Учените са изследвали свръхновата от SN 2015ba IIP тип, показвайки дълго плато на кривата на светлината. Новото проучване разкрива важна информация за свойствата на експлозията, която може да помогне за подобряване на разбирането ни за свръхнови IIP тип.
Въз основа на формата на светлинните криви астрономите обикновено разделят Supernova II на два класа. Тип II-L - линейни свръхнови с бърз линеен спад след максимална луминесценция. Но II-P (платото) остава светло за дълъг интервал от време след максималната точка. Това плато на кривата на светлината обикновено продължава около 100 дни.
Смята се, че IIP идва от звездите на предшественика, които запазват значителен брой слоеве водород (повече от 3 слънчеви маси), преди да бъдат освободени под формата на срутване на ядрото. В продължение на десетилетия учените са изучавали този тип, но някои свойства все още са трудни за обяснение.
По-горе: SN 2015ba широколентовите светлинни криви на свръхнова се изместват произволно за яснота. По-долу: крива на светлината V-лента SN 2015ba в сравнение с други IIP-тип
SN 2015ba е забелязан за първи път на 28 ноември 2015 г. на територията на галактиката IC 1029 на разстояние 100 милиона светлинни години от нас. Изследователите от Университета в Делхи (Индия) започват да наблюдават обекта 3 години след откриването му. Компанията за фотометрично и спектроскопично наблюдение отне почти 9 месеца. Използвани са 8 наземни телескопа по света. Проучването показа, че SN 2015ba демонстрира удивително дълго плато, което продължава около 123 дни. Абсолютната стойност на V-обхвата достига -17.1 50 дни след експлозията. Оказа се, че производството на един от никеловите изотопи (56Ni) е много по-ниско, отколкото в сходната свръхнова SN 2004et. Те анализираха и еволюцията на температурата след експлозията, показвайки, че в началото на ерата цифрата достига 20 000 К, за 50 дни е била намалена до 6300 К, а в късната епоха тя е била 4,800 К.
Констатациите сочат, че хидродинамичното и аналитично моделиране на SN 2015ba намеква за масивен предшественик, чиято маса преди експлозията е 25 пъти по-голяма от слънчевата. Но спектрите на супермуновете на мъглявината не подкрепят тази хипотеза, тъй като имат ниско ниво на кислород.
