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).

Остаток сверхновой Кассиопея А является одним из самых молодых в Галактике. В его центре наблюдается загадочный компактный объект. Все время идут споры о том, к какому типу относилась сверхновая, породившая остаток и компактный объект.

Авторы анализируют оптический спектр, полученный по наблюдениям светового эха. Идея состоит в том, что мы может сейчас наблюдать отражение самого взрыва, и по спектру определить тип сверхновой.

Анализ показал, что взорвалось гелиевое ядро красного гиганта. Т.е., сверхновая относилась к типу IIB.

См. также arxiv:0805.4607, где другая группа наблюдателей также приводит новый данные по остатку Cas A.

Авторы провели детальное исследование остатка сверхновой G1.9+0.3 на Чандре, а также использовали данные радионаблюдений. Итогом стал вывод о том, что это самый молодой из известных галактических остатков. Его возраст около 100 лет. Остаток находится в центральной части Галактики. Поглощение там велико, так что сверхновую вполне могли не заметить.

Кстати, о звездообразовании в центре Галактики можно почитать здесь: arxiv:0803.1619.

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

С одной стороны, в статье не содержится какого-то супероткрытия. С другой - просто интересно было разобраться.

Несколько лет назад по наблюдениям на космической инфракрасной обсерватории имени Спитцера было открыто инфракрасное эхо в остатке сверхновой Кассиопея А. Что имеется в виду? Имеется в виду следующее. Увидели быстро перемещающиеся детали, которые сразу же идентифицировали как "солнечные зайчики". Центральная вспышка дает "блики" на облаках пыли (собственно, в этих "зайчиках" мы видим тепловое излучение пыли, до которой дошло жесткое излучение). Суть явления ясна, но инетерсно же разораться в том, что за излучение переизлучается.

В 2005 годы была высказана гипотеза (не просто высказана, конечно, а поддержана моделью, наблюдениями, и опубликована в Science) о том, что вспышка произошла примерно в 1950 году (напомню, что самому остатку около 320 лет. Заодно оговорюсь, что конечно взрыв сверхновой не "произошел" 320 лет назад, а свет от него дошел до нас 320 лет назад, тоже относится и к другим временным привязкам). Гипотеза была основана на анализе данных об ИК эхо. Соответственно, требовалось, чтобы спустя почти 300 лет после вспышки сверхновой оставшийся компактный объект дал мощную вспышку (кстати, напомню, что центральный компактный объект в этом остатке довольно загадочен. В рентгене наблюдается нечто, что с одной стороны похоже на остывающую нейтронную звезду, а с другой имеет очень маленькую излучающую поверхность при отсутствии пульсаций).

В новой работе авторы заново анализируют данные по ИК эхо. Итогом работы стало заключение о том, что все можно объяснить без вспышки в 1950 году. Т.е., все "зайчики" порождены фотонами, испущенными в момент взрыва сверхновой (точнее, в момент выхода ударной волны из звезды - отсюда и заголовок статьи). Те "зайчики", которые в проекции видны близко к центру сверхновой просто, по мнению авторов, находятся "с той стороны" остатка. Значит, не надо придумывать, что случилось в Кассиопее А 57 лет назад (а жаль, можно было красивый огород городить. Например, мог случится переход компактного объекта в кварковую звезду, что заодно объясняло бы и малую излучающую площадь).

В последние годы большое внимание специалистов привлекают т.н. пульсарные туманности. Работающий пульсар дает поток частиц, которые взаимодействуют с окружающим веществом. В итоге возникает специфическое образование. Благодаря высокому угловому разрешению рентгеновского телескопа Чандра удается изучать многие из этих туманностей в мелких подробностях. Кроме того, развитие наземной гамма-астрономии (H.E.S.S., MAGIC, ...) дает возможность наблюдать эти объекты на ТэВных энергиях. Т.е., идет большой поток данных, ну и теоретики не сидят, сложив в руки. Так что есть что обозреть, что авторы и делают.

Есть красивые картинки.

