Коя звезда има по-голяма маса от нова или свръхнова? Експлозия на свръхнова, пулсари

МОСКВА, 13 февруари - РИА Новости.За първи път учените успяха да видят експлозия на свръхнова в първите часове след нейното раждане и да наблюдават как ударната вълна „ускорява“ електроните в останките на изхвърлената звезда, според статия, публикувана в списание Nature Physics.

"Свръхновите светят толкова ярко, че могат да се видят от другата страна на Вселената, но обикновено те вече са успели да унищожат някои от собствените си емисии, докато ги забележим. Ето защо тези наблюдения са толкова ценни - това е първото пъти сме виждали газова обвивка, заобикаляща умираща звезда.” “, коментира проучването Норберт Лангер от университета в Бон (Германия).

Последен звезден блясък

Суперновите изригват в резултат на гравитационния колапс на масивни звезди, когато тежкото ядро ​​на звездата се свива и създава вълна на разреждане, която изхвърля лекия материал от външните слоеве на звездата в открития космос. В резултат на това се образува светеща газова мъглявина, която продължава да се разширява известно време след експлозията. Свръхнови от тип 1 се получават от експлозията на двоична система от бяло джудже и по-масивна звезда, докато по-често срещаните свръхнови от тип 2 се получават от експлозия на гигантски звезди.

През последните години учените регистрираха стотици нови свръхнови и активно изучаваха експлозиите им, което ни помогна да научим много за това как се раждат елементи, по-тежки от желязото, как може да е възникнала Слънчевата система и каква роля играят свръхновите в еволюцията на галактики и раждането на звезди в тях. Основните тайни на свръхновите обаче остават загадка за астрономите, тъй като те обикновено се откриват няколко дни след експлозията и когато ударната вълна, разпространяваща се от центъра на свръхновата през цялата й мъглявина, вече е успяла да унищожи част от външни обвивки на мъртвата звезда.

Офер Ярон от Научния институт Вайцман в Реховот, Израел, направи първата стъпка към разкриването на тези мистерии, като получи снимки и първите спектрални данни от свръхновата iPTF 13dqy, която избухна в съзвездието Пегас в галактиката NGC 7610 само три часа след това неговото раждане. Намира се относително близо до Млечния път, само на 160 милиона светлинни години, което позволи на учените да проучат подробно това изригване с помощта на телескопа Swift и наземната обсерватория Palomar.

Самата iPTF 13dqy е обикновена свръхнова от тип 2, която избухна в нощното небе на 6 октомври 2013 г. Благодарение на факта, че беше бързо открит, учените успяха да изследват газовите черупки, изхвърлени от неговия прародител през последните няколко милиона години от живота преди смъртта.

Супернова крушка

Тези черупки, както казват учените, са източникът на най-мощните изригвания, генерирани от свръхнова. Газът в тях се сблъсква с ударна вълна, излъчвана от дълбините на умираща звезда, и се нагрява до свръхвисоки температури, в резултат на което електроните „излизат“ от атомите и генерират мощни лъчи ултравиолетови и други видове електромагнитни вълни . Силата, продължителността и други характеристики на това излъчване зависят от структурата на черупките на бившата звезда, благодарение на което Ярон и колегите му успяха да „видят“ нейната структура, като наблюдаваха колебания в яркостта на отделни линии в спектъра на iPTF 13dqy в първите часове от съществуването си.

© Офер Ярон

Тези наблюдения показаха, че диаметърът на тази топка от газ и прах е доста голям – около 20 светлинни минути, или около 360 милиона километра. Това разстояние съответства приблизително на същото разстояние, на което се намира главният астероиден пояс между Юпитер и Марс по отношение на Слънцето. Всички следи от тази структура трябваше да са изчезнали приблизително 10 дни след като звездата избухна и ударната вълна достигна най-отдалечените ъгли на нейния газов и прахов „пашкул“.

