Бывыют сверхновые, которые на дают на два порядка больше фотонов, чем другие мощные взрывы. Пример - SN 2006gy. Автор описывает наблюдательную ситуацию с такими событиями и предлагает интерпретацию. Идея состоит в том, что выброс, порожденный при взрыве сверхновой, сталкивается с более ранним плотным выбросом, который произошел за несколько лет до сверхновой из-за более слабого взрыва. Наиболее легко все наблюдаемые факты в случае SN2006gy находят свое объяснение, если взрывалась массивная (начальная масса - 110 масс Солнца) звезд. Из-за неустойчивостей, связанных с рожением электрон-позитронных пар, такие объекты могут произвести серию взрывов, которые завершатся сверхновой.

При близких сближениям приливные силы могут быть очень высоки. Например, можно говорить о тесных сближениях звезд с массивными черными дырми в центрах галактик или шаровых скоплений. Характерный масштаб в таком случае составляет (M_bh/M_*)^1/3R_* - это приливной радиус. Здесь M_bh - масса черной дыры, а M_* и R_* - масса и радиус звезды. Существует большая литература по приливному разрушению обычных звезд, и несколько кндидатов в такие явления уже обнаружено. Здесь же авторы исследуют сближения белых карликов с черными дырами.

Карлики могут просто разрушать черными дырами, как звезды, могут "проглатываться". Это также происходит и со звездами, но с карликами чаще, т.к. они компактнее. Для "проглатывания" важно, чтобы приливной радиус оказался меньше радиуса черной дыры. Но может происходить и еще одно явление. Приливные силы могут вызвать взрыв белого карлика. Что-то вроде сверхновой типа Ia, но уже под действием сторонних сил, поэтому для взрыва не обязательно, чтобы карлик был тяжелее предела Чандрасекара.

Авторы показывают, что для черных дыр с массами менее ~100 000 солнечных (значение зависит от массы и радиуса карлика) взрывы вполне возможны. События эти довольно редки - 0.001 от числа сверхновых Ia. Но будущие наблюдательные программы, направленные на поиск таких сверхновых, будут открывать до тысячи взрывов в год. Соответственно, есть неплохая надежда увидеть и взрывы, индуцированные приливами. ВЫделить такие события будет легко, т.к. сверхновая будет сопровождаться длительной (несколько месяцев) рентгеновской вспышкой, связанной с тем, что вещество разрушенного карлика будет постепенно поглощаться черной дырой. p>

Авторы используют довольно остроумный подход. Они анализируют данные рентгеновских наблюдений молодых остатков сверхновых в других галактиках. Точнее даже так. Они анализируют, что увидели на месте взрыва сверхновой спустя несколько десятков лет после вспышки (чаще всего просто ничего не видят). Отсутствие регистрации энергичных молодых пульсаров в подавляющем большинстве случаев позволяет поставить серьезные пределы на распределение нейтронных звезд по начальным периодам (при известном распределении по полям). В частности, доля нейтронных звезд с начальным периодом менее 40 миллисекунд должна быть очень мала (в то время как сейчас очень часто в качестве начального распределения используют предположение об очень коротких периодах).

Авторы обсуждают неопределенности при расчете синтеза элементов во взрыве сверхновой. По мнению авторов, расчеты с "пистоном" (ведь сверхновые "не взрываются" в расчетах, а потому в моделях для расчета синтеза элементов часто просто "руками" задают разлет вещества, в частности, задается твердая поверхность, которая движется наружу и собственно "движет" взрыв и разлет) могут давать результаты на порядок отличающиеся (в бОльшую сторону) от правильных. Это происходит из-за того, что в таких моделях недооценивается эффект возратной аккреции (fall-back).

Также группа одновременно выложила ряд других коротких заметок (все они для материалов конференций) по различным аспектам, связанным с расчетами взрывов сверхновых разных типов (и слияния белых карликов, и коллапс ядер): arxiv:0811.4645, arxiv:0811.4646, arxiv:0811.4650, arxiv:0811.4651, arxiv:0811.4653, arxiv:0811.4654, arxiv:0811.4655, arxiv:0811.4658.

Также см. статью arxiv:0811.4479, посвященную сравнению современных наблюдательных данных с модельными расчетами для первичного нуклеосинтеза.

Сверхновые взрываются несимметрично. Хорошей модели взрыва так и нет. Потому было бы очень важно из наблюдений понять, насколько там все несимметрично, и как оно выглядит. В этом помогает спектрополяриметрия.

Оказывается, в большинстве случаев даже аксиальной симметрии оказывается недостаточно для объяснения данных. Т.е., наблюдения прямо указывают на реальную асимметрию в трехмерии.

Часто можно прочесть, что "звезды, более легкие чем примерно 8-10 масс Солнца, в конце своей эволюции превращаются в белые карлики". А нельзя ли поточнее, да еще по данным прямых наблюдений? Можно, конечно, только трудно.

Авторы полагают, что им удалось достаточно точно определить границу, ниже которой возникают белые карлики. Исследуя 14 карликов в рассеянном скоплении промежуточного возраста (150-200 миллионов лет), они дают значение 5.1-5.2 массы Солнца. Удивительно низкая величина! Правда, добавляя данные по другим скоплениям и учитывая всякие разные неопределенности, они повышают предел до 7.1 солнечной массы.

Данные по прародителям нормальных сверхновых дают предел 9.5 масс Солнца (т.е. выше этой величины звезда взрывается). В итоге, все равно остается неопределенность относительно того, что происходит в промежутке примерно 6 с хвостиком - 9 с хвостиком солнечных масс. Ясно, что предел может как-то варьироваться в зависимости от металличности и, возможно, других параметров.

На снимках, сделанных VLT, удалось рассмотреть звезду-прародителя сверхновой 2008bk. Сверхновая имела тип IIP. Изучение прародителя показало, что он имел начальную массу от 7.5 до 9.5 масс Солнца.

Другая интересная работа по прародителям сверхновых - arxiv:0809.0236. В ней авторы исследуют распределение сверхновых в галактиках, сравнивая его с положением областей звездообразования. Сверхновые типа II хуже всего отслеживают звездообразования. Типа Ic - лучше всего. Из этого авторы делают вывод, что последовательность II-Ib-Ic отражает рост массы звезд-прародителей.

Еще одна статья arxiv:0809.0403 посвящена наблюдательным ограничениям на прародителей SN IIP. Минимальная масса прародителей этих сверхновых 7-9.5 масс Солнца.

Недавно было обнаружено два события, которые по всей видимости являются сверхновыми, но их звездна величина была несколько меньше. Определены звезды-прародители этих взрывов. Авторы полагают, что во-первых, эти события формируют новый тип звездных взрывов, составляющий как минимум более 10 процентов от всех сверхновых, связанных с коллапсом ядра. Во-вторых, они делают еще более интересный вывод.

Дело в том, что вокруг звезд-прародителей этих взрывов очень много пыли. Мы знаем такие звезды, но их очень мало. Т.е., если просто взорвать известные столь запыленные звезды, то темп взрывов будет слишком низким. Отсюда авторы делают следующий вывод. За несколько тысяч лет до взрыва многое массивные звезды (многие, но не все, даже, видимо, меньшинство, но все равно речь идет как минимум о десяти процентах, а скорее несколько больше) образуют вокруг себя много-много пыли.

Обсудить в ЖЖ-сообществе ru_astroph.
Обсудить на Астрофоруме в Научной панораме.

Большой обзор по ожидаемым гравитационно-волновым сигналам от сверхновых, связанных со взрывами массивных звезд.

В 1843 году от яркой звезды Эты Киля наблюдалась мощная вспышка. В статье автор рассказывает о том, что им обнаружено быстро двигающееся вещество (3500-6000 км в сек), связанное с этой вспышкой. До этого ранблюдались лишь существенно меньшие скорости. Новые данные говорят в пользу того, что выделение энергии произошло глубоко под поверхностью. А раньше считалось, что наблюдаемый разлет вещества связан лишь с резким усилением звездного ветра.

Авторы показывают, что звезды с нулевой металличностью (в данном случае z=0 означает нулевую металличность, а не красное смещение) могут давать нормальные взрывы сверхновых. Для этого необходимо, чтобы звезды достаточно быстро вращались. Обычно полагают, что массивные звезды без металлов порождают очень тяжелые углеродно-кислородные ядра и прямо коллапсируют в черные дыры. Вращение может изменить картину. Если звезды поколения III могут давать сверхновые, то это важно, т.к. влият на раннее обогащение вселенной тяжелыми элементами.

О вращение малометалличных звезд см. также arxiv:0807.5061

Обнаружена самая слабая и самая красная сверхновая типа Ia. Разумеется, авторы предупреждают о необходимости учета таких сверхновых при планировании всяческих обзоров с космологическими применениями. Кроме того, они обращают внимание, что именно такие предельные случаи могут помочь лучше разобраться в физике взрывов.

Небольшой обзор, посвященный наблюдениям "свежевспыхнувших" сверхновых с помощью радиоинтерферометров с сверхдлинной базой. Дюжину таких сверхновых удалось зарегистрировать. Ожидается, что проекты типа VSOP-2 (включающие телескоп на орбите) смогут дать больше.

