Одним из важнейших свойств нейтронных звезд являются их начальные скорости, т.к. по всей видимости они несут на себе отпечаток взрыва сверхновой. При взрыве выделяется колоссальная энергия - 10⁵³ эрг (10⁴⁶ Дж). Большая ее часть уносится нейтрино. Остальное излучается в виде электромагнитного и гравитационного излучения, а также переходит в механическую энергию сброшенного вещества. Даже если допустить небольшую (порядка процента) асимметрию взрыва, то образовавшийся компактный остаток получить кик (толчок), в результате чего мы будем потом наблюдать, например, быстро двигающийся пульсар. Измеренные скорости этих объектов достигают 2000 км/с !!!

Автор дает обзор основных механизмов появления кика:
Гидродинамический,
Нейтринный,
Электромагнитный.

Укажем также на любопытную возможность того, что наиболее быстродвигающиеся компактные объекты - это кварковые звезды.

Рассмотрены самые последние тенденции в теории образования джетов. Самыми важными направлениями авторы считают следующие:

1. джеты образуются в течение нескольких секунд после коллапса ядра сверхновой;
2. джеты ответственны за асимметрию коллапса сверхновой в целом.

Все больше аргументов обнаруживается в пользу связи гамма-всплесков со сверхновыми (например, SN1998bw/GRB980425 или SN2003dh/GRB030329). Однако это процессы яркость которых различается в 50000 раз и определить происходят ли они одновременно или одно опережает другое на 1-2 дня очень непросто. Подробнее - в статье.

Очень красивая идея!

Сверхновые типа I и II различают по наличию (в типе II) и отсутствию (в типе I) в их спектрах линий водорода. Теория эволюции звезд говорит нам, что сверхновые типа II это массивные звезды с богатой водородом оболочкой, их взрывы связаны с коллапсом ядра звезды. Со сверхновыми типа I ситуация более сложна - их подразделяют на три подкласса: сверхновые типа Ib и Ic - тоже массивные звезды, но лишившиеся водородной оболочки. А вот у сверхновых Ia физика совсем другая - это два сливающихся белых карлика (самая популярная модель). Поэтому отсутствие линий водорода в спектрах сверхновых типа Ia получает естественное объяснение.

Сверхновая 1987a, вспыхнувшая в Магеллановых Облаках, относится к типу II, а загадочные гамма-всплески в последнее время связывают со взрывами сверхновых типа Ic.

Всегда ли верна указанная картина? Джон Миддледич утверждает, что нет.

Слияние двух белых карликов может выглядеть, как взрыв сверхновой II типа, если белые карлики - двойное ядро звезды, окруженное оболочкой, которая и порождает линии водорода. (Подобную модель сверхновой с двойным ядром разрабатывала группа В.С.Имшенника из ИТЭФ, но в той модели двойное ядро было нейтронным.) Подобной "замаскированной" сверхновой могла быть SN 1987a. Тогда может быть и гамма-всплески - порождение сливающихся белых карликов?

Очень простая и красивая идея: мы наблюдаем далекие сверхновые типа Ia и видим, что они несколько слабее, чем должны были бы быть во Вселенной расширяющейся согласно моделям Фридмана. И мы делаем вывод, что Вселенная расширяется ускоренно. Но снижение светимости может быть связано с тем, что часть фотонов по пути к нам превратились в другие частицы - аксионы. (Примерно такое же явление приводило к недостатку нейтрино от Солнца на Земле и закончилось открытием смешивания различных сортов нейтрино.) Строгим доказательством смешивания может стать обнаружение систематической разницы между фотометрическими расстояниями (определяемыми по светимости далеких объектов) и угловыми расстояниями (определяемыми по угловому диаметру далекого объекта).

[Замечание: Вероятно эта красивая идея все-таки не верна, поскольку ускорение расширения Вселенной независимо подтверждается и по чито космологическим данным.]

В физике взрыва сверхновой есть еще очень и очень много непонятного. В наиболее проработанной на сегодняшний день модели сброс оболочки происходит за счет мощного потока нейтрино. Однако, пока в расчетах не удается получить нужную энергетику взрыва при данной нейтринной светимости.

