Пока никто не знает как взрываются сверхновые. Есть три основных механизма (здесь приводится отрывок из нашего обзора):

Первый механизм объединяет классическую модель "отскока" ("bounce") падающих внешних слоев ядра предсверхновой от сформировавшегося и ставшего жестким сверхплотного остатка сверхновой (горячей прото-НЗ) с нейтринными механизмами, в которых образовавшаяся в результате отскока ударная волна в дальнейшем подпитывается нейтринным излучением горячего ядра. Это самая первая и долгое время считавшаяся основной модель взрыва сверхновой. Хотя ранее в рамках этой модели несколько раз удавалось объяснить вспышку сверхновой, последующие более точные исследования отвергали эти найденные возможности. На сегодня данный механизм не объясняет сброс оболочки сверхновой ни в сферически симметричном, ни в осесимметричном (с вращением) случаях. Есть надежда, что ситуацию могла бы исправить крупномасштабная нейтринная конвекция. В настоящее время в данном направлении ведутся интенсивные исследования.

Другой механизм (Имшенник 1992) связан с делением быстровращающегося коллапсирующего ядра звезды на 2 части, по крайней мере одна из которых должна быть нейтронной звездой. Затем части двойного ядра сближаются из-за гравитационного излучения, пока меньшая по массе (и большая по размеру) компонента не заполнит свою полость Роша. Сближение двойного ядра может длиться от нескольких минут до нескольких часов. После этого начинается перетекание вещества до тех пор, пока масса меньшей компоненты не достигнет нижнего предела масс НЗ (около 0.09M), при котором происходит взрывная денейтронизация маломассивной нейтронной звезды. Такое дополнительное выделение энергии, происходящее достаточно далеко от центра коллапсирующей звезды, может эффективно сбросить ее оболочку. Этот механизм может действовать только у наиболее быстро вращающихся предсверхновых. Проблема данного сценария заключена в том, что пока еще никому не удалось воспроизвести деление ядра предсверхновой при коллапсе.

Последний из рассматриваемых нами механизмов взрывов сверхновых - магниторотационный - был предложен Г.С.Бисноватым-Коганом в 1970 г. Идея этого механизма очень проста - сброс оболочки производится магнитным полем быстро вращающейся НЗ. При этом оболочка ускоряется за счет торможения вращения нейтронной звезды. Поскольку на самом деле эта простая идея объединяет в себе генерацию и усиление магнитных полей и сложную трехмерную гидродинамику с сильным влиянием переноса излучения, то реалистичные расчеты данного сценария крайне затруднены. Результаты двумерных расчетов показывают, что магниторотационный механизм может передать несколько процентов вращательной энергии компактного остатка в кинетическую энергию оболочки. Как показывают упомянутые расчеты, магниторотационный взрыв (стадия на которой происходит существенное ускорение и сброс оболочки) длится 0.01-0.1 с. Однако ему предшествует фаза "накрутки", на которой тороидальное магнитное поле линейно усиливается до критической величины при которой происходит сброс оболочки. Длительность этой с зависит от величины начального магнитного поля НЗ и от скорости ее вращения и может меняться от долей секунды до минут (и даже часов). Для данного механизма требуется достаточно быстрое вращение НЗ (период порядка нескольких миллисекунд), однако не столь быстрое, как в механизме с делением ядра.

В рассматривамой статье Акиямы и др. исследуется магнитовращательная неустойчивость, приводящая к росту магнитного поля при коллапсе. Биполярные потоки, возникающие благодаря неустойчивости, могут существенно влиять на взрыв, или даже являться его основным "двигателем".

Дается обзор по нуклеосинтезу в гиперновых. Они очень популярны в последнее время в связи с некоторыми моделями гамма-всплесков. Однако, пока нет однозначных выводов в пользу самого существования гиперновых. Исследования в области нуклеосинтеза могут помочь в решении вопроса о реальности таких супервзрывов.

Автор анализирует фотометрические и спектроскопические данные о 24 сверхновых второго типа. Определяются такие параметры как энергетика взрыва, массы и радиусы предсверхновых. Получается, что более массивные предсверхновые дают более мощные взрывы. Более мощные сверхновые дают больше никеля. Похожие соотношения есть для сверхновых типов Ib/c, что может говорить о том, что физика там похожая.