Небольшой обзор последних результатов по компактным рентгеновским источникам в остатках сверхновых. Напомню суть проблемы. Сейчас мы видим в остатках около десятка источников, которые наверняка (в некоторых случаях "почти наверняка") являются нейтронным звездами. Десяток - это не мало. Радиопульсаров, надежно ассоциированных с остатками примерно столько же. Так вот, компактные источники эти на радиопульсары совсем не похожи. Т.е., как минимум половина нейтронных звезд должна рождаться "иными". Андреа приводит новые наблюдательные результаты и обсуждает различные гипотезы, высказанные по поводу этих результатов. Особенно детально описываются данные по источнику в остатке RCW 103 и источнику 1E 1207.

Остаток сверхновой Кассиопея А является одним из самых молодых в Галактике. В его центре наблюдается загадочный компактный объект. Все время идут споры о том, к какому типу относилась сверхновая, породившая остаток и компактный объект.

Авторы анализируют оптический спектр, полученный по наблюдениям светового эха. Идея состоит в том, что мы может сейчас наблюдать отражение самого взрыва, и по спектру определить тип сверхновой.

Анализ показал, что взорвалось гелиевое ядро красного гиганта. Т.е., сверхновая относилась к типу IIB.

См. также arxiv:0805.4607, где другая группа наблюдателей также приводит новый данные по остатку Cas A.

Недавние открытия большого количества пыли (10⁸ - 10⁹ масс Солнца) в галактиках и квазарах на больших красных смещениях говорят о том, что именно сверхновые второго типа SNe II являются эффективным источником пыли в ранней Вселенной. Результаты расчетов формирования пыли при взрывах сверхновых SNe II (Todini, Ferrara, 2001; Nozawa et al 2003) подтверждают этот факт, предсказывая, что одна SN II может производить от 0.1 до 1.0 масс Солнца пыли. Тем не менее наблюдения близких остатков сверхновых до сих пор были более чем пессимистичны, давая верхний предел пылевой массы на два порядка меньше предсказанного. Кассиопея A (Cas A) - молодой остаток галактической сверхновой возрастом 335 лет. В статье приведены результаты наблюдений Cas A с помощью инфракрасного спектрографа на борту Spitzer на длинах волн от 5.5 - 70 мкм. По оценкам авторов, масса пыли в Cas A составляет от 0.020 до 0.054 масс Солнца. Это в десять раз меньше значения, предсказанного теорией, но зато в десять раз больше предыдущих оценок 3.5 10^-3 масс Солнца и 7.7 10^-5 масс солнца. Такой результат не случаен. Во-первых, в данной работе инфракрасный спектр Cas A анализировался вплоть до 70 мкм, тогда как авторы предыдущих работ останавливались на 30-40 мкм. Во-вторых, инфракрасный спектрограф (IRS) телескопа Spitzer имеет большое разрешение, и для того, чтобы воспроизвести в расчётах наблюдаемый спектр потребовалось значительно усложнить модель, включив в нее пылевые частицы разного химического состава. Поскольку наблюдения велись только до 70 мкм, в данной работе не учтена холодная пыль Cas A, это одна из возможных причин разногласия с теоретическим значением. Но ответить на этот вопрос позволят только будущие инфракрасные и субмиллиметровые наблюдения с помощью телескопов Herschel, SCUBA-2 и ALMA. Важно отметить, что количество пыли, формирующееся в остатке сверхновой, есть функция массы и металличности звезды. А темп сверхновых (количество сверхновых, взрывающихся в единицу времени) зависит от начальной функции масс звёзд, темпа звездообразования в галактике, моделей звездной эволюции и других причин. Потому результат по Cas A не может быть принят за среднее значение. Реальность сложнее, и для понимания процессов формирования пыли требуются дополнительные наблюдения. Но то, что нам уже известно, позволяет утверждать, что SNe II действительно являются эффективным источником пыли.

Возможно, что удалось идентифицировать остаток гиперновой! Показано, что сверхоболочка в галактике IC10 вероятнее всего была сформирована за счет одного сильного взрыва.

Вела Джуниор - это остаток сверхновой в созвездии Парусов (vela). "Джуниор" - чтобы отличать от давно известного пульсара (и остатка) в Веле. Расстояние до остатка около 1 кпк. В нем обнаружен центральный компактный рентгеновский источник (CCO). Авторы провели глубокие наблюдения в оптике и ближнем ИК на VLT. В оптике объект не был обнаружен, зато в ИК удалось что-то рассмотреть. Если это объект, связанный с рентгеновским источником (а это пока не доказано), то это может быть остаточный диск вокруг нейтронной звезды или же сама звезда. В последнем случае есть много вопросов....