Японские ученые рассматривали зависимость энергии взрыва от параметров флуктуаций нейтринного потока. Пусть у нас задана полная нейтринная светимость. Но пусть мы можем задавать небольшие угловые флуктуации потока. Оказывается, что это может помочь в решении проблемы сброса оболочки! Пока расчеты проведены для достаточно простой модели. Но результаты обнадеживают. Необходимы более детальные расчеты.

Сверхновые типа II-P имеют на кривой блеска вскоре после максимума достаточно продолжительный участок с медленным спаданием светимости - "плато". В данной работе исследованы 24 таких сверхновых. Многие из параметров этих сверхновых меняются в широких пределах: светимость на плато и на последующем спаде, скорость расширения оболочки, начальный радиус звезды, энергия взрыва, сброшенная масса оболочки и ⁵⁶Ni. Несмотря на этот разброс наблюдаются определенные свойства и зависимости параметров:

1. Все параметры меняются непрерывно (внутри некоторых интервалов значений).
2. В первом приближении все эти зависимости можно описать как однопараметрическое семейство.
3. Роль основного параметра играет масса предсверхновой.

Очень близким темам посвящены еще две статьи:

astro-ph/0310056 A.Pastorello et al. Наблюдательные свойства сверхновых типа II с плато (Observational Properties of Type II Plateau Supernovae)

astro-ph/0310057 L.Zampieri et al. Наше понимание сверхновых второго типа (Understanding Type II Supernovae)

Точки - наблюдательные кривые блеска сверхновых из работы astro-ph/0310056. Разным цветом показаны сильные, слабые и промежуточные сверхновые. Синяя линия - SN 1987a.

Очередная работа группы ученых из ИКИ, последовательно изучающих магнитовращательный механизм взрыва сверхновых. В этом механизме источником энергии служит кинетическая энергия быстро вращающейся нейтронной звезды, она передается сбрасываемой оболочке через магнитное поле. В построенной в работе модели энергия взрыва составляет 1.12x10⁵¹ эрг, сбрасывается 0.11 массы Солнца.

Мы можем не заметить вспышку сверхновой в оптике, если она отгорожена от нас плотным слоем пыли, которая поглощает излучение Сверхновой. В инфракрасном диапазоне (даже в ближнем) этого уже не происходит. В заметке обсуждается успешность такого подхода и возможные будущие проекты, целиком ориентированные на поиск и наблюдение сверхновых в инфракрасном диапазоне.

По сути сейчас нет совсем уж стандартной модели гамма-всплеска. Есть несколько более-менее общепринятых моментов, которые пытаются проверить и по возможности увязать друг с другом. Например, довольно активно обсуждается возможная связь гамма-всплесков со сверхновыми типа Ib/c.

В данной группе моделей гамма-всплеск связан с джетом, возникающем при коллапсе массивной звезды в черную дыру. Важным параметром, который в принципе можно определять из наблюдений, является угол, под которым мы видим джет. Модели дают разнообразные предсказания, например, касательно регистрации радиоизлучения.

Для GRB980425 предсказывались параметры радиоизлучения, которые затем не были обнаружены. Это является для многих аргументом против данной группы моделей. Автор показывает, как можно модифицировать модель (точнее, следать ее более общей), чтобы удовлетворить имеющимся наблюдениям. Ключевым оказываются параметры звздного ветра взорвавшейся звезды. Соответственно делаются новые предсказания относительно долговременного (годы) поведения радиоизлучения.

Коллапсирующее ядро массивной предсверхновой - один из самых мощных источников нейтрино во Вселенной. Какое воздействие этот поток может оказать на ядра атомов в коллапсирующем ядре? Как на этих реакциях может сказаться эффект смешивания нейтрино (переход нейтрино одного сорта в другие)? Вот две основные темы этого короткого обзора.