Получена новая оценка темпа вспышек сверхновых типа Ia на небольших красных смещениях. Темп примерно 14 10^-14 в год на одну светимость Солнца (если интересны ошибки и нормировки - смотрите оригинал статьи). Оценка примерно совпадает с более ранними.

Авторы полагают, что стоит еще рыться в данных SDSS-I, тк. там еще много сверхновых не выявлено.

Простыми понятными словами и картинками автор объясняет, что мы знаем о механизме вспышек сверхновых типа Ia (взрыв белого карлика), и обсуждает нерешенные проблемы. Первая (и единственная) формула появляется только на 15-й странице. Пожалуй, можно порекомендовать этот обзор для всеобщего прочтения. Кроме того, можно порекомендовать обзор arxiv:0804.2556.

Авторы изучают эволюцию и взрывы массивных (10-100 солнечных масс) звезд крайне малой металличности, точнее, совсем без тяжелых элементов. Моделируются кривые блеска и массы остатков. Все это крайне важно для понимания того, как жили и умирали самые первые звезды. Особенно существенно понять, как протекал нуклеосинтез, т.к. именно эти звезды первыми обогатили межзвездную среду тяжелыми элементами (популярное введение в нуклеосинтез см., например, в апрельском номере Вокруг Света за 2008 год).

Звезды без металлов или с крайне малым их содержанием чаще порождают в конце своей эволюции черные дыры, и в среднем компактные остатки таких звезд массивнее. Распределение обилия элементов, возникающее после цикла нуклеосинтеза, хотя вцелом и напоминает солнечное, но имеет ряд особенностей. Для элементов легче кремния подавлен синтез ядер с нечетным зарядом, а также изотопов, богатых нейтронами. Кроме того, мало элементов тяжелее германия. Эволюция звезд даже с крайне малым начальным содержанием тяжелых элементов отличается от той, что рассмотрена в данной статье. Текст статьи - только первые 11 страниц. Далее таблицы и рисунки.

Недавно я рассказывал о работе 0802.1712, в которой авторы пронаблюдали рентгеновскую вспышку с последующей вспышкой в УФ. Авторская интерпретация: выход ударной волны сверхновой из плотного ветра компактного прародителя. И вот новый результат.

Здесь авторы представляют результаты наблюдений того, что, по всей видимости является выходом ударной волны из красного сверхгиганта. Этот результат с большей достоверностью можно связать с выходом ударной волны, чем рентгеновский результат Soderberg et al. (2008). Видно поярчение сверхгиганта до выхода ударной волны. Собственно, наблюдается не сам выход волны, а прогрев поверхности прекурсором ударной волны, хотя этот эффект иногда называют "выходом" (авторы обсуждают этот терминологический вопрос в первом абзаце на второй странице).

Авторам помогла правильная методика наблюдений. В 2004 году одновременно с обзором по поиску сверхновых (SNLS) ту же область неба наблюдали на УФ космическом телескопе GALEX. Одно из событий (SNLS-04D2dc), классифицированное как сверхновая второго типа, показало в данных GALEX уярчение за две недели до оптической вспышки.

Галактика, в которой наблюдалась сверхновая - нормальная спираль с сильным звездообразованием на z=0.1854. Получены детальные спектры самой сверхновой, а также спектры галактики. Галактика также наблюдалась на Хаббле.

Авторы говорят о сверхгиганте на основе кривой блеска сверхновой. В ней наблюдается плато, которой связывают с тем, что взорвалась большая (протяженная) звезда.

Существенно, что данные по поярчению до вспышки можно сравнивать с теоретическими моделями взрыва. Анализ поярчения (оно продалжалось около 6 часов) подтверждает, что взорвался сверхгигант с радиусом 500-1000 солнечных.

Обсудить в ЖЖ-сообществе ru_astroph.
Обсудить на Астрофоруме в Научной панораме.

Теоретики предсказывают, что есть тип коллапса, не сопровождающийся яркой вспышкой. Такие события называют "неудавшимися сверхновыми". Была звезда - и вдруг БАЦ! - пустое место (конечно, остается компактный объект, но его с большого расстояния мы не видим.

В статье предлагается красивейшая идея. Искать такие события, проводя мониторинг большого количества ярких сверхгигантов в близких галактиках. Оценки показывают, что раз в год можно надеяться (если быть оптимистом), что один из них "исчезнет".

Обсудить в ЖЖ-сообществе ru_astroph
Обсудить на Астрофоруме в Научной панораме.

28 января этого года с помощью спутника SWIFT удалось случайно пронаблюдать рентгеновскую вспышку в галактике NGC 2770, находящейся на расстоянии около 27 Мпк (т.е., это близкая галактика). Оказалось, что вспышка имеет отношение к нормальной сверхновой класса Ibc. Почему это все так важно? Это очень важно, потому что, видимо, это самое раннее наблюдение нормальной сверхновой. Обычно сверхновые открывают в оптике спустя несколько дней после взрыва. А тут удалось в ретгене поймать очень ранний момент в развитии сверхновой, причем даже не в самом максимуме, а на минуту раньше. Спустя примерно полтора часа появилось и ультрафиолетовое излучение (на борту SWIFT есть УФ телескоп), а вот гамма так и не было (напомню, что SWIFT это в первую очередь гамма-детектор для поиска гамма-всплесков). Видимо, всплеск в рентгене соответствует выходу ударной волны из плотного вещества звездного ветра звезды-прародителя.

Разумеется, в виду исключительности открытия объект затем наблюдали в мелких подробностях. На него смотрела обсерватория Чандра, его искали в радио и нашли. Так что данных много (см. статью). Возможно, что эта вспышка станет самой хорошо изученной сверхновой (исключая СН 1987А, для которой удалось поймать нейтринный сигнал). Однако не факт, что это позволит теоретикам так уж сильно продвинуться в изучении механизма вспышки.

Сверхновые взрываются несимметрично. Хорошей модели взрыва так и нет. Потому было бы очень важно из наблюдений понять, насколько там все несимметрично, и как оно выглядит. В этом помогает спектрополяриметрия.

Оказывается, в большинстве случаев даже аксиальной симметрии оказывается недостаточно для объяснения данных. Т.е., наблюдения прямо указывают на реальную асимметрию в трехмерии.

Часто можно прочесть, что "звезды, более легкие чем примерно 8-10 масс Солнца, в конце своей эволюции превращаются в белые карлики". А нельзя ли поточнее, да еще по данным прямых наблюдений? Можно, конечно, только трудно.

Авторы полагают, что им удалось достаточно точно определить границу, ниже которой возникают белые карлики. Исследуя 14 карликов в рассеянном скоплении промежуточного возраста (150-200 миллионов лет), они дают значение 5.1-5.2 массы Солнца. Удивительно низкая величина! Правда, добавляя данные по другим скоплениям и учитывая всякие разные неопределенности, они повышают предел до 7.1 солнечной массы.

Данные по прародителям нормальных сверхновых дают предел 9.5 масс Солнца (т.е. выше этой величины звезда взрывается). В итоге, все равно остается неопределенность относительно того, что происходит в промежутке примерно 6 с хвостиком - 9 с хвостиком солнечных масс. Ясно, что предел может как-то варьироваться в зависимости от металличности и, возможно, других параметров.

Важная работа, на мой взгляд. Идея тут вот в чем.

Есть сверхновые типа Ia (это по ним измеряют ускорение расширения вселенной и тп.). Полагают, что это взрыв белого карлика. Масса карлика росла-росла за счет аккреции с соседа, пока не доросла.... Так вот. Если аккрецируемое вещество богато водородом, как это и предполагается во многих сценариях, то после взрыва этот водород можно увидеть по спектрам. Детальки там будут слабенькие, но вполне обнаружимые.

Суть в том, что для двух сверхновых такие детальки поискали, да не нашли. Т.е., поставили жесткий предел на массу водорода. Такой жесткий, что многие сценарии оказались закрытыми. Будем посмотреть, что придумают теоретики в ответ!

В нагрузку (и вне всякой связи с изложенным выше) о рентгеновских наблюдениях сверхновых Ia можно почитать тут arxiv:0710.3189, а о возможном гамма-излучении от них - здесь: arxiv:0710.3313.

Авторы представляют модель, в которой одновременно объясняются очень мощные (точнее, с большой оптической светимостью) сверхновые (результаты прекрасно описывают кривую блеска SN2006gy) и позволяют описать "серийные" взрывы, происходящие в массивных звездах на поздних стадиях эволюции. Высокая светимость некоторых сверхновых объясняется в модели тем, что выброс от новой вспышки сталкивается с предыдущим.

Некоторое время назад мы писали о необычном транзиенте в М85. Сами авторы открытия предположили, что наблюдается столкновение звезд. В данной же статье рассматривается идея о том, что мы имеем дело с необычной сверхновой. Если этот так, то это самая слабая из всех наблюдавшихся сверхновых.

Авторы исследовали темп различных типов сверхновых в галактиках различных типов, входящих в скопления. Результаты сравниваются с "галактиками поля" (т.е. с теми, которые в скопления не входят).

Наиболее интересный результат состоит в том, что темп сверхновых типа Ia в галактиках ранних типов в скоплениях в три раза выше, чем в поле.

Для сверхновых, связанных с коллапсом ядра массивной звезды, такого различия (в случае галактик поздних спектральных типов, ибо там они в подавляющем большинстве и встречаются) не обнаружено.