Съществуването на тази структура от газ и прах показва, че през последната година от живота си умиращата звезда е изхвърлила рекордни количества газ и прах в околното пространство, като през това време е загубила приблизително 0,1% от масата на Слънцето. Това е било възможно, според учените, само ако вътрешността на звездата е била изключително нестабилна в последните дни от нейния живот.

Тази връзка между емисиите и процесите вътре в една звезда, които водят до нейната експлозия, може да помогне на астрофизиците да предскажат по-точно как суперновите експлодират и колко бързо най-близкият кандидат до Земята, червеният свръхгигант Бетелгейзе в съзвездието Орион, само на едно разстояние от Земята, ще експлодира.640 светлинни години. Изследователите се надяват, че откриването на други ранни свръхнови ще изясни този въпрос.

Експлозията на свръхнова е събитие с невероятни размери. Всъщност експлозията на свръхнова означава край на нейното съществуване или, което също се случва, прераждане като черна дупка или неутронна звезда. Краят на живота на свръхнова винаги е придружен от експлозия с огромна сила, по време на която материята на звездата се изхвърля в космоса с невероятни скорости и на огромни разстояния.

Експлозията на свръхнова трае само няколко секунди, но през този кратък период от време се освобождава просто феноменално количество енергия. Например, експлозия на свръхнова може да излъчва 13 пъти повече светлина от цяла галактика, състояща се от милиарди звезди, а количеството радиация, освободено за секунди под формата на гама и рентгенови вълни, е няколко пъти повече, отколкото за милиарди години живот.

Тъй като експлозиите на свръхнови не продължават дълго, особено като се има предвид техният космически мащаб и магнитуд, те се познават главно по последствията. Такива последствия са огромни газови мъглявини, които продължават да светят и да се разширяват в космоса много дълго време след експлозията.

Може би най-известната мъглявина, образувана в резултат на експлозия на свръхнова е Мъглявина Рак. Благодарение на хрониките на древните китайски астрономи е известно, че е възникнал след експлозията на звезда в съзвездието Телец през 1054 г. Както може би се досещате, светкавицата беше толкова ярка, че можеше да се наблюдава с просто око. Сега мъглявината Рак може да се види в тъмна нощ с обикновен бинокъл.

Мъглявината Рак все още се разширява със скорост от 1500 км в секунда. В момента размерът му надхвърля 5 светлинни години.

Снимката по-горе е съставена от три изображения, направени в три различни спектъра: рентгенов (телескоп Chandra), инфрачервен (телескоп Spitzer) и конвенционален оптичен (). Рентгеновите лъчи са сини и идват от пулсар, невероятно плътна звезда, образувана след свръхнова.

Мъглявината Simeiz 147 е една от най-големите, известни в момента. Свръхнова, която избухна преди около 40 000 години, създаде мъглявина с диаметър 160 светлинни години. Открит е от съветските учени Г. Шайон и В. Газе през 1952 г. в едноименната обсерватория Симеиз.

Снимката показва последната експлозия на свръхнова, която можеше да се наблюдава с просто око. Случва се през 1987 г. в галактиката Големия Магеланов облак на разстояние 160 000 светлинни години от нас. Голям интерес представляват необичайни пръстени с формата на числото 8, за истинската същност на които учените все още само спекулират.

Мъглявината Медуза от съзвездието Близнаци не е толкова добре проучена, но е много популярна поради безпрецедентната си красота и голямата звезда-спътник, която периодично променя яркостта си.

Много рядко е, че хората могат да наблюдават толкова интересно явление като свръхнова. Но това не е обикновено раждане на звезда, защото всяка година в нашата галактика се раждат до десет звезди. Свръхновата е явление, което може да се наблюдава само веднъж на всеки сто години. Звездите умират толкова ярко и красиво.

За да разберем защо възниква експлозия на свръхнова, трябва да се върнем към самото раждане на звездата. Водородът лети в космоса, който постепенно се събира в облаци. Когато облакът стане достатъчно голям, в центъра му започва да се натрупва кондензиран водород и температурата постепенно се повишава. Под въздействието на гравитацията се сглобява ядрото на бъдещата звезда, където благодарение на повишената температура и нарастващата гравитация започва да протича реакцията на термоядрен синтез. Колко водород една звезда може да привлече към себе си, определя нейния бъдещ размер – от червено джудже до син гигант. С течение на времето се установява балансът на работата на звездата, външните слоеве оказват натиск върху ядрото и ядрото се разширява поради енергията на термоядрения синтез.