Эта статья - праздник трехмерных расчетов, которые были выполнены для серии моделей с различной скоростью вращения и магнитным полем. Самое быстрое из рассмотренных вращений не приводит к фрагментации звезды и не вызывает существенных изменений в процессах конвекции в центре ее ядра. Аналогично, рассматривались не слишком сильные магнитные поля, которые не доминируют в процессе взрыва сверхновой (более сильные магнитные поля, наблюдаемые у нейтронных звезд, могут возникать при их последующем охлаждении и сжатии). В модели с самым быстрым вращением может образоваться пульсар, энергии вращения которого будет достаточно для сброса оболочки сверхновой. Но современные эволюционные теории предсказывают слишком медленное вращение у предсверхновых, чтобы такой (магниторотационный) механизм мог сработать.

Наиболее многочисленные сверхновые, согласно закону Солпитера, образуются из звезд с массами около 10 M_o. Однако, их эволюция в одиночных и двойных системах заметно различается. В конце эволюции в двойных звездах с начальной массой >11 M_o образуется меньшее железное ядро, чем в одиночных. Звезды с массой 8-11 M_o в двойных системах вызывают взрывы сверхновых (коллапс ядра вызывается реакциями электронного захвата), а одиночные системы такой массы превращаются в тяжелые O-Ne-Mg белые карлики. Естественным образом возникают две группы звезд: эволюционировавших в тесных двойных и одиночные или широкие пары. Взрывы сверхновых первой группы сопровождаются меньшей отдачей и, как следствие, порождают нейтронные звезды с малыми пространственными скоростями.
[Прим.: Конечно, все эти заключения требуют дополнительной проверки.]

Целый ряд интересных тем, в которых переплетаются физика и астрофизика, мы называем "Теорией Сверхновых". В данной статье автор успел коснуться четырех из них:

1. Откуда у пульсаров высокие пространственные скорости?
2. Гравитационные волны от коллапса ядра.
3. Взрыв сверхновой и ее вращение.
4. Откуда берется энергия Сверхновой?

Проекты поиска далеких сверхновых ведутся уже несколько лет, зарегистрировано несколько десятков таких событий (0.3<z<1) - теперь можно приступить к статистической обработке всего множества зарегистрированных явлений.

В данной работе был выполнен следующий анализ - для различных эмпирических законов звездообразования во Вселенной (показанных на рисунке) была оценена задержка между образованием звезды, из которой возникла сверхновая, и моментом взрыва. Даже в общем случае этот интервал оказывается довольно велик: порядка или более 1 млрд.лет, для закона звездообразования Мадау получается оценка >1.7 млрд.лет (на 95% уровне значимости), для закона Ланцетта в котором звездообразование на больших z существенно выше - >2.5 млрд.лет.

Эмпирические законы звездообразования во Вселенной: (слева) закон Мадау - максимальный темп звездообразования приходится на z=1.5-2; (в центре) закон Ланцетта - темп звездообразования растет с z, до z~2 - быстро, затем - медленнее; (справа) закон Кови-Стейделя с постоянным темпом звездообразования при z>2.

Еще одна статья тех же авторов на близкую тему:

astro-ph/0309797 Частота вспышек сверхновых типа Ia в скоплениях галактик при z<1: приложение к происхождению сверхновых и источникам железа в скоплениях (The Type-Ia Supernova Rate in z < 1 Galaxy Clusters: Implications for Progenitors and the Source of Cluster Iron)

Приборы, установленные на обсерватории INTEGRAL, зарегистрировали сильное и протяженное излучение вызванное аннигиляцией позитронов и электронов в области балджа Млечного Пути. Наличие столь существенного избытка позитронов требует своего объяснения. Одно из возможных: некоторое время назад в центральной области нашей Галактики (не обязательно в самом центре) произошла вспышка гиперновой, сопровождавшаяся гамма-всплеском.

Сверхновая 2001ig типа IIb вспыхнула (как следует из ее названия) в 2001 году в галактике NGC 7424. Она регулярно наблюдалась на австралийском радиотелескопе "Compact Array" начиная со второй недели после ее открытия. Эта сверхновая лучше всего исследована в радиодиапазоне после знаменитой сверхновой 1993J. Для SN 2001ig получены кривые блеска на частотах от 1.4 до 20 ГГц.