Конкретные механизму вспышек сверхновых разных типов остаются неизвестными. Авторы пытаются вытащить какую-то информацию об этом из наблюдающихся остатков сверхновых. Они рассматривают спышки типа Ia. Строится гидродинамическая модель взаимодействия выброса с окружающей средой. Авторы пытаются найти хорошие индикаторы, которые позволили бы на основании сравнения наблюдаемых остатков с расчетными сделать выбор между различными механизмами вспышки. Дело это непростое. Пока построена одномерная модель. Вряд ли она полностью отражает всю сложную картину взрыва и разлета оболочки.

Библиографический обзор по сверхновым. Ссылки разбиты на несколько тем: наблюдения спектров, спектрополяриметрия, кривые блеска, теория термоядерных взрывов, коллапс ядра, радиоактивный распад, космологические приложения, связь с гамма-всплесками.

Среди сверхновых второго типа - взрывы массивных звезд - наблюдается довольно большой разброс свойств. В частности, есть более слабые сверхновые. Авторы представляют два примера таких взрывов. И обсуждают возможность того, что такие вспышки сопровождаются большой возвратной аккрецией (fall-back). Соответственно, такие взрывы должны приводить к образованию черных дыр. Кроме того, стадия аккреции может впоследствии наблюдаться, когда аккреционная светимость начнет доминировать.

Обсуждается современный статус нейтринных моделей взрывов сверхновых. Это самая стандартная и наиболее продвинутая модель взрыва в результате коллапса ядра массивной звезды. Рассматриваются проблемы модели и авторские попытки их преодоления.

Одна из проблем в астрофизике сверхновых звезд - понять какие звезды какие сверхновые порождают. Для этого хотелось бы иметь изображение звезды до взрыва. Авторы представляют результаты поисков таких данных. Архивы Космического телескопа и других проектов позволили обнаружить прародителей нескольких сверхновых разных типов (конечно, речь не идет о сверхновых типа Ia). Есть указания на обнаружение шести звезд, которые затем взорвались. SN II порождаются красными сверхгигантами. С SNe Ib/c не все так ясно.

"Super-Hipparcos" - это будущий астрометрический спутник GAIA. Его запуск планируется на 2010 год. Срок работы спутника - 5 лет. Спутник будет получать хорошую многоцветную фотометрию. Т.о. в руках исследователей окажется колоссальное количество информации. Сейчас активно обсуждаются различные "побочные" продукты работы GAIA.

В данной работе авторы обсуждают, что спутник сможет дать для астрофизики сверхновых звезд. Оценки показывают, что за 5 лет спутник сможет зарегистрировать более 20 000 сверхновых (пять в день)! Примерно две трети - это сверхновые Ia. В основном это близкие (Z<0.14). Отдельно авторы обсуждают возможность регистрации гамма-излучения и гравитационных волн от сверхновых, замеченных GAIA.

Согласно одному из сценариев вспышка сверхновой типа Ia происходит в результате слияния двух достаточно массивных белых карликов. Поиск таких систем велся в эксперименте SPY (SN Ia Progenitor surveY). В ходе которого на телескопе VLT с помощью спектрометра UVES искались изменения лучевых скоростей. Открыто 90 новых двойных белых карликов, включая короткопериодические системы с массами компонент близкими к чандрасекаровскому пределу.

В начале кажется, что женщины делятся на блондинок и брюнеток. Потом замечаешь, что есть шатенки и вообще оттенки. Потом выделяешь крашеных блондинок, брюнеток, шатенок и т.д. Т.е. "понимание приходит с опытом" .... Так же и со сверхновыми.

До 80-х годов выделяли два типа сверхновых. Но чем больше наблюдали, тем больше понимали, что этого недостаточно. В своем коротком обзоре авторы рассказывают о многообразии сверхновых. Формул нет, есть графики, кривые блеска и т.п. Ну и, конечно же, ссылки на оригинальные работы.