Звездата е уникална и като всеки реактор, някой ден ще остане без гориво – водород. Но за да видим как избухва свръхнова, трябва да мине още малко време, защото в реактора вместо водород се образува друго гориво (хелий), което звездата ще започне да изгаря, превръщайки го в кислород, а след това в въглерод. И това ще продължи, докато в ядрото на звездата се образува желязо, което по време на термоядрена реакция не освобождава енергия, а я изразходва. При такива условия може да възникне експлозия на свръхнова.

Ядрото става по-тежко и по-студено, което води до падане на по-леките горни слоеве върху него. Ядреният синтез започва отново, но този път по-бързо от обикновено, в резултат на което звездата просто експлодира, разпръсквайки материята си в околното пространство. В зависимост от известните може да останат и след него - (вещество с невероятно висока плътност, което е много високо и може да излъчва светлина). Такива образувания остават след много големи звезди, които са успели да произведат термоядрен синтез до много тежки елементи. По-малките звезди оставят след себе си неутронни или железни малки звезди, които не излъчват почти никаква светлина, но също имат висока плътност на материята.

Новите и свръхновите са тясно свързани, защото смъртта на една от тях може да означава раждането на нова. Този процес продължава безкрайно. Свръхнова носи милиони тонове материя в околното пространство, която отново се събира в облаци и започва образуването на ново небесно тяло. Учените твърдят, че всички тежки елементи, които са в нашата слънчева система, са били „откраднати“ от Слънцето по време на раждането му от звезда, която някога е избухнала. Природата е удивителна и смъртта на едно нещо винаги означава раждането на нещо ново. Материята се разпада в космическото пространство и се образува в звездите, създавайки великия баланс на Вселената.

За първи път астрофизици от Европа и Северна Америка успяха да проследят еволюцията на бивш червен свръхгигант само три часа след като избухна като свръхнова тип II. Избухване в съседната галактика NGC 7610, регистрирано на Земята преди повече от три години, привлече вниманието на много учени. говори за изследване на това събитие, което е публикувано в списанието Nature Physics.

Днес учените имат относително добро разбиране за процесите, които предхождат унищожаването на тежките звезди (изчерпване на термоядрено гориво или гравитационен колапс) и тяхната по-нататъшна съдба. Звезди, които са няколко пъти по-тежки от Слънцето и десетки хиляди пъти по-ярки от него, се превръщат в червени свръхгиганти, губейки около десет процента от масата си, докато се развиват. Експлозията прави такива обекти изключително ярки, така че те могат да бъдат наблюдавани дори в най-отдалечените галактики.

Междувременно наблюдението в реално време на експлозии на свръхнови, поради статистическата си рядкост, досега остава недостъпно за астрономите. Например, наличните оценки показват, че свръхнова в Млечния път избухва средно по-малко от веднъж годишно. В ново проучване учените успяха да проследят обект в галактиката NGC 7610, чиито спектрални характеристики, получени през последните години, показват неговата изключителна нестабилност (бърза загуба на маса) и в резултат на това голяма вероятност от експлозия като свръхнова.

Спиралната галактика с преграда NGC 7610 се намира в съзвездието Пегас на разстояние 50,95 мегапарсека от Земята. Обектът iPTF 13dqy (известен още като SN 2013fs), който избухна в него, е обикновена свръхнова тип II (спектърът му съдържа водородни линии). За първи път е наблюдаван в реално време на 6 октомври 2013 г. с помощта на автоматизираната система iPTF (Intermediate Palomar Transient Factory) и отново след 50 минути. SN 2013fs беше наблюдаван за трети път ден по-късно с помощта на научния инструмент WiFeS (WideField Spectrograph) на телескопа на Австралийския национален университет.