Радио кривые блеска SN 2001ig на разных чаcтотах (теория и наблюдения): 18.8 ГГц (сплошная линия/кружки), 8.6 ГГц (пунктир/кресты), 4.8 ГГц (штрих-пунктир/квадраты), 2.4 ГГц (точки/треугольники) и 1.4 ГГц (штрих-три точки/ромбы).

После того, как светимость сверхновой на частотах 8.6 и 4.8 ГГц достигла максимума (это произошло через 1-2 месяца после вспышки) кривые блеска на этих частотах по крайней мере дважды существенно отклонялись от ожидаемого (и предсказываемого теорией) плавного затухания. Вероятно это произошло из-за взаимодействия с окружающей средой, что указывает на периодическое усиление сброса массы предсверхновой на самых последних стадиях своего существования.

Отклонение кривых радиоблеска SN 2001ig от ожидаемых. Символы те же, что и на первом рисунке.

Кривые блеска некоторых сверхновых типа Ia имеют странные особенности. Авторы предлагают модель, в которой такие феномены объясняются тем, что взрыв произошел в плотном газе, окружающем звезду. Оболочки должны быть достаточно тяжелыми (несколько масс Солнца). Они могут образовываться из вещества красного гиганта, который входит в тесную систему с белым карликом. Собственно именно карлик и взорвется за счет нааккрецированного вещества гиганта. Можно обойтись и одиночной звездой с массой порядка 8 масс Солнца.

В продолжение темы о сверхновых Ia. Авторы описывают наблюдения объектов этого типа на больших красных смещениях с помощью Космического телескопа. Представлен спектр самой далекой сверхновой (точнее, сверхновая самая далекая из всех, для которых удалось получить спектр). Полученные данные позволяют надеяться на создание методики, которая даст возможность выделять больше сверхновых на красных смещениях 1.2 < z < 1.8.

Фундаментальный обзор, он же глава книги, написанный одной из самых старых и опытных групп исследователей, несколько десятилетий занимающихся численным моделированием вспышек сверхновых. Удивительно, но две трети обзора занимают современные наблюдательные данные о сверхновых - то с чем ученые сравнивают свои модели. Существенная часть материала посвящена гиперновым: сверхмощным сверхновым, при коллапсах которых, возможно, происходят гамма-всплески.

Кривые блеска четырех сверхновых типа Ic
вблизи максимума их блеска:
(сверху вниз)1998bw, 1997ef, 2002ap и 1994I.
Возможно, некоторые из них - гиперновые.

В настоящее время несколько групп наблюдательных фактов свидетельствуют о наличии темной энергии в количестве, достаточном для ускоренного расширения Вселенной в настоящее время. Первые указания появились в 1998 г. благодаря наблюдениям сверхновых типа Ia на больших красных смещениях. С тех пор не утихают споры насколько точно эти объекты соответствуют требованиям, предъявляемым к т.н. "стандартным свечам". Дело в том, что сверхновые могут обладать разной светимостью при разном химическом составе, разной массе взрывающегося объекта и т.д. Кроме того, важной могла бы оказаться роль пыли. В данном обзоре авторы кратко разбирают различные сценарии взрыва сверхновых Ia, и обсуждают к каким зависимостям светимости от красного смещения это может приводить.

На рисунке показано как для сверхновых Ia, родившихся в спиральных и эллиптических галактиках, светимость зависит от красного смещения. Видно, что на очень больших смещениях остаются только сверхновые в эллиптических галактиках и для них вариация светимости не столь велика.

Напомним, что в настоящее время данные по сверхновым не являются ни единственным, ни даже основным доказательством ускорения расширения Вселенной. Так что острота спора несколько спала. Однако разобраться все равно надо.

В дополнение в предыдущей статье стоит прочесть и эту, специально посвященную свойствам материнских галактик сверхновых. Эволюция сверхновых тесно связана с эволюцией галактик, т.к. изменяется их химический состав и параметры звездообразования.

