Газета Троицкий Вариант # 45 (19_01_2010) - страница 25
Эволюция светимости сверхновой SN2002bj. Кривые разного цвета соответствуют разным частям оптического диапазона. Серые — кривые блеска других сверхновых. Видно, что светимость падает очень быстро (из статьи arXiv: 0911.2699)
Сверхновая 2005E. Показана галактика NGC 1032, в которой произошла вспышка. Видно, что сверхновая находится «на задворках». Положение сверхновой указано стрелкой. Панели f-g показывают увеличенное изображение области со сверхновой (место выделено кружком) до и после взрыва. Не видно ни области звездообразования, ни прародителя (из статьи arXiv: 0906.2003)
Наконец, была обнаружена слабая сверхновая типа Ib (SN 2005E) с выбросом небольшого количества вещества и некоторыми аномалиями содержания элементов ( arXiv: 0906.2003 247 ). При этом взрыв произошел во внешних частях довольно близкой галактики NGC 1032. Т.е., по всей видимости, звезда не могла быть массивной. Все это дает авторам основания утверждать, что обнаружен новый тип сверхновых.
Диаграмма масса — радиус для нейтронных звезд. Зеленым и коричневым обозначены исключенные области. Фиолетовые кривые соответствуют разным уравнениям состояния вещества в недрах нейтронных звезд. Показаны большие области неопределенности и их центры, соответствующие возможным комбинациям массы и радиуса источника в Кассиопее А (из статьи arXiv: 0911.0672)
Некоторые нейтронные звезды видны прямо внутри остатков породивших их сверхновых. Одним из таких интересных примеров является остаток Кассиопея А. Если по данным о расстоянии, потоке и по спектральным данным мы попробуем определить размер излучающей области компактного источника в центре остатка, то он получается небольшим — что-то вроде километра. Но радиус нейтронной звезды — около 10 км. Само по себе это не является проблемой: на поверхности нейтронной звезды может быть горячее пятно. Однако если есть пятно, то мы должны видеть пульсации излучения. А в случае Кассиопеи А их нет. Для описания спектров остывающих нейтронных звезд очень важно учитывать свойства их атмосфер. Для Кассиопеи А пробовали разные варианты состава атмосфер, но только сейчас, похоже, удалось все удовлетворительно описать ( arXiv: 0911.0672 248 ). Авторы рассмотрели углеродную атмосферу в слабом магнитном поле. При таких предположениях удалось описать все, что нужно. Теперь нет нужды в горячем пятне для объяснения отсутствия пульсаций.
Изображение остатка сверхновой Кассиопея А по данным «Чандры» (Credit: NASA)
Два интересных результата связаны с радиопульсарами. Во-первых, прямые измерения, проведенные с помощью радиоинтерферометров со сверхдлинными базами (Very Long Baseline Interferometry — VLBI) дали очень большое расстояние до двойного пульсара J0737–3039A/B ( arXiv: 0902.0996 249 ). Прежняя оценка увеличена примерно вдвое. Теперь это 1150(+220 -150) парсек. Заодно подтверждена (и, разумеется, уменьшена) оценка трансверсальной (перпендикулярной к лучу зрения) скорости. Теперь она получается менее 10 км/с. Первое важно для оценок темпа слияния нейтронных звезд. Второе — для изучения механизмов взрыва сверхновой.
Во-вторых, найдено наблюдательное свидетельство в пользу важного эпизода в жизни нейтронных звезд в тесных двойных системах. Астрономы знали, что есть миллисекундные пульсары (в том числе и в двойных системах), знали о маломассивных рентгеновских двойных. Долго не удавалось наблюдать непосредственным образом, как нейтронные звезды в аккрецирующих маломассивных двойных раскручиваются до миллисекундных периодов. Потом (во многом благодаря спутнику RXTE) удалось увидеть и это. Но все равно хочется больше промежуточных звеньев. К радости астрономов радиоисточник FIRST J102347.67+003841.2, в котором подозревали наличие аккреции на компактный объект, вдруг успокоился, мерцания прекратились, и там «вылупился» нормальный миллисекундный пульсар — то самое недостающее звено 250 в эволюции этих объектов.
Положение V404 Лебедя в семь моментов наблюдения. Извилистость траектории показывает параллактическое смещение. Это позволяет определить расстояние (из статьи arXiv: 0910.5253)