В результате выполнения программы поиска сверхновых обнаружены 7 сверхновых типа Ia в скоплениях галактик на z от 0.06 до 0.2, не принадлежащие ни к одной из галактик скопления. Вероятно эти звезды не были выброшены из галактик, а родились из диффузного газа, заполняющего межгалактическое пространство. Авторы предполагают, что около 20% сверхновых в скоплениях галактик могут оказаться межгалактическими.

Рассмотрено воздействие вспышки близкой сверхновой на озоновый слой Земли. Авторы показали, что близкая (<8 пк) сверхновая своим жестким излучением может уменьшить содержание озона в 2 раза на срок в несколько лет. Происходит это из-за резкого увеличения в атмосфере содержания молекул оксидов азота, которые интенсивно реагируют с озоном и разрушают его. Частота таких вспышек оценивается в 1.5^.10^-9 лет^-1.

Скопление галактик на z~0.3-0.5 может сделать существенно ярче расположенную за ним сверхновую. На сколько? Как часто это будет происходить? В каком фильтре их лучше наблюдать? Эти и ряд других вопросов рассмотрены в данной статье.

Большая полуобзорная работа на стыке наук. Авторы дают обзор по взаимодействию нейтрино с веществом при параметрах, соответствующих коллапсирующему ядру сверхновой. Статья довольно специальная, а потому вряд ли будет интересна очень широкой публике. Однако, она может быть интересна физикам, которые редко соприкасаются с астрофизикой.

В статье дан короткий обзор оптических послесвечений гамма-всплесков. Рассмотрена как классическая модель фаербола, так и ряд альтернативных моделей ("пушечного ядра", задержанного взрыва).

В принципе ясно, что магнитные поля должны играть большую роль при взрыве сверхновой. Связано это не только (и не столько) с тем, что во взрывающейся звезде уже было поле, а еще и с фактом генерации поля при коллапсе. Однако, расчеты всех этих процессов очень сложны. Мы и без учета поля как следует посчитать сверхновую не можем (расчеты таких взрывов по всей видимости являются одной из самых сложных современных счетных задач).

В статье кроме своих оригинальных результатов авторы дают довольно хороший обзор состояния дел в данной области, приводя около 70 ссылок (в основном на детальные расчеты).

Как можно узнать, что в данном месте когда-то взорвалась сверхновая, если даже ее остаток уже исчез? По распределению достаточно молодых звезд и градиенту химического состава. Статья посвящена поиску старых вспышек сверхновых типа Ia и сравнению возрастов тонкого и толстого дисков на этой основе.

Все ближе и ближе момент, когда с наземных гравитационных антенн начнут поступать экспериментальные данные (они уже есть, только в небольшом количестве). И надо успеть предсказать, что можно в них увидеть. В этом обзоре основное внимание обращено на гравитационные волны от коллапсов ядер сверхновых.

В меру популярная и полная статья (материал идет в Science) по сверхновым типа Ia, т,е, по взрывам белых карликов. Но красивых картинок мало - всего одна страничка (9-я).

Мы плохо знаем: как взрываются сверхновые. Соответственно, мы плохо представляем свойства новорожденных компактных объектов, например, нейтронных звезд. Автор дает список нерешенных проблем, особенно подробно обсуждая проблему скоростей отдачи (kick velocity) нейтронных звезд. Простой понятный обзорчик.

Подробный критический обзор по механизмам вспышек сверхновых. Рассматриваются взрывы массивных звезд. Здесь существует еще множество нерешенных проблем (хотя, есть и другие мнения, Вирджиния Тримбл в своем докладе на техасском симпозиуме сказала, что на ее взгляд в целом проблема решена - осталось уточнить детали). Тем не менее, сформировалась "стандартная картина", которая, правда, может еще очень сильно измениться. Авторы описывают детальные двумерные расчеты и дают соответствующий background.

См. также более короткие обзоры тех же авторов: astro-ph/0212316 и astro-ph/0212317, и статью "The Status of Core-collapse Supernova Simulations" astro-ph/0212438.