Автор показывает, что по кривой блеска все-таки можно правильно откалибровать светимость, чтобы использовать сверхновые в космологии.

Сверхновые типа Ia так или иначе должны быть связаны с белыми карликами. В спектрах этих взрывающихся звезд нет водородных линий, кроме того они часто встречаются в эллиптических галактиках, где в данное время мало массивных звезд. Что же заставляет белый карлик взрываться? Основных идей по этому поводу две: аккреция на белый карлик и слияние двух белых карликов.

Наблюдения сверхновой SN 2002ic на первый взгляд поддерживают первую идею - дело в том, что в спектре были замечены линии водорода - H_alpha. Однако в этой короткой заметке авторы показывают, что все не так-то просто, и второй сценарий - слияние двух белых карликов - также может удовлетворять полученным данным.

Если "поджать" кислородно-углеродный белый карлик, то плотность и температура в его недрах могут оказаться достаточными для начала пикноядерных реакций. Это может привести к взрыву сверхновой первого типа. Такая ситуация может реализовываться при пролете белого карлика вблизи черной дыры. В своих вычислениях авторы рассматривают несколько ситуаций: белый карлик в двойной системе, пролет мимо массивной черной дыры в шаровом скоплении, прохождение вблизи сверхмассивной черной дыры в галактическом ядре. По оценкам авторов темп таких вспышек оказывается немаленьким, а потому актуально обсуждение наблюдательных проявлений таких взрывов, а также стратегии их поиска.

Как мы неоднократно писали, в астрофизике сверхновых существует масса нерешенных проблем. Связано это как со сложностью происходящих процессов, так и с редкостью этих событий. Например, было бы очень важно иметь информацию о взорвавшейся звезде, но она крайне редко оказывается доступной. До появления этой работы было известно всего пять таких звезд-прародителей (среди них - прародительница SN1987A в Магеллановом облаке).

Обработав архивные данные, полученные на Космическом телескопе за год до наблюдения вспышки, авторы смогли определить, что до взрыва звезда была красным сверхгигантом с начальной массой около 8-9 масс Солнца. Авторы полагают, однако, что информация еще нуждается в подтверждении. Для этого необходимо провести повторные наблюдения на Космическом телескопе после того как блеск сверхновой существенно уменьшится. Это позволит точнее определить положение центра взрыва, т.е. позволит с уверенностью утверждать, что звезда-прародитель была выделена верно.

Работа известной японской группы.

Черные дыры образуются из наиболее массивных звезд (с массой по крайней мере выше 20-25M_o). По своим "внешним" проявлениям такие явления занимают, по-видимому, две крайние ниши - сверхновые с медленным вращением коллапсируют "тихо" и выбрасывают малое количество металлов (Faint Supernovae), при быстром вращении черной дыры образуются Гиперновые, которые синтезируют много металлов и, возможно, сопровождаются гамма-всплесками. Очень похожими на них должны были быть сверхновые в сверхмассивных звездах первого поколения (популяции III), хотя сегодня никто не знает были ли эти вспышки Гиперновыми.

В данной работе проведены расчеты спектра синтезируемых и выбрасываемых химических элементов для "слабой" и "сильной" сверхновых. Интересным является вывод, что наблюдаемое в сверхбедных металлами звездах (типа HE0107-5240) распределение элементов похоже на порождаемое сверхновой с черной дырой (и может объясняться близким взрывом подобной сверхновой в далеком прошлом) и существенно отличается от того, что дают обычные сверхновые.

Сравнение рассчитанного для звезды с начальной массой 25Mo при взрыве с энергией 3.1050 эрг распределения химических элементов (сплошная линия) с наблюдающимся у свехбедной металлами звезды HE0107-5240 (красные точки).

Посмотрите также статью astro-ph/0306417 о нуклеосинтезе при взрыве массивной звезды, порождающей гамма-всплеск той же исследовательской группы.

