Международная команда астрономов провела фотометрические и спектроскопические наблюдения недавно открытой сверхновой SN 2024abfl. Результаты работы позволили подробно описать физические свойства взрыва и определить параметры звезды, из которой он произошёл.

SN 2024abfl была обнаружена 15 ноября 2024 года в галактике NGC 2146 с видимой величиной 17,5 и классифицирована как сверхновая типа II-P по характеру кривой блеска. Анализ архивных данных «Хаббла» позволил выявить возможную звезду-предшественницу массой 9–12 солнечных масс.

Наблюдения с наземных телескопов, главным образом на обсерватории Синлун в Китае, показали, что плато кривой блеска SN 2024abfl длилось около 126,5 дня — дольше, чем у обычных сверхновых типа II-P. Абсолютная величина плато составила около −15, что значительно ниже типичной яркости таких объектов и указывает на толстую водородную оболочку у звезды-предшественницы.

Спектральная эволюция объекта в целом совпадала с другими SN II-P, но скорости выброса вещества оказались существенно ниже. Через 37 дней после взрыва появилась высокоскоростная линия поглощения Hα, вероятно связанная с потоком вещества во внутренних слоях выброса. Ещё через 24 дня возникли линии излучения со скоростями около 2000 км/с, возможно из-за взаимодействия с окружением.

Примерно через 138 дней сверхновая перешла в туманную фазу, когда излучение формируется в основном разрежённым расширяющимся газом. Оценки показали, что масса радиоактивного никеля-56 составила около 0,009 солнечных масс, начальная кинетическая энергия — 4,2 × 1016 джоулей, а масса выброшенного вещества — 8,3 солнечных масс.

Радиус предшественницы оценён почти в 1000 радиусов Солнца, что соответствует красному сверхгиганту. Собранные данные подтверждают, что SN 2024abfl — тусклая сверхновая, возникшая из сравнительно маломассивной звезды. Масса звезды перед взрывом, по оценкам, была меньше 15 солнечных масс.

Изучение SN 2024abfl также позволило уточнить свойства аналогичных объектов, таких как NGC 6946-BH1, и показать, что тусклые сверхновые могут быть ключом к пониманию механизмов гибели средне-массивных звёзд. Такие наблюдения помогают моделировать эволюцию звёзд и процессы формирования химических элементов в галактиках.

Работа даёт редкую возможность восстановить сценарии жизни и смерти маломассивных красных сверхгигантов, показывая, почему одни сверхновые яркие, а другие — заметно тусклее. Эти данные служат важной основой для прогнозирования вклада разных типов сверхновых в эволюцию галактик и Вселенной.