Изображение: Nature Physics

След това вниманието на учените към обекта iPTF 13dqy рязко се увеличи. SN 2013fs започва да се наблюдава в почти целия диапазон на електромагнитните вълни - рентгенов, ултравиолетов, оптичен и инфрачервен. Експертите са получили следните данни, които идеално се вписват в съществуващите представи за еволюцията на червения свръхгигант - звезда, унищожена по време на експлозия на свръхнова.

Разрушаването на ядрото на червения свръхгигант инициира образуването на свръхзвукова ударна вълна. Когато достигне повърхността на звездата, обектът започва да свети ярко във видимата част на радиацията - възниква това, което обикновено се нарича експлозия на свръхнова. В същото време дегенерацията на звездата е придружена от интензивно ултравиолетово лъчение. Продължителността и силата на изригването зависят от структурата на обвивката на звездата-предшественик и скоростта, с която тя губи маса.

Ултравиолетовото лъчение провокира фотойонизация на атомите в газовия облак около свръхновата. Когато газът стане достатъчно плътен, настъпва бърза рекомбинация (обратния процес на йонизация - улавяне на електрони от йони) и получените атоми пораждат характерни емисионни линии. Времевата рамка на този процес позволи на учените да определят границите, до които се разпространява материята след експлозията на свръхновата iPTF 13dqy - приблизително 20 светлинни часа.

Междувременно учените не са в състояние да опишат точно процесите, протичащи в атмосферата на червения свръхгигант преди експлозията му. Определящият фактор в този случай е скоростта на загуба на материя от звездата, всъщност скоростта на нейното отделяне от звездата. Ако последната е 50 километра в секунда, звездата е започнала бързо да губи масата си преди около десет години. Ако тази стойност е десет пъти по-малка - около пет километра в секунда, тогава инфлацията на звездата е продължила стотици години. Освен това, следвайки примера на червения свръхгигант Бетелгейзе, който вероятно се готви да избухне като свръхнова, газовата обвивка на израждащата се звезда може като цяло да е в стационарен режим.

Целта, към която сега се стремят учените, е да наблюдават звезда в момента на нейното прераждане, а не само няколко часа след експлозията й като свръхнова. Наблюдението ни помага да се доближим до това - поне ни позволява да изберем най-популярните сценарии за експлозия на звезда. Може да изглежда, че всъщност това не е първият път, когато учените наблюдават експлозия на свръхнова. От известна гледна точка това е вярно, но не съвсем.

Първото избухване на свръхнова няколко часа по-късно беше наблюдавано през 2008 г. Тогава в галактиката NGC 2770 беше регистрирана интензивна светкавица на ултравиолетова радиация, която продължи няколко часа. Най-вероятно той е свързан, подобно на iPTF 13dqy, с образуването на ударна вълна от звездата-предшественик. Впоследствие събитието SNLS-04D2dc беше наблюдавано в оптичния диапазон. Въпреки това не е извършен систематичен спектрален анализ на това събитие. Причините за това се крият в самото естество на откритието: то беше случайно и учените не бяха подготвени за него.

Събитията iPTF 13dqy и SNLS-04D2dc - т.е. експлозии на свръхнови тип II - се случиха с единични светила. Друг сценарий е експлозията на бяло джудже. Възниква като експлозия на свръхнова тип I и причината за нея е наличието на втори спътник-светило. Материята от последното пада върху бялото джудже, което води до масата му, превишаваща границата на Чандрасекар, тоест гравитационен колапс. Такова събитие се случи през 2009 г., когато беше възможно директно да се наблюдава експлозия на свръхнова и да се потвърди теорията, описваща трансфера на маса между спътниците в двоичната система V1213 Cen.