Первой сверхновой, вспышку которой связали с гамма-всплеском, была близкая сверхновая SN 1998bw (а гамма-всплеск - GRB980425). Красное смещение у 1998bw было равно z=0.0085, что соответствует расстоянию ~37 Мпк. После этого события проявления сверхновых стали "обнаруживать" у многих других гамма-всплесков. (Слово обнаруживать взято в кавычки потому, что во всех случаях обнаруживались не более чем "указания на присутствие сверхновых", смотри, например, АНКу от 21 июня 2003 г.) Со сверхновой 1998bw были и другие проблемы: 1) небольшое, но значимое, несовпадение положения рентгеновского ореола гамма-всплеска со сверхновой; 2) если данная ассоциация верна, то полная энергия всплеска (при изотропии его излучения) составляла бы всего ~8_.10⁴⁷ эрг, что на несколько порядков меньше, чем у самого слабого всплеска с измеренным расстоянием.

Всплеск GRB030329 оказался вторым (а может быть первым) по близости к нам. Его красное смещение, измеренное авторами данной статьи на эшеле-спектрографе телескопа VLT (диаметром 8 м), оказалось равным z=0.1685, что соответствует расстоянию ~810 Мпк при W_L=0.7 и H₀=70 км/с/Мпк. Энергия этого всплеска была вполне типичной ~9_.10⁵¹ эрг (в диапазоне энергий 30-400 кэВ при изотропном излучении).

С помощью телескопа VLT была прослежена спектральная эволюция оптического ореола GRB030429 в интервале 5-30 дней после всплеска. Первые спектры (3 и 8 апреля) имеют почти степенной вид, но по мере затухания ореола спектр становился все более похож на спектр сверхновой 1998bw (на поздней стадии). Этот факт не доказывает связи GRB030429 со вспышкой сверхновой, но является сильным аргументом в пользу данной идеи. Еще один аргумент - совпадение предполагаемого момента вспышки сверхновой с гамма-всплеском.

Спектры оптического ореола гамма-всплеска GRB 030429

Статья будет опубликована в журнале Nature 423, 847-850 (2003).

Общеизвестный факт, первичный нуклеосинтез (на очень ранних космологических стадиях) заполнил Вселенную водородом и гелием. Более тяжелые элементы, вплоть до "железного пика" (Fe, Ni и Co), возникли при термоядерных реакциях внутри звезд, а еще более тяжелые - при вспышках Сверхновых. Это утверждение верно в среднем. Например, в Сверхновых образуются как тяжелые, так и легкие элементы. Кроме того во время вспышек Сверхновых идут ядерные реакции с участием нейтрино - так называемый "нейтринный катализ". (Для их протекания требуется сверхмощный источник нейтрино, которым и является Сверхновая, в другое время такие реакции малоэффективны.) Вот примерная проблематика, которой посвящен данный обзор.

Расчеты и наблюдения темпов сверхновых разных типов является очень важной астрофизической задачей (см., например, "A New Population of Old Stars", где обсуждаются старые звезды малой металличности с выходом на появление первых сверхновых типа Ia и относительны темпы появления сверхновых). С точки зрения теории это очень сложная проблема. Первое - мы не знаем, как собственно происходит взрыв сверхновых некоторых типов (особая проблема с учетом вращения и магнитного поля). Второе - есть неопределенности в финальных стадиях эволюции массивных звезд (опять же - роль вращения и магнитных полей). Третье - эволюция звезд зависит от металличности, которая меняется не только от галактики к галактике, но и внутри Галактики (как в пространстве, так и во времени).

В этой работе, рассматривая влияния многих эффектов, авторы особое внимание уделяют двойственности звезд. Учет того простого факта, что большой процент звезд входит во взаимодействующие двойные, оказывает влияние на результаты расчетов.

Рассмотрены сверхновые типов Ib,c и II, т.е. тех, что связаны с коллапсом ядер массивных звезд. Показано, что относительное число сверхновых этих подтипов зависит от металличности, что и ожидалось на основе рассчетов. Причем, данные лучше согласуются с предсказаниями моделей, учитывающих вращение звезд (построение таких моделей является важным достижением последних лет).

Авторы обсуждают, что сможет дать специализированный спутник SNAP, который будет наблюдать сверхновые на больших красных смещениях (порядка единицы).