Как известно, сверхновые типа Ia используются в космологии как стандартные свечи. Именно по этим объектам почти 10 лет назад было обнаружено ускоренное расширение вселенной. Тем не менее, всегда звучит сомнение: а что если свехновые "там" не такие как "тут". Т.е., нет ли какой-то существенной эволюции сверхновых за последние несколько миллиардов лет. Может быть те, что находятся на больших красных смещениях не близнецы-братья "нашим" сверхновым?

Авторы сравнивают спектры далеких и близких сверхновых. Спектров много, использованы только высококачественные данные по хорошо изученным сверхновым. Основной вывод таков: никакой существенной эволюции не обнаружено.

Массивные звезды малой металличности в некотором диапазоне масс должны терять свою устойчивость из-за рождения пар в ядре, что приводит к специфическому взрыву сверхновой. Такие сверхновые должны оставлять характерные "отпечатки пальцев" из-за особенностей состава выбрасываемого вещества. "Улики" не обнаружены. Это может быть связано с тем, что все-таки такие взрывы не происходят. Авторы рассматривают некоторые варианты, для того, чтобы звезды могли избежать такой неустойчивости. Похоже, что вариант найден.

Описаны наблюдения самой мощной сверхновой, вспыхнувшей в 2005 году. Благодаря системе ROTSE-III ее удалось наблюдать и до максимума блеска.

Слоановский цифровой обзор неба естественно может служить инструментом для поиска различных оптических транзиентов, в том числе и вспышек сверхновых. Последних обнаружено уже не мало (сотни).

Авторы описывают алгоритм поиска сверхновых в SDSS.

О технических деталях см. также arxiv:0708.2749

Авторы рассматривают вопрос о том, не связаны ли некоторые известные галактические кандидаты в черные дыры с гамма-всплесками и гиперновыми. Т.е., не было ли в момент рождения соответствующих черных дыр гамма-всплесков. Вывод авторов в отношении нескольких объектов [Nova Sco (GRO J1655-40), Il Lupi (4U 1543-47), XTE J1550-564, GS 2023+338] утвердительный. А вот известный кандидат в черные дыры в системе Лебедь Х-1 с гамма-всплеском не связан, по мнению авторов. Связано это, опять же "как полагают авторы", с разными массами компонент в двойых системах.

Рассматривается роль альвеновских волн во взрывах сверхновых. Волны генерируются конвекцией в протонейтронной звезде. Для высокой эффективности необходимо мощное магнитное поле (порядка 10 в 15-й степени Гаусс и выше), но зато вовсе не обязательно наличие быстрого вращения.

Для сверхновой 1993J в галактике М81 удалось получить очень точные данные по линейным (т.е. в км/с) скоростям разлета по оптическим наблюдениям, и по угловым скоростям разлета по радиоданным. В итоге, можно геометрическим методом определить расстояние до этой галактики. Оно оказывается равным 3.96+/-0.29 Мпк, что суть выше, чем определенное ранее в рамках HST Key project (3.63+/-0.34 Мпк).

Авторы показывают, анализируя свойства галактик, в которых наблюдались сверхновые типа Ia, что есть субпопуляция взрывов этого типа, у которых прародители жили всего лишь около 70 миллионов лет (вместо нескольких миллиардов у основной массы прародителей).

Представлены результаты численного моделирования. В результате коллапса образуется сильно замагниченаая быстровращающаяся нейтронная звезда - магнитар. Формируются джеты. Параметры образовавшегося объекта позволяют по мнению авторов, говорить о появлении длинного гамма-всплеска.

См. также arXiv:0707.2219 о связи сверхновых и гамма-всплесков, а также о возможности того, что в сердце центральной машины всплеска сидит нейтронная звезда, а не черная дыра. И arXiv:0707.2187 о связи гамма-всплесков со звездами малой металличности.

Как известно, длинные гамма-всплески многие связывают со сверхновыми. Причем не со всякими, а только с типом Ibc (см. также arxiv:0706.3209). Причем, не все сверхновые этого типа, а лишь часть. Вот про последнее и идет речь в статье.

Автор показывает, что если гамма-всплески и рентгеновские вспышки закачивают в энергию релятивистского потока вещества более 10⁴⁸ эрг, то сверхновые Ibc обычно закачивают меньше. В итоге, менее 3 проецнтов от близких сверхновых этого типа дают основание заподозрить их связь с гамма-всплесками.

Разумеется, "многое сделано, но многое еще предстоит". Автор надеется, что планируемые оптические обзоры, предназначенные для поиска сверхновых, смогут пролить свет на физику сверхновых Ibc, и на иъ связь с гамма-всплесками и рентгеновскими вспышками.

Классификация сверхновых все более размывается за счет открытия объектов, не влезающих в прокрустово ложе малого числа четко определенных типов. В коротком обзоре представлены основные последние результаты в этой области. Рисунок 2 на седьмой странице статьи дает представление об основных типах, выделяемых сейчас, и о возможных связях между ними.

См. также свежий препринт arxiv:0706.1299, в котором дается краткий обзор эволюции темпов вспышек сверхновых со временем.

Изучение сверхновых вышло на новый уровень, когда стало возможным искать звезды-прародители на архивных снимках. Правда, примеры, когда прародитель был идентифицирован, можно пересчитать по пальцам. В обсуждаемой статье прародитель не найден, но поставлены очень важные верхние пределы, кроме того, речь идет о сверхновых типа Ic.

Верхний предел говорит о том, что прародителем могла быть только звезда Вольфа-Райе. Причем, если это была одиночная звезда, то она должна была бы иметь очень большой темп потери массы, больше стандартного. Значит, вероятнее всего, звезда-прародитель входила в двойную систему. Соответственно, можно посмотреть не виден ли сейчас второй компонент. Не виден. Значит, можно дать ограничение на его массу, если это нормальная звезда (разумеется, компаньон может быть компактным объектом).
В общем, на мой взгляд, наблюдения начинают давать очень важные для моделей сверхновых данные.

Открытие в прошлом году очень мощной сверхновой 2006gy вызвало у некоторых людей опасения: а что если где-то у нас под боком рванет? Некоторые авторы полагают, что известная очень массивная звезда Эта Киля может в будущем привести к такому мощному взрыву. Потенциальные последствия такого события рассмотрены в статье.

Как и ожидалось, все могут спать спокойно. даже если в каком-то далеком (сотни тысяч лет) будущем Эта Киля и рванет как 2006gy, то жизни на Земле это не угрожает.

Описаны данные по необычной сверхновой типа Ib. Авторы предлагают интерпретацию, согласно которой имеет место дополнительная закачка энергии благодаря работе молодого магнитара - быстро вращающейся нейтронной звезды с сильным магнитным полем.

Представлены результаты расчетов сверхновой для магнито-ротационного механизма. Как я уже не раз подчеркивал, наконец-то этот механизм стал активно исследоваться разными группами. Все это ясный пример того, как развитие вычислительной техники (имеется ввиду не только "железо", но и "софт") приводит к детализации моделей и рассмотрению более широкого спектра механизмов.

Как известно, ускоренное расширение вселенной было открыто в 1998 году именно по результатам наблюдений сверхновых типа Ia на больших красных смещениях. С другой стороны известно, что с самого начала возникла дискуссия о том, можно ли считать сверхновые на больших z (под большими имеются ввиду значения типа 0.2-0.3 и выше) такими же, как сверхновые "вокруг нас" (т.е. на z<0.1). В данной статье авторы проводят количественное исследование этого вопроса.

Была использована выборка из 12 сверхновых на больших красных смещениях (примерно от 0.2 до 0.9). Их спектры сравнивали со спектрами близких сверхновых. Лишь одна из 12 оказалась "иной". Все остальные далекие сверхновые вполне похоже на своих близких к нам родственников. Т.о., космологическим результатам, полученным по сверхновым типа Ia, можно верить.

Отмечу, что уже несколько лет назад результаты по динамике расширения вселенной были независимо получены (в полном согласии с результатами по сверхновым) с помощью совершенно независимых методик. Тем не менее, важно напрямую показывать, что сверхновые типа Ia могут быть использованы как инструмент для изучения вселенной.

См. также свежую работу astro-ph/0703656, посвященную новым данным по спектрам сверхновых.

Авторы показывают с помощью трехмерного моделирования, что система тройных колец вокруг СН1987А могла появиться из-за того, что прародителем была звезда, образовавшаяся в результате слияния компонент двойной системы.

Анимации доступны здесь и здесь.

Обсудить в ЖЖ-сообществе ru_astroph.
Обсудить на Астрофоруме в Научной панораме.

Радионаблюдения существенно обогащают наше понимание взрывов сверхновых и ранней эволюции остатка. На сегодняшний день удалось отнаблюдать более 2 десятков радиосверхновых. Что конкретно дают эти наблюдения описывается в небольшом обзоре.

Из-за того, что пыль и газ мешают наблюдениям в оптическом диапазоне, достаточно большое количество сверхновых оказывается скрытими от нас. Даже в нашей Галактике мы можем не заметить такой мощный взрыв! Что уж говорить о далеких....

Авторы показывают, что в близких галактиках мы можем пропускать примерно 5-10 процентов сверхновых, связанных с коллапсом ядер массивных звезд. С ростом красного смещения эта доля увеличивается, доходя до двух третей на z>2.