Авторы представляют результаты наблюдений в разных диапазонах источника 1E 1547.0-5408. По мнению авторов, мы имеем дело с магнитаром, к тому же, во всей видимости, находящимся в остатке сверхновой. Так это или нет на самом деле покажут дальнейшие исследования.

На мой взгляд, тема звездных мазеров является слегка "недопопуляризированной". Правда, данный обзор тут не очень большая подмога, ибо написан он для тех, кто всю основу и так уже знает - т.е. для специалистов.

Недавно эти же авторы писали о том, что источник 1E 1207.4-5209 в остатке сверхновой PKS 1209-51/52 является примером нейтронной звезды, родившейся с относительно длинным периодом вращения и слабым магнитным полем. В данной же статье детально обсуждается другой пример.

Авторы продолжают развивать гипотезу о том, что слабые начальные магнитные поля связаны с длинными начальными периодами (в этой модели поле генерируется с помощью динамо-механизма, что требует быстрого вращения). Кроме того, по мнению авторов, существенная аккреция на слабозамагниченные молодые нейтронные звезды.

PMN - Parkes-MIT-NRAO. Это радиообзор неба, который позволяет изучать практически все остатки сверхновых в нашей Галактике. Точнее, 164 из 231 остатка. Авторы выбрали 138 остатков, для которых данные имеют достаточно высокое качество, и представили результаты анализа этих объектов. Важным результатом работы является уточнение параметров метода, который позволяет определять расстояния до остатков.

Компактный источник в остатке сверхновой RCW 103 известен уже достаточно давно. Так же давно было ясно, что он не похож на "нормальную" молодую нейтронную звезду. Высказывались самые разные гипотезы. Переменность источника, в свою очередь, тоже не является новостью. И даже периодичность переменности уже обсуждалась, например в работах Г.Г.Павлова и его коллег. И все-таки вот он - гвоздь: детальные наблюдения на ХММ-Ньютоне показали наличие четкой периодичности с периодом 6.67 часа.

Природа источника по-прежнему остается непонятной. То ли это двойная система с маломассивным компаньоном (присутствие компаньона никак в других диапазонах не проявляется), то ли это одиночная нейтронная звезда с аномально большим (для такого молодого объекта) периодом вращения, то ли что-то еще. Не могу не вспомнить свою старую идею о том, что источник является "старой" нейтронной звездой, а сам остаток порожден взрывом компаньона по двойной системе. Теперь же "старая" нейтронная звезда аккрецирует выброшенное вещество. Правда, период в четверть дня тут также плохо подходит (при таком периоде орбитальная скорость слишком велика, чтобы ожидать значимой аккреции из среды вокруг). Можно построить модель в духе "эпициклов", сказав, что изначально имелась тройная система (две массивные звезды и одна маломассивная). Массивная звезда, взрвавшаяся второй, породила наблюдаемый остаток, а первая породила аккрецирующую нейтронную звезду. Как бы то ни было, полагаю, что не стоит сбрасывать со счетов возможность, что в качестве рентгеновского источника мы видим не ту же нейтронную звезду, что породила остаток. Будем думать и ждать.

Интересная работа. Логика авторов такова. Если магнитные поля магнитаров генерируются на стадии протонейтронной звезды, то можно поискать последствия этого. Во всех механизмах генерации используется очень быстрое вращенеи протонейтронной звезды. Необходимы периоды короче примерно 30 миллисекунд (обратите внимание, речь идет о протонейтронной звезде, она менее компактна, чем уже остывшая прорелаксировавшая нейтронная звезда, поэтому 30 миллисекунд для нее это очень короткий период!). Если мы посмотрим на нейтронную звезду со столь коротким периодом и сильным полем, то увидим, что это колоссальный излучатель! Такой впрыск энергии может (должен!) оставить след на остатке сверхновой.

Авторы анализируют данные по нескольким остаткам сверхновых, в которых находятся магнитары. Вывод их состоит в том, что никаких следов впрыска энергии не видно. А значит, заключают они, поля магнитаров не могут генерироваться с помощью обсуждаемых динамо-механизмов. В этом случае они, например, могут представлять остаточные поля звезд-прародителей. Тогда магнитары рождаются уже с медленным вращением и большими полями.