Изхвърлянето на обвивката от бялото джудже започна шест дни след последния спад в неговата яркост. Учените смятат, че след стотици години експлозията, придружена от краткотрайно увеличение на яркостта на звездата с три порядъка, ще се повтори. Свойствата на двоичната система в този случай зависят от скоростта на пренос на маса - колко бързо материята от малкия спътник стига до бялото джудже. Наличните данни показват ниска скорост на пренос на маса между звезди в двоичната система V1213 Cen. Обектите бяха наблюдавани доста дълго време - от 2003 г., като част от проекта OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment), бяха регистрирани периодични промени в яркостта на звездата V1213 Cen, които завършиха с експлозия на свръхнова само шест години по-късно.

„Защо и как масивните звезди експлодират като свръхнови е един от отворените въпроси в астрофизиката“, отбелязват авторите в публикацията. - Масивните звезди превръщат леките елементи в по-тежки. През последните години от своето съществуване (кратък период от време, продължаващ за някои звезди от един до десет милиона години), тези звезди изгарят тежко гориво, продуктите от синтеза на водород и хелий, докато желязното ядро ​​расте и се срине. Въпреки че астрономите разбират основните механизми, които водят до експлозии на свръхнова, детайлните елементи на картината все още не са ясни.

К. Лундмарк е първият, който говори за експлозии на свръхнови в нашата Галактика през 1921 г. Той вярваше, че ярките изригвания, наблюдавани през древността и Средновековието, са галактически нови и онези звезди, които по-късно са наречени свръхнови. Отбелязвайки изригването от 1054 г., наблюдавано в Китай, той посочи, че местоположението му е близо до мъглявината Рак - газова бучка от влакнеста структура, наподобяваща рак. Любопитно е, че тази мъглявина също е изследвана през 1921 г. от американските астрономи К. Лампланд и Дж. Дънкан и двамата откриват, че тя систематично се разширява и продължителността на нейното разширяване е почти девет века.

Сега ни е лесно да сравним тези факти и да установим съвпадението на избухването с образуването на мъглявината, но нито Лундмарк, нито американските изследователи са направили такова заключение. Само седем години по-късно Е. Хъбъл за първи път отбелязва мимоходом това съвпадение, а десет години по-късно Лундмарк уверено казва, че мъглявината Рак се е образувала в резултат на изригването от 1054 г. Той открива видимата величина на изригването и разстоянието до „Краб“ и получи своята абсолютна звездна величина стойност, която се оказа много по-висока от тази на обикновен нов. Това доказва, че през 1054 г. в Галактиката е избухнала свръхнова. Не по-малко важно беше установяването на факта, че на мястото си остава разширяваща се мъглявина. Причината за седемнадесетгодишното забавяне очевидно е, че най-авторитетната древна китайска хроника казва, че „гостуваща звезда се е появила на няколко инча югоизточно от Тян Гуан (както се нарича появата на звезди и комети в Китай)“. "Един инч" в този случай е приблизително един и половина градуса от дъгата на небесната сфера. Обикновено се смяташе, че главната звезда на съзвездието "Тян Гуан" ("Небесна бариера") е $\zeta$ Телец (фиг. 23). Мъглявината Рак обаче се намира не на югоизток, а на северозапад от тази звезда. Трябваше да подозирам, че има грешка в китайския текст.

Ориз. 23.Съзвездието Телец и околностите му.
В левия край на картата има деления на градуси, дебела линия с деления на градуси е еклиптиката. Границите на съзвездието Телец и други съвременни съзвездия са очертани с пунктирана линия, главните звезди са обозначени с буквите на гръцката азбука. Конфигурациите на китайските съзвездия са изобразени с плътни линии, имената им са дадени в курсив. Мъглявината Рак е отбелязана с X.

Но възможността за грешка категорично се отхвърля от специалистите по история на науката в древен Китай. През 1971 г. специалистът по древна китайска астрономия Хо Пин-ю (Малайзия) и американските синолози Ф. Паар и П. Парсънс посочват друг текст с подобно описание на избухването на епидемията на югоизток от Тян Гуан. Следователно в хрониката няма грешка. Трябва да потърсим друга причина за объркването при установяване на мястото на огнището. Авторът на тази книга очевидно е успял в това.