Идея механизма взрыва сверхновой, предложенного примерно в 1970 г. Г.С. Бисноватым-Коганом, постепенно овладевает массами. Суть состоит в том, что быстрое вращение и возникающее магнитное поле играют ключевую роль во взрыве. Авторы представляют результаты своего двумерного моделирования, которое показывает, что при достаточно быстром вращении звезды-прародителя возникает мощный джет, и энергетики хватает даже для гипероновой. Т.о., так можно объяснять гамма-всплески.

Обсуждается механизм взрыва сверхновых, связанных с последними стадиями эволюции массивных звезд - с коллапсом ядра. Авторы полагают, что вопрос о взрыве звезд с массами 8-10 солнечных можно считать качественно решенным. Решение потребовало учета трехмерных эффектов (и, соответственно, очень сложного моделирования). Ключевую роль в механизме взрыва играет нейтринный прогрев.

Взрывы более массивных звезд пока остаются загадочными. Вероятно, пишут авторы, требуется учет новых эффектов, например, связанным с магнитным полем и вращением, или же важны какие-то плохо понятные процессы при высокой плотности вещества.

Большой обзор, посвященный в основном, образованию двойных нейтронных звезд. Однако, кроме них, рассматриваются и системы с черными дырами и белыми карликами. Авторы честно пишут, что дают сводку в основном своих результатов, так что о работах других групп пишут довольно-таки мимоходом.

Напомню, что вся эта деятельность по поводу двойных компактных объектов важна, в первую очередь, в связи с работой детекторов гравитационных волн. Также, двойные компактыне объекты интересны как возможные источники коротких гамма-всплесков. Ну и просто, двойные радиопульсары - лучшая лаборатория по проверке многих интересных эффектов, включая ОТО. Кроме того, не надо забывать, что обнаружение системы пульсар плюс черная дыра не за горами, и обнаружение такого "зверя" готовит нам много открытий чудных.

Сверхновая 2006gy была открыта 18 сентября этого года установкой ROTSE-IIIb, предназначенной для поиска оптических проявлений гамма-всплесков. Изначально даже не было уверенности в том, что наблюдается именно сверхновая: был заподозрен всплеск, связанный с активность галактического ядра. Потом, однако, стало ясно, что все-таки это именно сверхновая, причем достаточно редкого типа IIn/Ia. От центра галактики вспышку отделяет около 300-400 парсек.

Возможно, это самая мощная (в оптическом диапазоне) из всех наблюдавшихся сверхновых. Ее абсолютная величина в максимуме составила -22.2 (светимость в максимуме была почти 10 в 45 степени эрг в секунду, это почти миллион миллионов солнечных). За первые два месяца было излучено более 10 в 51 степени эрг (речь идет именно об электромагнитном излучении, а не о механической энергии или нейтрино). Объяснить это непросто, особенно учитывая, что сверхновая появилась в линзовидной галактике (тип S0), где темп звездообразования должен быть невысок (все ранее наблюдавшиеся сверхновые этого типа, были связаны с областями звездообразования). Хотя, детальные наблюдения показали наличие полосы пыли в том районе, где вспыхнула сверхновая. Т.о., недавнее звездообразование могло иметь место и там.

Обсудить в ЖЖ-сообществе ru_astroph.
Обсудить на Астрофоруме в Научной панораме.

Снова большой обзор из сборника, посвященного Бете, и снова про сверхновые. Под многомерностью понимаются двух- и трехмерные численные модели взрыва. В основном, авторы обсуждают свои результаты.

Дается обзор наблюдений сверхновых в радиодиапазоне. Некоторые наиболее интересные или лучше всего исследованные события разбираются более детально.

Описаны результаты численного моделирования взрыва сверхновой и его последствий, которые, возможно, позволяют пролить свет на то, как раскручиваются новорожденные нейтронные звезды.

См. также astro-ph/0611698.

Представлены предварительные результаты многоцветных наблюдений большого количества сверхновых, связанных с коллапсов ядер массивных звезд. Благодаря однородности выборки, можно детально исследовать различные подтипы сверхновых, сравнивая их частоту появления и т.п.

См. также astro-ph/0611920, где речь идет о сверхновых типа Ia.

Поразительно все-таки сложная штука - взрыв сверхновой!

Вот очередной расчет. В нем авторы пытаются учесть роль магнитных полей. Результаты сравниваются с другими моделями и подходами.

Небольшой обзор посвящен как теории, так и наблюдениям сверхновых типа Ia. Основной темой являются численные расчеты взрывов и их сравнение с наблюдениями.

Статья написано очень ясно и последовательно. Несмотря на описание теории формул практически нет. Учитывая важность сверхновых типа Ia для современной астрофизики и космологии, всем советую хотя бы просмотреть обзор.

Собственно, статья привлекла мое внимание потому, что обсуждаемая система считается одним из лучших (на сегодняшний день) кандидатов в будущие сверхновые типа Ia. Однако такой вывод нуждается в детальном наблюдательном подтверждении. Для этого надо показать, что, во-первых, система состоит из "нужных" звезд, а во-вторых, что их суммарная масса превосходит чандрасекаровский предел.

Авторы показали, что природа компаньонов удовлетворяет требованиям, предъявляемым к прародителям сверхновых Ia. С суммарной массой все сложнее. Дело в том, что она оказалась очень близка к критической. Но вот с какой стороны? Авторы полагают более вероятным, что масса все-таки превосходит чандрасекаровскую. И, т.о., KPD 1930+2752 в самом деле является едва ли не лучшим кандидатом в будущие сверхновые.

В современной науке о гамма-всплесках достаточно стандартной является гипотеза о связи гамма-всплесков со сверхновыми. Гипотеза эта имеет некоторую наблюдательную поддержку, однако есть у нее и трудности. Во-первых, ясно, что не все гамма-всплески (и даже не все длинные) связаны со сверхновыми. Во-вторых, непонятно, верно ли мы отождествляем наблюдаемые в оптике феномены как "сверхновые". Подробнее обо всем это можно прочесть в обзоре.

Давление в недрах очень массивных звезд обеспечивается давлением излучения. Чем выше масса звезды, тем выше температура в центре. В ядрах светил с массой около 200 солнечных могут возникнуть условия, когда фотоны начнут рождать электрон-пизотронные пары. Это приведет к уменьшению давления. Начнется коллапс. Именно так и устроены сверхновые с рождением пар.

Столь массивные звезды не образуются в наше время, когда металличность межзвездного газа высока. Они могли появляться только в достаточно молодой Вселенной. Крайне интересно понять, происходили ли тогда взрывы за счет рождения пар.

Авторы дают обзор по сверхновых с рождением пар, и рассматривают вопрос об их детектируемости на планируемом JWST (т.е. на Вэббовском космическом телескопе).

Arp 220 - одна из т.н. "фабрик сверхновых". Это галактика с мощнейшим звездообразованием. Авторы приводят данные радионаблюдений почти 5 десятков радиосверхновых. Полученные результаты свидетельствуют о темпе вспышек в ядре (!) Arp 220 равном 4 сверхновые в год.

Как известно, кроме коротких и длинных гамма-всплесков есть еще и т.н. рентгеновские вспышка (X-ray flashes - XRF). Активно обсуждается возможная связь всех этих взрывов со сверхновыми и друг с другом. Замечу, что и сверхновые бывают разные (особенно, если речь идет просто о событиях, классифицированных как сверхновые).

В это статье авторы представляют анализ данных наблюдений одной из ближайших вспышек - XRF 060218 (она также совпадает со сверхновой 2006aj). Наличие, кроме рентгеновских, радионаблюдений позволяет определить полную энергию вспышки.

Анализ позволяет авторам утверждать, что будучи в 100 раз менее энергичиными, в сравнении с типичными длинными гамма-всплесками, такие вспышки происходят в 10 раз чаще. От сверхновых типа Ibc такие вспышки отличаются наличием не очень мощного (опять же, в сравнении с гамма-всплесками) релятивистского выброса.

В итоге аворы полагают, что
1. Гамма-всплески и рентгеновские вспышки отличаются от сверхновых наличием релятивистского выброса.
2. Рентгеновские вспышки отличаются от гамма-всплесков "центральной машиной", запускающей выброс.

Как известно, сейчас достаточно популярна идея связи гамма-всплесков со сверхновыми. Здесь, однако, есть много нерешенных вопросов. Гамма-всплески ассоциируются с очень разными оптическими транзиентами. С другой стороны, детальные исследования в радиодиапазоне 74 сверхновых типа Ib/c (с которыми в основном и связывают гамма-всплески) не показали наличия излучения, которое должно было бы возникать, если эти сверхновые сопровождаются феноменом гамма-всплеска (сам всплеск мог быть невидим для нас, если релятивистская струя не направлена в нашу сторону). Так что вопросов много, но много и наблюдательных данных.

Вся эта яркая и не очень понятная картина суммирована в обзоре. На мой взгляд, статья создает чуть более оптимистичную картину связи двух явлений, чем следовало бы. Все-таки пока вопросы доминируют...

Еще один важный обзор на эту же тему astro-ph/0604131.