Изучая различными способами взрывы сверхновых можно получать очень разнообразную информацию - от закона расширения Вселенной и свойств темной материи до уравнения состояния нейтронного вещества и существования экзотических частиц. Но для этого надо хорошо понимать какие процессы в них происходят. И единственный путь здесь - детальное численное моделирование. Но до сегодняшнего дня при моделировании коллапса и взрыва сверхновой учитывались не все физические процессы - просто потому, что для таких расчетов не хватило бы мощности компьютеров. TeraScale Supernova Initiative - проект в котором в ближайшие несколько лет предполагается преодолеть эти ограничения.

В статье суммируются результаты 20 лет работы Баксанского нейтринного телескопа. Кроме вспышки сверхновой 1987А никаких других всплесков обнаружено не было. Это позволяет дать важное ограничение на темп появления сверхновых в нашей Галактике: реже чем 0.13 в год.

Сверхновые типа Ia стали теперь "объектами особой значимости" в связи с тем, что они используются в космологии как стандартные свечи. В статье дается небольшой обзор по этим сверхновым, а затем представляются новые оригинальные результаты по моделированию кривых блеска этих источников.

Дается подробный и понятный обзор свойств сверхновых, где, как полагают, имел место коллапс ядра массивной звезды (типы II, Ib,c). Автор обращает особое внимание на то, что при всем разнообразии наблюдательных проявлений свойства этого феномена меняются непрерывно и, следовательно, механизм взрыва у всех сверхновых этого класса должен быть одинаков. См. также ниже astro-ph/0301107.

Описывается современная классификация сверхновых. Во многом статья перекликается с astro-ph/0301006, потому лучше читать их вместе (возможно также будет интересно посмотреть недавний обзор по механизмам взрывов массивных звезд astro-ph/0212314 и сверхновых типа Ia astro-ph/0212530).

Обзор по сверхновым типа Ia и их космологическим приложениям.

Три статьи по сверхновым и взаимодействию сверхновых с окружающей средой

Корреляция спектра звезды с цифровой маской синтетического спектра позволяет выделить в ее атмосфере слои с повышенной светимостью и/или плотностью. Метод позволяет обнаруживать ударные фронты в атмосфере. Обсуждаются результаты полученные для переменных звезд RT Cyg и RY Cep относящихся к Миридам.

Сверхновые взрываются не в пустоте. Во-первых есть межзвездное вещество, а во-вторых массивная звезда имеет мощный ветер. Т.о. для того, чтобы понять, как формируются остатки сверхновых, необходимо учитывать "ближайшее окружение" взрывающейся звезды. В небольшом обзоре автор рассматривает различные типы сверхновых, связанные с массивными звездами с точки зрения их взаимодействия с околозвездным веществом.

Расчеты сверхновых становятся все более и более продвинутыми. Теперь в стандартной модели взрыва научились учитывать вращение. Об этом и идет речь в данном коротком обзоре. Также рассматривается связь сверхновых с гамма-всплесками.

Эта статья самым непосредственным образом связана с предыдущей, но это не обзор, а оригинальная работа двух групп, объединивших свои усилия, для того чтобы разобраться с начальным темпом вращения нейтронных звезд. В итоге получаются достаточно быстровращающиеся нейтронные звезды: без магнитного поля одни гидродинамические неустойчивости и конвекция не могут отодвинуть новорожденный пульсар от вращения на пределе разрушения. Влияние магнитного поля увеличивает начальный период на порядок (до 4-7 миллисекунд). В последнем случае энергии вращения оказывается недостаточно для того, чтобы "запитать" гамма-всплеск в модели коллапсара. Однако, "многое сделано, но многое еще предстоит". В частности, в тесных двойных системах ситуация может существенно отличаться как в ту, так и в иную сторону.

Одна из самых важных проблем, рассматриваемых в школьном курсе астрономии - это происхождение элементов. Отнюдь не для всех является очевидным тот факт, что фактически каждый атом нашего тела (кроме, может быть, водорода) когда-то побывал в недрах звезды. Разные элементы образуются в различных процессах. В обзоре рассматривается т.н. r-процесс - процесс быстрого (rapid) нейтронного захвата (есть еще медленный - slow - s-процесс). Обзор довольно большой и подробный. Приводится масса ссылок на оригинальные и обзорные работы.