В древните китайски звездни карти почти няма съзвездия с еднакви имена и само „Тян Гуан“ се оказа пет: в съвременните съзвездия Телец, Дева, Стрелец, Близнаци и Козирог. Друг един от първите изследователи на китайската система от съзвездия, Г. Шлегел, отбеляза през 1875 г., че всяка от тези „Небесни бариери“ се състои от две ярки звезди, но основното - че линията между тези бариерни звезди задължително пресича еклиптиката - остана незабелязано. Но това беше целта на тези специални съзвездия: те изиграха ролята на истински бариери, блокирайки на пет места главната „небесна магистрала“ - еклиптиката, в зоната на която се извършва движението на небесните тела: планетите , Слънцето и Луната.

Шлегел и други след него смятаха втората звезда от „Тиен Гуан” в Телец за слаба звезда на юг от Телец и не взеха предвид, че такава бариера не пресича еклиптиката. Това беше грешка, която доведе до объркване при установяването на местоположението на експлозията на свръхновата.

Естествена двойка звезди, която отговаря на нашите изисквания, е Телец. Между другото, Хипарх ги нарича "рога" на Телец, който среща с тях светилата, движещи се по еклиптиката - роля, доста подобна на "Небесната бариера"! Защо досега не са обърнали внимание на Телеца като естествен и освен това основен ярък компонент на „Тян Гуан”? Тъй като връзката между бариерите и еклиптиката не беше идентифицирана и освен това тази звезда беше една от главните звезди на съседното съзвездие „U-Che” („Петте колесници”), разположено на мястото на нашето съзвездие Auriga. Но това също беше незначително възражение, тъй като „Тян Гуани“ не са напълно независими съзвездия: в Стрелец и Близнаци те са едновременно част от съседни съзвездия. Същото е и с "Бариерата" в Телец.

За китайците беше строго обичайно да посочват позицията на „звездата гост“ по отношение на най-ярката звезда в съзвездието. В Тиен Гуан в Телец сега трябва да считаме Телец за такава звезда и тогава противоречивият текст от китайската хроника получава ясна интерпретация: „югоизточно от Телец на разстояние няколко градуса“. Югоизточно от тази звезда, на седем градуса от нея, е мъглявината Рак.

Ще говорим много повече за мъглявината Рак в следващите глави, защото тя е изиграла изключителна роля в астрофизичните изследвания. Ето защо подробната информация за светкавицата е от особен интерес: нейният блясък, цвят, техните промени и други характеристики. Въпреки това почти няма директни сравнения на яркостта на пламтящата звезда с нещо друго. Въпреки това, опит за изследване на проблема е направен през 1942 г. от холандския астроном Дж. Оорт и американеца Н. Майал. Те установяват от китайски текстове, че свръхновата е забелязана за първи път на 4 юли и е била видима дори на тъмно в продължение на 23 дни и е наблюдавана през нощта до средата на април 1056 г.

Ако вземем предвид, че можем да видим Венера, когато Слънцето не е залязло, когато нейният блясък надвиши звездната величина - 3,5, и свръхновата престане да се вижда през нощта, след като нейният блясък падне до 5-та величина, откриваме, че звездата е отслабнал с 8,5 звездни величини за 650 дни, средно с 1,3 звездни величини на сто дни. Но сега знаем, че такава бавна скорост на разпадане, комбинирана с ниска скорост на разширяване на обвивката (както се наблюдава в мъглявината Рак), е възможна само при свръхнови тип II.

Оорт и Майал отхвърлиха няколко препратки към по-ранни дати за наблюдения на свръхновата, по-специално японски записи, датиращи от края на май, тъй като тогава суперновата беше скрита от Слънцето и не можеше да се види, както и три китайски текста, които посочват, че в 1054 имаше слънчево затъмнение през деня и „звезда гост“ се появи в „лунния дом на Мао“ (Плеядите).“ Местата и моментите на всички затъмнения са точно изчислени в "Канона на затъмненията" от Т. Ополцер, а споменатото затъмнение се е случило на майското новолуние в Южен Китай следобед на 9 май 1054 г. Сега, 40 години след работата на Oort и Mayall можем да кажем, че както японският, така и китайският текст не съдържат грешки: свръхновата беше видяна през май. Съвременните преводачи грешат. Но това стана ясно, след като беше открита информация за наблюдения на свръхнови в Армения.