Отмечу, что последнее слово тут еще не сказано. У гипотезы об остаточных полях тоже есть свои проблемы: вряд ли есть столько звезд с сильными полями, чтобы объяснить все магнитары. В конце концов, сама концепция магнитаров - это гипотеза.

Очень интересная работа. Еще до того, как я начал читать свежий выпуск епринтов, мое внимание на эту работу обратил Дмитрий Вибе.

По данным обзора на космическом ИК-телескопе им. Спитцера обнаружен чрезвычайно любопытные объект. Природа его до конца непонятна, но существует одна интереснейшая и довольно-таки вероятная возможность: это может быть остаток сверхновой.

Телескоп им. Спитцера работает на орбите относительно недавно. Это четвертая (и последняя) из т.н. Великих обсерваторий NASA (другие проекты: Космический телескоп , Комптоновская гамма-обсерватория и Чандра). Чтобы продемонстрировать возможности иснтрумента был проведен быстрый "просмотр" Галактики (Galactic First Look Survey). Именно в рамках этого обзора и получен обсуждаемый результат.

Ниже показаны три изображения, полученные на Спитцере. Самое нижнее - это известный остаток сверхновой. На среднем - новый объект. Видно, что они очень похожи. Однако, на верхнем мы не видим источника. Среднее и верхнее изображения отличаются тем, что получены на разных длинах волн (на 24 и 8 микронах). Это достаточно нетипично.

Область, в которой обнаружен новый объект, на длине волны 8 микрон. Сама оболочка на этих длинах волн не видна.

Изображение открытого объекта на 24 микронах.

Изображение известного остатка сверхновой, полученное на Спитцере (по данным архива спутника).

По всей видимости, это в самом деле новый интересный остаток сверхновой. Но, может быть, это планетарная туманность. Будем ждать новых результатов по этому источнику.

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.

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.

Вероятно, многие помнят, что "первый свет" Чандры - это наблюдения остатка сверхновой Cas A, причем уже эти наблюдения привели к открытию загадочного точечного объекта в центре туманности, про который до сих пор не ясно: нейтронная звезда это или черная дыра. В большом материале авторы суммируют всю информацию по остаткам сверхновых, полученную за 6 лет на Чандре. Много картинок.

Каталог Грина - самый известный каталог остатков сверхновых. В статье представлена новая версия.

Каталог включает 231 остаток.

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.

В обзоре достаточно подробно рассмотрена следующая проблема: массивные звезды (>8-10M_o), взрывающиеся как сверхновые, обладают очень сильным звездным ветром. За время жизни такой звезды на главной последовательности и на более поздних эволюционных стадиях ветер выдувает вокруг звезды каверну размером до нескольких десятков парсек. Межзвездное вещество, заполнявшее данную область, оказывается сгребенным в холодный, тонкий и очень плотный слой. Сброшенная оболочка сверхновой, таким образом, взаимодействует не с однородной средой, а с выдутой ветром каверной. Важнейшим параметром оказывается отношение массы сгребенного ветром вещества к массе сброшенной оболочки сверхновой.

Описанные результаты были получены достаточно давно, но в данном обзоре они дополнены последними деталями и подробно разобраны.

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).

Поскольку нейтронные звезды относятся к нашей области профессиональных интересов, то мы пишем о них достаточно часто. Также мы не устаем повторять, что с начальными параметрами нейтронных звезд далеко не все ясно. Ясно только, что рождаются они очень разными. Поэтому привлекают внимание источники в остатках сверхновых ...

Остаток G292.0+1.8 считается очень похожим на Cas A, где первые же наблюдения Чандры выявили очень странный точечный источник. До сих пор неясно является ли он нейтронной звездой или черной дырой, но уж точно не является нормальным молодым радиопульсаром (типа Краба).

В G292.0+1.8 уже была известна пульсарная туманность, а потом был обнаружен и радиопульсар с периодом 0.135 секунды. И вот по данным Чандра удалось увидеть пульсации и в рентгене. В оптике на месте радиопульсара ничего не видно вплоть до 26-й звездной величины.

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