Как известно, впечатляющие результаты по изучению динамики расширения Вселенной были получены практически одновременно и независимо двумя группами (HZT-High-Z supernova search Team: Garnavich, Schmidt et al. и Supernova Cosmology Project: Perlmutter et al.). Обе группы использовали сверхновые типа Ia в качестве стандартных свечей, но методика во многом отличалась (и, естественно, использовались разные сверхновые). В этой статье представлены новые результаты группы HZT по сверхновым на красных смещениях порядка 1. Открыто 8 сверхновых на z=0.3-1.2.

Собственно, подтверждены ранние результаты. Единственным важным пунктом является то, что похоже Большой разрыв нам не грозит: данные свидетельствуют в пользу темной энергии с параметром уравнения состояния вблизи -1.

Неспециалистам советуем прочесть хотя бы введение.

Сверхновые типа Ia очень яркие и очень хорошие "стандартные свечи". Это позволяет с высокой точностью определять расстояния до них, даже когда вспышка происходит в далекой галактике. Именно с их помощью впервые было обнаружено, что наша Вселенная расширяется с ускорением (впоследствие это было подтверждено другими способами). Поэтому так важно знать какой внутренний разброс цветов и светимостей присущ этим объектам. Авторы показали, что разброс цветов спустя 40 дней после максимума блеска в B-фильтре меньше 0.1 звездной величины (что совпадает с делавшимися ранее оценками). Важнее другое - обнаружено, что несколько дальше (т.е. спустя более чем 40 дней) этот разброс уменьшается, т.е. "стандартные свечи" можно сделать "еще лучше"!

На этой неделе появились два замечательных обзора:

Космология по Сверхновым, где описывается "экспериментальное исследование" космологического устройства нашей вселенной с помощью Сверхновых типа Ia на больших красных смещениях.

И подробный обзор оптических кривых блеска сверхновых разных типов B.Leibundgut astro-ph/0304112.

Последняя тема очень актуальны в текушем году в связи с "участившимся" выделением кривых блеска сверхновых из оптических послесвечений гамма-всплесков Из-за этого данная тема недели пересекается с предыдущей.

Сверхновые Ia - это взрыв белого карлика в двойной системе. Т.о. "кто на первой базе, мы знаем, а кто на второй?" Что за звезды поставляли вещество взорвавшемуся компактному объекту? Нормальная звезда? Гигант? Субгигант? Другой белый карлик? Можно попытаться детально исследовать какой-нибудь подходящий галактический остаток сверхновой типа Ia, чтобы найти этого загадочного "мистер N2". Именно это и проделали авторы статьи.

Они рассматривали два исторических остатка ("исторических" в том смысле, что вспышки сверхновых зафиксированы в старых записях) SN 1572 и SN 1006. Проводился отбор звезд-кандидатов, которые обладали бы большими скоростями (это связано с распадом двойной после взрыва). Затем исследовались спектры отобранных звезд.

Пока, к сожалению, есть только "подозреваемые". Так что ждем продолжения детектива о поиске загадочного "мистера N2".

Большая детальная оригинальная работа. Упоминаем ее потому, что биполярные сверхновые не на слуху у неспециалистов, а потому работа может представлять широкий интерес (имеется в виду по-крайней мере введение/заключение).

За последние 10 лет мы узнали сного нового о процессах происходящих в остатках сверхновых, в частности о сильных ударных волных в них. Этот прогресс связан с запуском целого ряда космических гамма и рентгеновских обсерваторий. Например, стало ясно, что оболочечные остатки (shells) подобные остатку Сверзновой 1006 года, излучают в основном синхротронным образом, за счет электронов с энергиями до 100 ТэВ. Это всего лишь на порядок меньше, чем энергия 3^.10¹⁵ эВ на которой наблюдается излом наклона спектра коммических лучей. Одни из выводов: остатки сверхновых - "ясли" для ускорения частиц не самых высоких энергий.

^{(Архив Сверхновые:} v.2, 2004, v.1, 2002-2003)