През 1969 г. съветските изследователи И.С. Астапович и Б.Е. Туманян е открит в хранилището на древни арменски ръкописи Матенадаран, а през 1975 г. астрономическият текст на Етум Патмич е окончателно дешифриран. В превод се казва, че през 1054 г. „една звезда се е появила на диска на Луната, когато е имало новолуние на 14 май в първата половина на нощта“. Вече знаем, че според съвременния календар новолунието е било на 9 май и малко повече от ден по-късно, както показват изчисленията. Луната се доближи максимално до свръхнова. Този момент можеше да се наблюдава в Ереван на 10 май по време на залеза на Луната, която ден след новолунието изглеждаше като изключително тесен сърп. Но свръхновата беше почти четири лунни диаметъра под Луната. Н.С. Астапович убедително показа, че това разстояние на хоризонта може да бъде значително намалено от три оптични ефекта: хоризонтален паралакс на Луната, облъчване и аномално пречупване на звездната светлина на хоризонта. Следователно може да има поразителна гледка на ярка звезда в близост до полумесеца.

Ако Патмич е видял свръхнова, тогава текстовете, отбелязващи появата й по време на затъмнение, са верни. Факт е, че препратката към „лунната къща на Мао“ очевидно се отнася само до Слънцето, което по време на затъмнението всъщност е било в Плеядите. Може би в текста се отбелязва, че в небето, потъмняло по време на затъмнението, сред познатите звезди са видели и „гостуваща звезда“. Когато затъмнението приключи, то изчезна в дневната светлина, следователно все още не беше достатъчно ярко и достигна своя максимум на следващия ден. До началото на юли, в продължение на почти два месеца, той можеше да бъде по-ярък от -3,5 величина и понякога да се наблюдава на фона на синьото небе, когато Слънцето все още не е залязло. Дългият престой на максимума също е характерен, както знаем, за свръхновите тип II - това е още един аргумент в полза на такава класификация на избухването.

В допълнение към възможното наблюдение на свръхнова в Армения, сега са известни и други обстоятелства, свързани с избухването на 1054 г., чиято достоверност е условна, но те са правдоподобно комбинирани с друга по-надеждна информация за свръхновата. Говорим за скални изсичания в пустинята на Северна Аризона.

През 1955 г. американският археолог У. Милър открива там две скални рисунки с необичаен за северноамериканските индианци сюжет, а именно съдържащи мотиви на полумесец и кръг, изобразяващ звезда (фиг. 24). Една рисунка беше в пещера на планината Уайт Тейбъл и изобразяваше млада луна с ярка звезда на долния й рог, а друга, разположена близо до първата на стената на каньона Навахо, изобразяваше сърп, обърнат на другата страна, т.е. стара луна и звезда под нея.

Ориз. 24.Скално изкуство в Аризона.
Лявата рисунка е намерена в пещера на планината Уайт Тейбъл и изобразява млада Луна, приближаваща се до звезда, дясната рисунка е на стената на каньона Навахо; стара луна и ярка звезда.

Останки от въглища в огнищата на пещерите и стилът на рисунките в тази част на каньона показват, че пещерите са били обитавани от индианците навахо през 10-12 век. Най-вероятно индийците са били изумени от зрелищния спектакъл на близостта на Луната и свръхновата от 1054 г. Приближаването на Луната със звездите, разположени по пътя й, се случва точно след 27 дни и 7 часа. По-специално, старата Луна се доближи до свръхнова на 4 юни 1054 г., малко след като стана видима в Китай. Моделът в каньона може да съответства на това събитие. Що се отнася до рисунката в пещерата, Милър и астрономите, които я изследваха по-късно, вярваха, че древният художник е обърнал изображението на Луната, както се случва с нашите съвременници, ако бъдат помолени изненадващо да нарисуват Луната по памет. За да се потвърди този факт, дори бяха проведени масови експерименти, потвърждаващи невниманието на нашите съвременници. Е, както вече се случи, древният художник отново беше обвинен в грешки.