Подводится итог 15-тилетней программы по уточнению постоянной Хаббла. Основа работы - уточнение светимости сверхновых типа Ia на основе данных по цефеидам. Т.е., по цефеидам оценивается расстояние до галактики, в которой видна сверхновая. Это позволяет определить светимость сверхновой. Затем расстояния до далеких галактик с известным красным смещением (в которых цефеиды уже не видны из-за большого расстояния) определяется по наблюдаемым в них сверхновым типа Ia.

Собственно, телеском им. Хаббла был нужен как раз для изучения цефеид в относительно близких галактиках, в которых были зарегистрированы вспышки сверхновых этого типа. Напомню, что такие сверхновые используют в качестве т.н. "стандартной свечи". Именно по ним впервые были получены результаты, позволяющие говорить об ускорении расширения вселенной.

Итог работы таков: постоянная Хаббла равна 62.3 км/с/Мпк +/- 5 км/с/Мпк (систематическая ошибка) +/- 1.3 км/с/Мпк ("случайная" ошибка, связанная с конечной статистикой). Некоторые изменения возможны, если будут аккуратно учтены эффекты, связанные с межгалактической пылью. Однако, они не могут превосходить примерно 20 процентов.

Важно, что результаты, полученные разными группами (зачастую "не дружащими" друг с другом) качественно сходятся. Напомню, что недавний результат группы WMAP составляет 73+/- 3 км/с/Мпк. С учетом разных подходов результаты согласуются друг с другом. Т.е. значение порядка 68-70 км/с/Мпк устраивает всех.

С чем можно перепутать взрыв сверхновой? Авторы полагают, что необычная сверхновая, наблюдавшаяся в 2002 году, есть ни что иное, как вспышка яркой голубой переменной ( Luminous Blue Variable, некоторые картинки, связанные с этими массивными звездами, можно посмотреть здесь). Такие события уже наблюдались. Например, известны мощнейшие вспышки Эта Киля.

Авторы полагают, что бурная жизнь массивных предсверхновых сопровождается большим количеством таких вспышек, и что многие события, ранее классифицированные как сверхновые, на самом деле являются результатом не смерти, а агонии массивных звезд.

Еще одна статья, посвященная той же тематике, появилась днем позже: astro-ph/0603056.

По данным обзора галактической плоскости на VLA открыто 35 новых остатков сверхновых. Все они лежат на галактической долготе от 4.5 до 22 градусов, а по широте в поясе +/-1.25 градусов.

Как известно, при своем рождении во взрывах сверхновых нейтронные звезды получают "тычки" (удары, толчки, кики - kicks). Причин для этого может быть несколько, например - несимметричное излучение нейтрино. Авторы рассмотрели, как такие "нейтринные удары" могут повлиять на динамику взрыва. Показано, что вклад нейтрино помогает устроить настоящий взрыв с выбросом. Конечно, это еще не значит, что основные проблемы механизма взрыва сверхновых решены ...

В прошлом выпуске я уже писал о первой работе этой группы авторов. Ими рассматривается коллапс быстровращающейся массивной замагниченной нейтронно звезды, образовавшейся в реузльтате слияния двух нейтронных звезд. В предыдущей статье авторами лишь кратко была отмечена возможность генерации короткого гамма-всплеска при таком коллапсе. В этой же статье моделирование вспелска является основной темой.

Очередная статья известной российской группы, разрабатывающей модель магниторотационного взрыва сверхновой. Поскольку модель постоянно развивается, совершенствуется, то новые статьи содержат новые детали. Рекомендуется к прочтению всем, кого интересует, как взрываются массивные звезды (речь идет только о таких сверхновых, т.е. не о типе Ia).

За недостатком времени не будем подробно разбирать статью. Отметим только, что речь идет о роли акустических волн в сбросе оболочки. Авторы показывают, что после стадии отскока (bounce) аккрецирующая нейтронная звезда (часть вещества всегда выпадает обратно) является самовозбуждающимся осциллятором. Генерируемой энергии хватает для взрыва. Выделение энергии асимметрично.

Авторы показывают, что сверхновые типа Ia распадаются на два класса. Для одного из них взрыв происходит спустя примерно 0.1 миллиарда лет после образования звезды, а для второго это время составляет уже миллиарды лет (в среднем порядка трех).

Даны результаты расчетов коллапса массивных звезд популяции III. Это объекты с массой до 1000 масс Солнца, практически лишенные тяжелых элементов. Показано, что самые массивные из них могут давать черные дыры с массами порядка 500 солнечных.

Последние расчеты взрывов сверхновых, проводимые различными группами, указывают на существенную степень асимметрии. В данной работе авторы рассматривают последствия такой асимметрии, фокусируясь на свойствах гамма-излучения, возникающего в результате "односторонних" взрывов. Речь идет не об излучении, возникающем прямо в момент вспышки. В результате асимметричного взрыва происходит односторонний выброс вещества, которое впоследствии будет порождать гамма-лучи. Соответственно, рассматриваются свойства остатков СР1987А и Cas A.

Представлены результаты радионаблюдений 74 сверхновых типа Ibc, которые, как считается, могут связаны с гамма-всплесками. Популярная гипотеза гласит, что длинные (длиннее нескольких секунд) гамма-всплески связаны со сверхновыми. Взрывающиеся звезды уже не имеют водородных оболочек. В результате коллапса образуется черная дыра. Вокруг черной дыры формируется торообразная структура. Быстровращающийся тор приводит к возникновению гамма-всплеска. Всплеск сильно коллимирован (т.е. излучение идет в узком конусе). Если все это так, то даже в случае, когда джет направлен не на нас, можно ожидать регистрации радиоизлучения. Ни в одном из 74 исследованых случае такое излучение не было обнаружено. Это позволяет сделать очень сильные ограничения на модель. В частности, менее 1.4 процента сверхновых данного типа могут быть связаны с гамма-всплесками.

Если же выделить т.н. "гиперновые" (их выделяют по широким оптическим абсорбционным линиям; среди 74 исследованных сверхновых таких 6), то верхний предел на долю гамма-всплесков среди них составит 17 процентов. Значит, если гамма-всплески в самом деле связаны со сверхновыми этого типа (а многие исследователи оспаривают такую точку зрения), то надо как-то объяснять, что выделяет те, что дают гамма-всплеск. Например, это может быть вращение (в модели коллапсара нужен высокий удельный угловой момент, чтобы создать быстровращающийся тор вокруг черной дыры). Тогда нужно исследовать каналы эволюции двойных (см., например, astro-ph/0505406), которые приводят к раскрутке прародителей сверхновых.

Удалось определить какая звезда породила сверхновую в М51. Оказалось, что это красный сверхгигант. Оценка массы дает значение порядка 7-9 масс Солнца (перед взрывом). Это указывает на то, что сверхновые типа II с плато на кривой блеска порождаются относительно маломассивными звездами.

Недавно были открыты сверхновые типа Ia, происходящие в межгалактическом пространстве. Авторы задаются вопросом: "Как должны выглядеть остатки таких сверхновых и как можно их пронаблюдать?" Ответ на вопрос о детектируемости сильно зависит от того, сохранилась ли вокруг взрывающейся звезды какое-то вещество. Если вещество сохранилось, то ситуация не существенно будет отличаться от случая обычных вспышек в галактике. Однако проблема сохранения околозвездной материи исследована плохо, и авторы полагают, что как раз поиск остатков может пролить свет эту проблему. С другой стороны, вне зависимости от наличия вещества порядка 10 старых остатков на квадратный градус может быть обнаружено в радиодиапазоне в скоплении галактик в Деве.

Каталог Грина - основной "список" галактических остатков сверхновых. Разумеется, на основе этого каталога разными авторами проводится множество статистических исследований. В частности, ученые пытаются понять, как можно по наблюдаемым свойствам остатка оценить расстояние до него (это серьезная проблема, т.к. прямых методов определения расстояний до остатков немного). В данной статье сам Грин демонстрирует наличие некоторых эффектов селекции, которые необходимо учитывать при работе с данными по остаткам сверхновых.

О значимости для всего прогресивного человечества сверхновых типа Ia говорить много уже не нужно - поскольку они являются стандартными свечами, то их активно используют для определения расстояний на космологических масштабах. В диссертации подробно изучается темп этих сверхновых, а также рассматривается вопрос о том, какие объекты эти сверхновые порождают. Как всегда советую вводную часть диссертации в качестве хорошего обзора.

Среди галактик с бурным звездообразованием иногда выделяют т.н. "фабрики сверхновых". В этих объектах темп вспышек очень велик (одна сверхновая в год и даже больше). Среди относительно близких галактик (расстояние порядка 40 Мпк) к этому типу можно отнести Arp 299 и NGC 3256. Такие системы представляют большой интерес не только для астрономов, изучающих собственно галактики и звездообразование. Высокий темп сверхновых означает и высокий темп рождения нейтронных звезд и черных дыр, а также высокий темп генерации космических лучей. Т.о. и для высоких энергий "фабрики сверхновых" представляют большой интерес.

Mrk 273 находится на расстоянии 150 Мпк (z=0.0378). Авторы провели детальные радионаблюдения этой галактики. Они выявили структуры, которые свидетельствуют о том, что и этот объект можно отнести к "фабрикам сверхновых". Темп оценивается в 1.5 вспышек в год. Темп звездообразования порядка 39 масс солнца в год, и длится такая активность несколько десятков миллионов лет.

