Сверхновые типа IIP
Среди богатых водородом сверхновых звезд фотометрический подкласс сверхновых типа IIP является наиболее многочисленным. Эти сверхновые показывают незначительные спектроскопические различия и очень широкий диапазон фотометрических свойств. Они демонстрируют изменения светимости от низкой до очень высокой и формы кривых блеска — от типичной платообразной до своеобразной куполообразной кривой блеска. В работах сотрудника ИТЭФ В.П. Утробина был установлен тот важный факт, что процессы ионизации и возбуждения водорода в атмосферах сверхновых типа IIP носят нестационарный характер.
Осуществленное в ИТЭФ гидродинамическое моделирование в широком диапазоне параметров и сравнение с наблюдаемой кривой блеска и скоростями расширения оболочки позволило определить основные параметры сверхновой: радиус предсверхновой, массу выброшенного вещества, энергию взрыва и массу радиоактивного 56Ni. Подтвердилось, что предсверхновые нормальных объектов типа IIP являются красными сверхгигантами, в то время как пекулярные сверхновые 1987A и 2000cb с куполообразными кривыми блеска происходят от голубых сверхгигантов. Разнообразие наблюдательных данных сверхновых IIP типа превращается в очень широкий спектр их основных параметров. Увеличение светимости на стадии плато почти на два порядка и полной массы радиоактивного 56Ni в диапазоне при переходе от сверхновой 2003Z с низкой светимостью к очень яркой сверхновой 2009kf эквивалентно увеличению энергии взрыва в диапазоне 2,5×1050–2,2×1052 эрг и массы оболочки в диапазоне . Отметим, что сверхновая 2009kf является первой сверхновой IIP типа с очень высокой энергией взрыва 2,2×1052 эрг, что предполагает образование черной дыры при гравитационном коллапсе, а не нейтронной звезды. Масса выброшенной оболочки в сочетании с массой нейтронной звезды и массой, потерянной посредством звездного ветра, дает оценку массы звезды на главной последовательности. Проявления взаимодействия выброшенной оболочки с веществом звездного ветра и околозвездным веществом, которые могут быть средством его диагностики, были изучены на примере линий H-alpha, Na I и Ca II. Зависимость энергии взрыва и массы радиоактивного 56Ni от массы звезды на главной последовательности представлены на рис. 1. Полученные зависимости убедительно демонстрируют важнейший результат: рост как энергии взрыва, так и массы радиоактивного 56Ni с увеличением массы звезды на главной последовательности.
Астрофизики ИТЭФ впервые предложили наличие клочковатости внешних слоёв оболочки нормальной сверхновой IIP типа для решения проблемы несоответствия между линиями H-alpha и H-beta в ранних спектрах сверхновой 2008in. Эта проблема стала очевидной лишь с получением качественных спектров в течение первого месяца вспышки и состоит в том, что эти линии не могут быть описаны в рамках сферической модели с гладким распределением плотности. В.П. Утробиным было показано, что в предположении клочковатой структуры внешних слоёв оболочки проблема несоответствия может быть решена. Учет неоднородности внешних слоёв предсверхновой был осуществлен при гидродинамическом моделировании сверхновой IIP типа 2012A. Указанное исследование показало, что учёт неоднородности внешних слоёв предсверхновой приводит к заметному (до 30%) увеличению скорости этих слоёв. Этот очень важный результат позволяет надеяться на уменьшение масс эволюционных предшественников, получаемых при гидродинамическом моделировании сверхновых типа IIP.
Рис. 5. Зависимости энергии взрыва сверхновых (верхняя панель) и массы синтезированного радиоактивного 56Ni (нижняя) от массы звезды на главной последовательности
Изучение плотности кислорода в центральной зоне оболочек девяти сверхновых IIP типа на небулярной стадии по линиям дублета кислорода [O I] 6300, 6364 A показало, что концентрации кислорода на 300 день распределены в узком диапазоне (1,3–3,3)×109 см-3. Очень важно подчеркнуть, что этот результат не зависит от расстояния до сверхновой, экстинкции и модельных предположений. Анализ найденного распределения плотностей приводит к важному выводу о том, что энергия взрыва сверхновой IIP типа растёт с увеличением массы звезды (рис. 5).
Самым изученным объектом среди сверхновых IIP типа является сверхновая 1987A. Ее исследование, проведенное в ИТЭФ, способствовало развитию методов радиационной гидродинамики и моделей атмосфер сверхновых. Нестационарный характер процессов ионизации и возбуждения водорода при полном отказе от условий локального термодинамического равновесия в атмосферах сверхновых IIP типа позволил объяснить интенсивные линии водорода, природа которых долгое время оставалась загадочной. Исследование влияния степени перемешивания 56Ni на болометрическую кривую блеска показало, что умеренное, в диапазоне низких скоростей 2500-3000 км/с, перемешивание 56Ni может объяснить наблюдаемую кривую блеска сверхновой 1987A. В то же время количественное моделирование профиля линии H-alpha на стадии Бохум явления позволило получить принципиальный результат: высокоскоростной сгусток 56Ni двигается в дальней полусфере с абсолютной скоростью около 4700 км/с и его масса составляет примерно .
Обнаружение сверхновых IIb типа, демонстрирующих трансформацию во времени изначального спектра сверхновых II типа в спектр с чертами сверхновых Ib типа, существенно дополнило физическую картину вспышек коллапсирующих сверхновых. Первым таким объектом была вспышка сверхновой 1993J, которая и послужила прародительницей нового подкласса сверхновых IIb типа. Болометрическая и визуальная кривые блеска этой сверхновой и эволюция линий гелия в ее оптическом спектре хорошо согласуются с гидродинамической моделью, разработанной в ИТЭФ, масса выбрасываемой оболочки в которой составляет , включая массу водорода , а энергия взрыва равна 1,6×1051 эрг. Гидродинамические модели и синтетические спектры убедительно показали, что нетепловые процессы доминируют после второго максимума, после примерно 30 суток, и играют решающую роль в объяснении как гладкого уменьшения светимости после максимума, так и постепенного, в интервале с 24-х по 30-е сутки, появления линий гелия в оптическом спектре сверхновой 1993J. Вспышка сверхновой в данном случае — это взрыв красного сверхгиганта с массой примерно в результате гравитационного коллапса ядра звезды, причем очень вероятно, что предсверхновая входила в состав тесной двойной системы. В дальнейшем последнее предположение получило надежное наблюдательное подтверждение.