркли

Название статьи, в которой представлено открытие, — «Последние моменты. I. Предшествующая эмиссия, расширение оболочки и повышенная потеря массы, предшествующие светящейся сверхновой II типа 2020tlf». Статья опубликована в The Astrophysical Journal, а ее ведущим автором является Винн Джейкобсон-Галан, научный сотрудник NSF в Калифорнийском университете в Беркли.

«Это прорыв в нашем понимании того, что массивные звезды делают за мгновения до своей смерти», — сказал Джейкобсон-Галан в пресс-релизе. «Прямое обнаружение предсверхновой активности в красной сверхгигантской звезде никогда ранее не наблюдалось в обычной сверхновой типа II. Мы впервые наблюдали взрыв красной звезды-сверхгиганта!»

«Это как смотреть на бомбу замедленного действия».
— Раффаэлла Маргутти, Калифорнийский университет в Беркли

Открытие датируется летом 2020 года. В то время звезда-прародитель испытала резкое увеличение светимости. Pan-STARRS обнаружил это усиление, и когда наступил Падение, звезда взорвалась как SN 2020tlf. Сверхновая — это сверхновая типа II, когда массивная звезда испытывает быстрый коллапс, а затем взрывается.

Это видео представляет собой художественное изображение красного сверхгиганта, превращающегося в сверхновую типа II, испускающего мощный выброс радиации и газа на последнем издыхании, прежде чем коллапсировать и взорваться. Предоставлено: Обсерватория В. М. Кека/Адам Макаренко

Команда использовала спектрометр с изображением низкого разрешения (LRIS) обсерватории Кека, чтобы зафиксировать первый спектр сверхновой. Данные LRIS показали околозвездный материал вокруг звезды, когда она взорвалась. Этот материал, вероятно, является тем, что Pan-STARRS видел выбросом звезды летом, прежде чем она взорвалась.

«Кек сыграл важную роль в предоставлении прямых доказательств превращения массивной звезды во взрыв сверхновой», — сказала старший автор Раффаэлла Маргутти, доцент астрономии Калифорнийского университета в Беркли. «Это как смотреть на бомбу замедленного действия. Мы никогда не подтверждали такую ​​бурную активность в умирающей красной сверхгигантской звезде, когда мы видим, что она производит такое яркое излучение, а затем коллапсирует и сгорает, до сих пор».

Этот рисунок из исследования показывает сверхновую до и после взрыва. На верхней панели зеленым цветом показано общее количество всего электромагнитного излучения, испускаемого событием на всех длинах волн. На средней панели температуры черного тела показаны красным цветом, а на нижней панели — радиусы синим цветом. Фото: Jacobson-Galán et al, 2022

После взрыва команда обратилась к другим инструментам Кека, чтобы продолжить наблюдения. Данные DEEP Imaging and Multi-Object Spectrograph (DEIMOS) и Echellette Spectrograph в ближнем инфракрасном диапазоне (NIRES) показали, что звезда-прародитель была в 10 раз массивнее Солнца. Звезда находится в галактике NGC 5731 на расстоянии около 120 миллионов световых лет.

Наблюдения группы привели к новому пониманию сверхновых типа II и их звезд-прародителей. До этих наблюдений никто не видел, чтобы красный сверхгигант демонстрировал такой всплеск светимости и подвергался таким мощным извержениям перед взрывом. В свои последние дни они были гораздо спокойнее, как будто смирились со своей судьбой.

Красные звезды-сверхгиганты выбрасывают вещество до коллапса ядра. Но этот выброс материала происходит в гораздо более длительные сроки, чем SN 2020tlf. Эта сверхновая излучала околозвездный материал (CSM) за 130 дней до коллапса, и это делает ее загадкой. Яркая вспышка перед взрывом звезды каким-то образом связана с выброшенным CSM, но команда исследователей не уверена, как все они взаимодействовали.

Представление художника о взрыве сверхновой типа II, связанном с разрушением массивной сверхгигантской звезды. Фото: ESO

Значительная изменчивость звезды, приведшая к коллапсу, вызывает недоумение. Мощная вспышка света, исходящая от звезды перед взрывом, предполагает, что что-то неизвестное происходит в ее внутренней структуре. Какими бы ни были эти изменения, они приводят к гигантскому выбросу газа до того, как звезда разрушится и взорвется.

В своей статье авторы обсуждают, что могло вызвать выброс газа. Одной из возможностей является потеря массы, вызванная волнами, которая происходит на поздних стадиях звездной эволюции. Это происходит, когда «…возбуждение гравитационных волн

Гравитационные волны — это искажения или рябь в ткани пространства и времени. Впервые они были обнаружены в 2015 году детекторами Advanced LIGO и возникают в результате катастрофических событий, таких как столкновение черных дыр, сверхновых или слияние нейтронных звезд.

В заключении своей статьи авторы кратко подводят итоги. «Учитывая диапазон масс прародителей, полученный из небулярных спектров, вполне вероятно, что повышенная потеря массы и эмиссия предшественников являются результатом нестабильности, глубоко укоренившейся в недрах звезды и, скорее всего, связанной с последними стадиями ядерного горения. Энергия, выделяемая либо гравитационными волнами, генерируемыми на стадиях горения неона/кислорода, либо кремниевой вспышкой в ​​последние ?130 дней существования прародителя, могла выбросить звездный материал, который затем был обнаружен как в потоке до взрыва, так и в спектре ранней сверхновой».