Обнаружено, что некоторые гамма-всплески сопровождаются вспышками, похожими на сверхновые. Эти сверхновые отличаются от большинства других, но при этом сами не составляют какого-то однородного класса.

В статье дается подробный обзор наблюдательного материала по связи космических гамма-всплесков со сверхновыми.

Изучена статистика появления сверхновых различных типов в разных галактиках. Выборка составляет 604 сверхновые. Отметим одну особенность. Сверхновые типа Ia можно разделить на два типа, типичными представителями которых являются SN 1991bg и SN 1991T. Так вот первый тип в основном наблюдается в E и E/Sa галактиках, а второй - в галактиках промежуточных типов.

В настоящее время наиболее популярная теория т.н. "длинных" гамма-всплесков (напомним, что гамма-всплески четко делятся на длинные - более 10 секунд - и короткие - порядка секунды и меньше) основывается на коллапсе массивной звезды. Звезда, по всей видимости, превращается в черную дыру, вокруг которой формируется тор (aka бублик). Образуются джеты. В итоге, если нам повезло и джет направлен на нас, мы видим гамма-всплеск. Встает вопрос: какие звезды в конце своего жизненного пути порождают все эти интереснейшие последствия?

Для генерации гамма-всплеска необходимо, чтобы перед взрывом ядро звезды достаточно быстро вращалось. Результаты работы показывают, что в без учета влияния магнитного поля необходимый темп вращения может быть достигнут. А вот присутствие поля все портит.

Авторы исследуют эволюцию одиночных звезд и звезд, входящих в двойные системы. Там есть много нерешенных проблем, поэтому авторы не приходят к какому-либо однозначному выводу. Так что "многое сделано, но многое еще предстоит ..."

Впервые по исследованию пульсарной туманности удалось определить скорость пульсара вдоль луча зрения. Она оказалась довольно большой - около 500 км/с, что превосходит его скорость в плоскости небесной сферы.

Ультраглубокие снимки, полученные на Космическом телескопе, позволяют искать сверхновые на красных смещениях до 2.2. Авторы представляют результаты таких поисков. Обнаружено четыре сверхновые, однако все они находятся ближе чем z=1.4.

Достаточно подробный обзор текущего состояния дел в определении космологических параметров по наблюдениям далеких сверхновых типа Ia. Никаких сенсаций нет. Наблюдения подтверждают модель с 70-процентным вкладом лямбда-члена. Тем не менее обзор интересный, особенно дискуссия о возможных проблемах этого подхода.

Детально рассмотрены многие аспекты эволюции звезд, которые в конце своей жизни взрываются как сверхновые за счет коллапса ядра.

Для понимания механизма сверхновой очень важно знать какие звезды взрываются. Задача эта непростая, т.к. в основном сверхновые открываются в достаточно далеких галактиках, и точное выделение на архивных снимках взорвавшейся звезды представляет собой сложную проблему. Однако в некоторых случаях все-таки удалось с большой достоверностью вычленить изображение предсверхновой. Все современные результаты в этой области суммированы в кратком обзоре Ван Дайка.

Спутник Чандра ведет мониторинг остатка сверхновой 1987А. За несколько лет наблюдений удалось зарегистрировать интереснейшие явления, сопровождающие эволюцию остатка, например, появление ярких образований во внутреннем кольце. Подробнее - в статье.

После краткого но содержательного обзора основных свойств сверхновых авторы переходят к своей модели, и в некоторых деталях обсуждают нейтринный сигнал от СН1987А и связанные с этим проблемы и пути их решения.

Процесс взрыва сверхновой (с коллапсирующим ядром, т.е. не типа Ia) в очень кратком изложении выглядит так: ядро звезды теряет устойчивость и начинает коллапсировать (сжиматься) почти в режиме свободного падения. В центре коллапсирующего ядра плотность быстро растет, там наступает вырождение и происходит нейтронизация вещества, т.е. образуется горячая протонейтронная звезда. "Жесткость" нейтронной звезды гораздо выше, чем у коллапсирующего ядра, падающее на нее вещество резко тормозится и сжимается в результате чего вокруг нейтронной звезды образуется расширяющаяся, движущаяся наружу ударная волна. Однако она движется по падающему внутрь веществу, тратя свою энергию на его торможение, нагрев и диссоциацию ядер. Ударная волна останавливается в промежуточных слоях коллапсирующего ядра звезды и не выходит наружу, так как энергии, полученно при отскоке, не хватает, чтобы диссоциировать все ядро (а затем сбросить оболочку, разлет которой мы и наблюдаем как феномен сверхновой).

Но эта недостача невелика, если ударной волне добавить 15-50% от ее начальной энергии, то взрыв сверхновой произойдет. Источники дополнительной энергии могут быть самыми разными: конвекция, нейтрино, магниторотационный механизм и т.д.

В данной статье рассматриваются вопросы "оживления" остановившейся ударной волны в быстро вращающейся предсверхновой.

Небольшой наблюдательный обзор, посвященный сверхновым и их прародителям. Две основные темы: поиск сверхновых и поиск звезд-прародителей до взрыва. Кратко остановимся на втором пункте. Есть уже несколько примеров, когда на архивных снимках удавалось рассмотреть звезды до взрывов сверхновых. Наиболее известный пример - 1987А. Однако есть и другие. Это чрезвычайно важное направление исследований, т.к. без точного знание свойств взрывающихся звезд будет трудно (невозможно?) построить теорию взрывов.

Еще одна статья, посвященная кикам. Современные рентгеновские наблюдения отличаются достаточно высоким угловм разрешением. В частности, это позволяет определять достаточно точные положения рентгеновских источников в галактиках.

Массивные рентгеновские двойные - это молодые объекты. Большинство из них должны были образовываться в молодых массивных звездных скоплениях. Наблюдения показывают, что источники несколько смещены относительно скоплений. Разумно предположить, что смещение связано с тем, что источники приобрели дополнительную скорость после взрыва одной из компонент системы. Такое предположение необходимо проверить, что и делают авторы статьи. Результаты расчетов оказываются в соответствии с гипотезой о том, что именно скорость отдачи ответственна за выброс двойных систем из скоплений.

По данным наблюдений авторы рассчитывают темп сверхновых различных типов для галактик разных типов, нормируя эту величину на массу галактики и на светимость в ИК диапазоне. Интересным результатом является существенное возрастание темпа сверхновых Ia в галактиках поздних типов (спирали и неправильные галактики). Поясним важность этого утверждения. Считается, что сверхновые Ia связаны со взрывом белого карлика, который набрал массу или из-за аккреции, или из-за слияния с другим белым карликом. Такие сверхновые традиционно связывают со старым население галактики (требуется время для образования белого карлика, а также для аккреции значительной массы вещества или для слияния). То, что темп таких сверхновых существенно выше (на единицу массы) для галактик с достаточно активным звездным образованием, говорит, что не все так просто. В частности, это наносит удар по модели слияния двух белых карликов. Кроме того, возможно, что есть два типа сверхновых Ia: один связан со старым населением (эти слабые сверхновые), другой -- с молодым населением спиральных и неправильных галактик (это более яркие сверхновые Ia).

Изотоп железа ⁶⁰Fe живет всего 2.2 миллиона лет. Используя данные о содержании этого изотопа в океанических отложениях, авторы попытались получить оценку на расстояние до сверхновой, породившей обнаруженный ⁶⁰Fe. В зависимости от массы звезды-прародителя расстояние получается равным 15-120 пк. Как видно неопределенность велика (да еще нужно не забыть о неопределенностях в моделях, которые использовали авторы.

Сверхновая Тихо Браге (SN 1572) одна из двух исторических сверхновых типа Ia (второй была SN 1006) в нашей Галактике. Сверхновая первого типа происходит, как сейчас считается, из-за термоядерного взрыва белого карлика, который достиг предельной (Чандрасекаровской) массы и потерял устойчивость. Подобный процесс (увеличение массы белого карлика) может эффективно происходить только в двойной системе: либо при аккреции вещества с невырожденного второго компаньона, либо при слиянии двух белых карликов.

Похоже, что в сверхновой Тихо реализовался именно первый сценарий. При глубоком обзоре центральной части остатка сверхновой была найдена звезда спектрального класса G0-G2 (подобная нашему Солнцу), которая движется со скоростью примерно в три раза большей, чем средняя скорость звезд в окрестности остатка.

Справа глубокий Хаббловский снимок. Слева - схема движения звезд на этом снимке. Кресты в центре схемы отмечают геометрические центры рентгеновского излучения Chandra (Ch), ROSAT (RO) и центр радиоизлучения остатка (Ra). Вокруг каждого из них проведен круг радиусом 0.5" (синие пунктирные линии). Сплошной круг - область, за пределы которой ни при каких условиях не могла вылететь вторая компонента предсверхновой. Звезда, отождествленная со вторичным компонентом предсверхновой по собственному движению, обозначена буквой G. Если это отождествление верно, то в 1572 году сверхновая взорвалась в точке, отмеченной крестом и буквами (Ty). Красные точки - положения звезд с высоким собственным движением на момент взрыва сверхновой.