См. также "Stellar Sources for Heavy r-Process Nuclei" astro-ph/0301461.

В работе рассматривается связь между взрывами сверхновых, вращением массивных звезд (см. также выше) и гамма-всплесками. В модели коллапсара в начале из ядра массивной звезды образуется черная дыра, на которую идет мощная аккреция из очень плотного аккреционного диска. По мнения автора работы наличие таких дисков и разлияный угловой момент у разных звезд-прародителей могут объяснить некоторые пекулярные типы сверхновых, а также гамма-всплески, несопровождающиеся обычной сверхновой.

"Для хорошего человека ничего не жалко!" - 60 страниц о самой необычной сверхновой Ia.

В статье приводятся детальные данные наблюдений. Вывод авторов очень интересный: "Ни одна из существующих теоретических моделей не может одновременно объяснить все особенности сверхновой SN 2002cx".

Описываются данные по известным историческим (т.е. наблюдавшимся невооруженным глазом) сверхновым: сверхновая Кеплера, сверхновая Тихо, сверхновые 1181, 1054 и 1006 гг. Советуем прочесть всем. Чтение легкое и приятное.

Кратко описывается модель супрановой. В этой модели после взрыва образуется массивная замагниченная нейтронная звезда, которая поддерживается быстрым вращением. Замедление приводит к коллапсу в черную дыру. Модель применятеся для объяснения свойств гамма-всплесков. Если еще не слышали о такой модели - советую прочитать.

Как известно, в нашей галактике сверхновые не наблюдались последние 400 лет. И это при темпе вспышек порядка одной в 30 лет! Объяснение простое - вспыхивают далеко и закрыты пылью. Т.е. несмотря на потрясающую мощность взрыва его таки можно незаметить. Похожая картина происходит и в других галактиках. Правда, там мы редко видим галактику с ребра, как в случае Млечного Пути, в плоскости которого мы находимся. Тем не менее в галактиках с бурным звездообразованием, где должно быть много сверхновых, много и пыли. Поэтому интересно смотреть в ИК диапазоне, где пыль не так мешает. Авторы представляют результаты своих исследований. По наблюдениям 46 ярких ИК галактик на длине волны 2.2 микрона было открыто 4 сверхновые. Этот темп вспышек примерно на порядок превосходит темп оптически зарегистрированных вспышек (отметим, что ошибки все-таки велики, т.к. статистика мала). Причем, ожидалось еще больше вспышек. Значит, какие-то сверхновые все-таки "наглухо" закрыты пылью....

Внимательное рассмотрение почти линейного поведения кривых блеска Сверхновых типа Ia на диаграмме цвет-звездная величина (B - B-V или B-R, или B-I) позволяет лучше учитывать поглощение их излучения и производить коррекцию их светимости. Это достаточно существенно, т.к. именно эти сверхновые служили "стандартными свечами" по которым определили, что наша Вселенная расширяется ускоренно.

На т.н. техасской конференции во Флоренции в декабре пошлого года поразил комментарий Вирджинии Тримбл, что в общем-то проблема взрыва сверхновой решена Вусли, Вивером и др. (плюс как обычно ехидный комментарий, что если вы не отличаете Вусли-Вивера от Висли-Вувера, то слишком долго работаете в этой области). По ее мнению, остается только учитывать тонкости: поле, вращение, хим.состав и т.д.

Однако, не все так просто. Группа Янки и др. давно высказывала пессимизм относительно существующих проблем в физике взрыва сверхновой, по их мнению слишком многое закладывается руками. Вот новое подтверждение их взглядов.

Новые детальные двумерные расчеты с вращением и без не дают взрыва. Одними нейтрино вроде как не обойтись. Возможно критичен учет магнитных полей или какой-то экзотики.

О нейтрино в сверхновых см. также отдельную статью той же группы "Supernova neutrinos: Flavor-dependent fluxes and spectra" astro-ph/0303226.

Довольно полное изложение того, как по сверхновым определяют космологические параметры. Разбираются (кратко) все возможные источники неопределенностей. Много (более 100) ссылок.