Фотография хромосферы, сделанная с помощью Шведского солнечного телескопа (SST) и свидетельствующая о присутствии альвеновских волн. Выделена исследуемая область. На изображении одна угловая секунда соответствует 725 км. Фото: David Jess, Queen's University Belfast (из статьи arXiv: 0903.3546)
Магнитная трубка между фотосферной и хромосферной областями. Возмущения в трубке приводят к появлению альвеновской волны, идущей вверх. Возникают торсионные колебания в направлении, перпендикулярном к направлению распространения волны. Эти колебания и наблюдались авторами (из статьи arXiv: 0903.3546)
А вот серьезные нарушения привычных циклов солнечной активности изрядно озадачивают астрономов уже не первый год. Изучением Солнца заняты теперь многие научные группы, использующие новейшие астрономические инструменты. Например, активно работает запущенная NASA в октябре 2006 года на околосолнечные орбиты пара солнечных телескопов STEREO 241 (Solar TErrestrial RElations Observatory) и японский научный спутник «Хинодэ» (Hinode, Solar-B), стартовавший 23 сентября 2006 года. К сожалению, запущенный 30 января 2009 года на околоземную орбиту российский космический аппарат «Коронас-Фотон» (предназначенный для исследований Солнца), проработал лишь несколько месяцев вместо заявленных трех лет.
Изменение светимости SN2008ha (нижняя кривая) сравнивается с поведением других сверхновых. Видно, насколько SN2008ha слабее других (из статьи arXiv: 0901.2074)
Неожиданности ждали исследователей сверхновых звезд. В течение года появилось несколько работ, в которых говорилось об обнаружении и исследовании довольно странных сверхновых, которые теоретики только пытаются уложить в стандартные сценарии. В первую очередь хочется выделить не экстремально мощные или яркие сверхновые (о них писали, например, в статьях arXiv: 0911.2002 242 , arXiv: 0908.1990 243 ), а наоборот, — очень слабую сверхновую SN 2008ha, которой было посвящено две работы: arXiv: 0902.2794 244 и 0901.2074 245 . Это самая тусклая из известных сверхновых. Ее абсолютная звездная величина в максимуме составила всего лишь -14,2. Это дает светимость менее 1041 эрг/с. Определенная по спектральным линиям скорость разлета вещества — всего лишь около 2000 км/с в момент максимума блеска. Там очень мало никеля-56, и вообще выброшено мало вещества. Авторы рассматривают разные модели. Если взорвался одиночный объект, то это может быть электронный захват в Ne-Mg карлике или дефлаграция (ядерное горение без образования сильной ударной волны) C-O карлика.
Снова эволюция светимости SN2008ha сравнивается с другими сверхновыми (из статьи arXiv: 0902_2794)
Фотография SN2008ha и галактики UGC 12682, в которой она вспыхнула (из статьи arXiv: 0902_2794)
Еще один результат по сверхновым связан с изучением очень быстро эволюционирующей вспышки SN2002bj: блеск быстро нарастал и быстро спадал — гораздо быстрее, чем у всех других известных сверхновых. Авторы arXiv: 0911.2699 246 полагают, что это может быть взрыв гелиевого белого карлика.
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)