Сверхновые типа Ia являются прекрасными стандартными свечами с достаточной для космологических исследований явкостью. С их помощью были проделаны следующие измерения: постоянная Хаббла - H₀=72+/-8 км/с/Мпк (по сверхновым с z<0.1); плотность Вселенной и космологическая постоянная - Ω_Λ=0.72 и Ω_M=0.28 (примерно по 200 сверхновым); возраст Вселенной t=13.1+/-1.5 Gyr (по сверхновым с z=1.0-1.7). Среднее время между образованием звезды и вспышкой ее как сверхновой (типа Ia) составляет примерно 3 миллиарда лет.

В обзоре вы найдете еще много интересного.

Далекие сверхновые типа Ia (являющиеся хорошими "стандартными свечами") выглядят слабее, чем они должны быть в плоской Вселенной заполненной обычным веществом. Принятое сегодня объяснение этого факта - Вселенная в основном заполнена темной энергией, из-за чего она расширяется ускоренно, сверхновые оказываются дальше и светят, соответственно, слабее.

Но, в принципе, существуют и другие возможные источники для подобного ослабления. В данном обзоре рассмотрены только два из них:

1. межгалактическая серая пыль, ослабляющая светимость источника, но не изменяющая его цвет;
2. превращение (осцилляции) фотонов в аксионы.

Небольшой обзор, посвященной сверхновой 1987А. Кратко описаны все основные открытия, связанные с самой известной (после Краба) сверхновой.

Вероятно не все отследили интересные наблюдения, связанные с изменениями в структуре внутреннего кольца сверхновой. Советуем обратить внимание на вторую часть статьи (с раздела 8).

Откуда может взяться нейтринный фон? У него два достаточно мощных, но очень разных источника: ранняя и очень горячая Вселенная (этот фон подобен электромагнитному реликтовому излучению и имеет почти такую же температуру, только отделение нейтрино от вещества произошло гораздо раньше) и нейтрино испускаемые коллапсирующими ядрами космологических сверхновых. Регистрация нейтрино с температурой в несколько градусов кельвина на сегодня нереально. А вот нейтрино от сверхновых вполне доступны современным приборам и могут принести очень много полезной информации. Именно этим двум вопросам посвящен обзор.

В октябре 2004 года исполняется 400 лет вспышке Сверхновой Кеплера (SN 1604 - последняя зафиксированная Сверхновая в нашей Галактике). Сегодня на ее месте наблюдается расширяющаяся туманность - остаток сверхновой. Их всех исторических сверхновых (а их всего несколько) SN 1604 остается самой загадочной: до сих пор спорят о типе этой сверхновой, эволюционном состоянии породившей ее звезды (предсверхновой) и даже о расстоянии до остатка (оно известно с точностью до двойки).

Поиски механизма, превращающего коллапс ядра предсверхновой во взрыв сверхновой, продолжаются. Хотя они длятся уже сорок лет, только в последнее десятилетие начали разрабатываться трехмерные модели коллапса. И только в последние несколько лет при моделировании начали учитываться такие важные компоненты механизма взрыва, как, например, перенос нейтрино.

Как известно, уже на больших красных смещениях наблюдается практически солнечный химический состав вещества. Кроме того наблюдается и межзвездная пыль. Происхождение ее до конца не ясно, однако наиболее очевидным кандидатом являются сверхновые (другой вариант - поздние стадии эволюции звезд).

Майолино и др. исследовали спектр квазара на красном смещении z=6.2. Наблюдения проводились в ИК диапазоне на итальянском телескопе им. Галилея.

Обработка данных показала, что наблюдаемое поглощение прекрасно описывается моделями, в которых пыль порождается сверхновыми типа II, т.е. взрывами массивных звезд.

В последнее время появляется все больше аргументов в пользу того, что по крайней мере часть гамма-всплесков может быть связана со вспышками сверхновых особого типа - так называемых гиперновых. Возможно именно этим объясняется то, что во всех гамма-всплесках выделяется примерно равное количество энергии ~10⁵¹ эрг. (Впрочем, последнее утверждение тоже гипотеза, нуждающаяся в подтверждении.)

Существует несколько типов сверхновых, различаемых по виду кривой блеска и по спектральным характеристикам. В данной статье автор рассматривает сверхновые, связанные с коллапсом ядра массивной звезды (core collapse supernovae). Выделяют такие их типы: IIP, 1987-A-like, IIL/b, Ib/c. Все они детально описываются в этой статье.

Основная цель статьи - связать известные молодые остатки сверхновых с типом сверхновой, т.е. определить, каков был тип сверхновой, породивший данный наблюдающийся остаток. После описания теории рассмотрено 14 остатков (как с пульсарами, так и без).

Возможно, что статью стоит читать вместе с работой Rotating Core Collapse and Bipolar Supernova Explosions.

Мы решили упомянуть статью из прошлого месяца, о которой не писали раньше. Согласно одному из вариантов теории гамма-всплески происходят при взрывах сверхновых типа Ib/c, но далеко не всегда, а лишь один раз на несколько сотен сверхновых. Как можно объяснить столь малую долю?

Автор статьи предлагает следующий вариант. Для возникновения гамма-всплеска по всей видимости необходимо образование аккреционного тора вокруг новообразовавшейся черной дыры. Оказывается, что можно придумать почему практически во всех случаях тор не образуется. Если коллапс происходит несимметрично (речь идет о нарушении сферической симметрии), например из-за несферичности самой звезды до коллапса, то образовавшаяся черная дыра получит достаточный толчок (кик), чтобы выйти из области высокой плотности, а значит тор не из чего будет образовать. Малая доля черных дыр, оставшихся в области высокой плотности (центральная часть коллапсирующей звезды), объясняется малой вероятностью низких скоростей после кика. Несферичность звезды перед коллапсом объясняется приливным воздействие компаньона (сверхновые типа Ib/c должны происходить в тесных двойных системах).

Заметка известной немецкой группы исследователей. Двух- и трех-мерные численные расчеты показывают, что при взрывах сверхновых возникают низкомодовые (l=1,2) неустойчивости на стадии мощного нейтринного излучения. Подобная асимметрия позволяет нейтронной звезде приобрести пространственную скорость, превышающую 1000 км/с. Для возникновения указанных неустойчивостей быстрое вращение протонейтронной звезды не требуется (и даже противопоказано). [Последний вывод противоречит наблюдаемой у радиопульсаров сонаправленности осей вращения и пространственной скорости.]

Авторы также говорят, что бимодальность распределения пульсаров по скоростям естественным образом находит свое объяснение, если связать высокоскоростные пульсары с неустойчивостью с доминантой l=1, а низкоскоростные - с l=2.

Близкая к нам галактика Arp 299 недавно образовалась из двух других в результате слияния. Из-за этого в ней сейчас идет очень мощное звездообразование. Сверхновые там вспыхивают с частотой один раз а год - один раз в 10 лет (а они образуются из звезд с массой больше 10M_o, которых мало).

Данный объект наблюдался в радио (на VLA) и в инфракрасном диапазоне, получены интересные результаты.

Для программы "поиск сверхновых на больших z" Хаббловский телескоп провел пять сеансов наблюдений области площадью 300 квадратных минут с интервалами в 45 дней. Сравнение снимков позволило найти 42 сверхновые на красных смещениях 0.2 < z < 1.6 (с блеском до 26 величины в фильтре z').

Некоторые из обнаруженных Сверхновых

Сравнение данных результатов с модельными расчетами позволяет сделать интересные выводы.

Вопросу оценки темпа вспышек далеких сверхновых посвящена статья astro-ph/0406547 того же научного коллектива.

Описывается проект SNAP: The Supernova / Acceleration Probe. Идея состоит в наблюдении большого числа далеких сверхновых первого типа (Ia) с помощью специализированного двухметрового космического телескопа. Проект должен отнаблюдать несколько тысяч на красных смещениях до 1.7. Эти данные позволят получить существенно более точные параметры темной энергии.

Обзор по темной энергии для неспециалистов можно найти в свежей работе А. Долгова Problems of vacuum energy and dark energy.

Ряд проблем в моделировании сверхновых сводится к следующему:

На четырех страницах автор перечисляет основные причины для такого "неправильного" поведения моделируемых сверхновых.

На самом деле обсуждается не 59, а 5.9 причин (последняя не засчитана за целую, т.к. связано с техническими трудностями в моделировании). Так что физических причин пять.
1. Захват электронов.
2. Диссоциация ядер. Энергия ударной волны уходит на диссоциацию ядер. Даже маломассивные (9 солнечных масс) ядра очень тяжело взорвать.
3. Нейтринное охлаждение. Нейтрино уносят энергию, которая могла бы быть кинетической.
4. Аккреция. Делептонизация приводит к аккреции части слоев, а не к взрыву.
5. Конвективная устойчивость протонейтронной звезды. Многие модели, дающие взрыв, основаны на конвекции

Четырех страниц мало для подробного описания, поэтому разобраться не так уж легко..... Возможно, что все-таки механизм "чуть-чуть другой". Например, магнитные поля и вращение могут сыграть решающую роль.

Некоторые современные теории элементарных частиц утверждают, что кроме нашего мира, в котором все тела состоят из известных нам фотонов, протонов, электронов и т.д. в этой же самой Вселенной может существовать еще один, такой же по разнообразию свойств мир, построенный из других частиц, которые называют "зеркальными" (отсюда "зеркальное вещества" и "зеркальная вселенная"). Набор зеркальных частиц и их взаимодействия между собой могут быть такими же (строго или приближенно) как в нашем мире или же могут совершенно от них отличаться. Основной особенностью зеркальных частиц является то, что с нормальным веществом они взаимодействуют либо только гравитационно, но это очень жесткое ограничение, после введения которого остается совсем мало интересной физики. Поэтому в последнее время при рассмотрении зеркальных теорий дополнительно предполагают наличие (слабого) смешивания обычных и зеркальных частиц. Это означает, что при некоторых условиях зеркальные нейтрино или (как в этой статье) фотоны могут превращаться в соответствующие обычные частицы и наоборот. Никакое другое взаимодействие между обычным и зеркальным веществом невозможно (т.е. мы его не можем даже напрямую увидеть).

Если зеркальное вещество во своим (внутренним) свойствам похоже на наше, то из него будут образовываться галактики (зеркальные), в них звезды, а массивные зеркальные звезды будут заканчивать свою эволюцию взрывами сверхновых (в зеркальном мире). Причем обычные и зеркальные галактики будут скорее всего совпадать (оба сорта вещества будут расположены в общей гравитационной потенциальной яме), а отдельные звезды - располагаются независимым образом.

При взрыве зеркальной сверхновой выделяется поток энергии, в основном в нейтрино и фотонах. Часть этих зеркальных фотонов может превратиться в обычные. А возникающая "на пустом месте" сверхмощная вспышка излучения может объяснить некоторые наблюдаемые в космосе интересные феномены.

Авторы статьи приводят три таких явления:

• "Великий Аннигиллятор" - источник позитронов в центре Галактики, наблюдаемый по аннигиляционной линии 511 кэВ;
• гамма-всплески и
• сверхновые.

А вообще статья очень простая и прозрачная.

Автор считает, что когерентное Рамановское рассеяние некогерентного света в межгалактической среде оказывает влияние на оценку расстояний до далеких объектов (и это влияние уже можно обнаружить). В пользу своей гипотезы он приводит анализ кривых блеска далеких сверхновых, в которых находит соответствующую систематику.

По поводу данной гипотезы еще, наверное, будут спорить специалисты, а в результате получился интересны обзор, в том числе и просто по сверхновым.

Гиперновые - особый мощный тип сверхновых (обладающих, вероятно, еще рядом дополнительных свойств), считается возможным источником гамма-всплесков. Тогда любое предположение о том какие звезды в конце своей эволюции порождают гиперновые, требует проверки частоты их вспышек: гамма-всплески происходят один раз в 10⁵-10⁶ лет в галактике типа Млечного Пути. Это не несколько порядков ниже, чем тем взрывов обычных сверхновых (с коллапсом ядра), что, в частности, позволяет предположить, что гиперновые (и гамма-всплески) встречаются только в двойных системах.

В данной статье рассматриваются различные пути эволюции двойных систем, которые заканчиваются взрывом гиперновой и, соответственно/возможно, гамма-всплеском.

Авторы полагают, что нашли пример ассоциации рентгеновской вспышки (X-ray flash) и сверхновой.

Рентгеновские вспышки по всей видимости являются "младшими братьями" гамма-всплесков. В этой работе речь идет о вспышке GRB 031203, произошедшей в галактике с красным смещением z=0.1055 (это довольно близко по меркам гамма-всплесков). Авторы обнаружили пик излучения через 10-33 дня после вспышки. Они интерпретирую это как сверхновую (возможно, гиперновую), отмечая сходство со сверхновой SN1998bw (которую, в свою очередь, связывают с гамма-всплеском).

Обсуждаются нейтринные процессы в полупрозрачном (для нейтрино) веществе сверхновых и почти непрозрачных протонейтронных звездах. Рассматриваются вопросы регистрации нейтринного сигнала на Земле на существующих установках и возможность на этой основе различить те или иные модели нейтронных звезд.

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

Регистрация нейтринного сигнала от сверхновой 1987A на установках Kamiokande и IMB была возможна только на ранних этапах существования протонейтронной звезды (<10 с) и не накладывало ограничений на массу и свойства нейтронной звезды. Регистрация вспышки сверхновой в центре нашей Галактики на современных установках (SNO, USO или SuperKamiokande) позволит определить массу нейтронной звезды и определить состояние ее вещества. Выпуск 67. 26-31 января 2004 astro-ph/0401513 Фабрика близких сверхновых (The Nearby Supernova Factory) Authors: W. M. Wood-Vasey et al. Comments: 7 pages, 3 figures to be published in New Astronomy Reviews На прошлой неделе мы писали о том, как космологический обзорный проект планируют использовать для изучения малых тел Солнечной системы. На этот раз все наоборот. Небольшой (1.2 метра) телескоп программы поиска околоземных астероидов (NEAT) используют для поиска сверхновых. Речь идет о сверхновых типа Ia на красных смещениях 0.03 < z < 0.08. Планируется исследовать около 300 таких объектов (отсюда и название "фабрика" заимствованное, как нам кажется, из физики элементарных частиц, где популярны темрины "мезонная фабрика" и т.п.). Как вы помните, сверхновые типа Ia используют в космологии как стандартные свечи. Авторы планируют использовать данные по близким сверхновым в первую очередь для калибровки. Планируется, что темп открытия сверхновых на данной установке будет около 12 штук в месяц! astro-ph/0401563 Гравитационное излучение при коллапсе вращающегося ядра: эффекты магнитных полей и реалистичных уравнений состояния (Gravitational Radiation from Rotational Core Collapse: Effects of Magnetic Fields and Realistic Equation of States) Authors: Kei Kotake et al. Comments: 25 pages, 6 figures, accepted for publication in PRD Взрывы сверхновых являются одними из возможных источников гравитационных волн. Правда, при этих взрывах не такая уж большая доля энергии уходит в виде граввсплека, но тем не менее. Современные детекторы могли бы "почувствовать" сверхновую в нашей Галактике. Однако, читатель может помнить, что для гравдетекторов очень важно заранее знать форму сигнала (хотя бы приблизительно), тогда его гораздо легче выделить на фоне шумов. Расчет реалистичных форм сигналов очень сложен, т.к. сложны процессы, протекающие при взрыве. В этой работе авторы пытаются в сложной численной модели учесть эффекты магнитных полей и уравнения состояния вещества взрывающегося ядра. Выпуск 66. 19-26 января 2004 миниобзор astro-ph/0401322 3-D взрывы: медитация на вращении (и магнитных полях) (3-D Explosions: A Meditation on Rotation (and Magnetic Fields)) Authors: J. Craig Wheeler Comments: Introductory talk to be published in Cosmic Explosions in Three Dimensions: Asymmetries in Supernovae and Gamma-Ray Bursts eds P. Hoeflich, P, Kumar and J. C. Wheeler, Cambridge University Press. 10 pages, 1 eps figure, 1 table миниобзор astro-ph/0401323 Итог конференции: трехмерные взрывы (Conference Summary: Three Dimensional Explosions) Comments: Workshop summary to be published in Cosmic Explosions in Three Dimensions: Asymmetries in Supernovae and Gamma-Ray Bursts, eds P. Hoeflich, P, Kumar and J. C. Wheeler, Cambridge University Press. 9 pages Две статьи Крега Уиллера: вводная и заключительная. Вместе эти работы составляют хороший неперегруженный деталями обзор современного состояния дел в изучении взрывов сверхновых и связанных с этим феноменов. Весь текст написан очень по делу, причем автор решил (и преуспел!) исключительно словесно (т.е. без формул) изложить суть многих важных недавних работ. Единственное, о чем можно пожалеть - это недостаточное число иллюстраций. Очевидно, что задумка состоит в том, что иллюстрации приводятся в оригинальных статьях, так что следите за статьями из материалов этой конференции. В исторических целях приведем один абзац из второй статьи: "In terms of giving credit, Stirling Colgate revealed the true father of modern supernova research: Scratchy Serapkin. Anatoly Serapkin was the head of the Soviet delegation to the Geneva talks aimed at the Limited Test Ban Treaty to abandon space, atmospheric, and underwater nuclear talks in 1963. Colgate was one of the representatives on the U.S. side with the self-appointed goal of convincing both sides that we needed to understand the astrophysical `background" to avoid confusing a natural event with a bomb test. The yet-to-be famous Vela satellites played a role in these discussions. Colgate said supernovae might be confused with a test. Scratchy, not a scientist himself, fixed him with a steely glare and inquired, `Who knows how supernovae work?" Colgate realized what thin ground he, and the U.S. delegation, were on, returned to Livermore and made the case to Edward Teller that understanding supernovae must become a primary goal of the lab. The rest is history." миниобзор astro-ph/0401461 Коллапсирующие Сверхновые "на подходе" (Core-Collapse Supernovae at the Threshold) Authors: H.-Th. Janka et al. Astrophysics, Garching) Comments: 8 pages, 3 figures, high-quality available upon request; contribution to Procs. IAU Coll. 192, "Supernovae", Eds. J.M. Marcaide ad K.W. Weiler, Springer Очень маленький обзор одной из самых авторитетных групп по численному моделированию Сверхновых. Что стало ясно на сегодняшний день: двумерные осесимметричные модели, даже с очень изощренным переносом нейтрино, не привели к успеху. Но есть явные признаки того, что (в трехмерии) данная проблема близка к решению. "Фотографии" двумерного коллапса в разные моменты времени