Ориз. 25.Светлинни криви на пет галактически свръхнови.
Хоризонтално - фазата в дни, вертикално - видими величини. 1 - Китайска свръхнова 185 2 - Свръхнова 1006 3 - Свръхнова 1054, 4 - Свръхнова 1572 на Брахе, 5 - Свръхнова 1604 на Кеплер

Но сравнението със съвременния човек не издържа на критика. Луната в епохата на неолита и дълго време след това за хората не е била обикновена нощна лампа, а часовник и календар. По позицията на небето и фазата може да се прецени времето на деня и деня в лунния месец. Все още беше невъзможно да се обърка младата луна със старата, защото младата луна се вижда вечер, а старата сутрин.

Очевидно са изобразени две различни събития. И.С. Астапович обърна внимание на факта, че рисунката в пещерата, която се смяташе за обърната, съответства точно на майското приближаване на Луната към свръхновата, която беше видяна на 10 май в Армения по време на залез слънце. Но в Аризона този момент беше през деня, Луната стана видима само няколко часа по-късно, когато започна да залязва. Разстоянието между него и звездата при залязването в Аризона вече не беше минимално.

На фиг. Фигура 25 показва изчислената крива на светлината на Supernova 1054. В своя максимум тя достигна -5-та звездна величина, а фотометричният клас вероятно беше II.5.

Търси галактически свръхнови

През 1943-1945г. Съветският астроном Б.В. Кукаркин и американският астроном В. Бааде изследват независимо един от друг още две галактически свръхнови. Това бяха най-ярките изригвания на звезди в навечерието на телескопичната ера, известни като Nova 1572 на Тихо Брахе и Nova 1604 на Йоханес Кеплер. Нашите съвременници се възползваха от сравненията на блясъка на новите с блясъка на планетите и съседните звезди, дадени в трудовете на Брахе и Кеплер. Сега е възможно точно да се изчислят величините на планетите за всеки момент в миналото и величините на звездите, видими с просто око, са точно известни. Това направи възможно реконструирането на светлинните криви на двете ярки изригвания (те са показани на фиг. 25). Корейските исторически записи за Новата на Кеплер също бяха открити неравномерно, което значително допълни европейските наблюдения. Максималната яркост на свръхновата от 1572 г. според нашите определения е -4,5, а тази на свръхновата от 1604 г. е -3,5, т.е. и в двата случая тя достига яркостта на Венера. Но най-интересното е, че техните светлинни криви не само бяха ясно тип I, но и двете бяха най-подходящи за фотометричен клас I.12.

На местата на изригванията, първо в Нова Кеплера и след това в Нова Брахе, В. Бааде откри слаби накъсани влакнести мъглявини. Въпреки че тези мъглявини се различават в детайли от мъглявината Рак, това все пак беше нов знак за търсенето на свръхнови в нашата Галактика, включително тези, които по една или друга причина не са били наблюдавани като експлозии в миналото. Следователно беше съвсем естествено да се предположи, изтъкнато през 1946 г. от Оорт, че голямата мъглявина от нишки в съзвездието Лебед също е остатък от свръхнова, който отдавна е заседнал в междузвездния газ. Над три дузини такива нишковидни мъглявини вече са открити в небето. Най-ярките от тях са изследвани от съветските астрофизици Г.А. Шайн и В.Ф. Газа. Всички тези останки от свръхнови са на хиляди години.

През 1948 г. са открити първите силни източници на космическо радиоизлъчване, някои от които в района на Млечния път. Тези източници бяха наречени Стрелец А (по-късно открит в ядрото на Галактиката), Касиопея А и Телец А. По това време радиотелескопите определяха позицията на радиоизточника в небето много грубо, но година по-късно австралийският радиоастроном Дж. Болтън и колегите му откриха, че отвореният им по-ранен радио източник Телец А съвпада по позиция с мъглявината Рак.

Изследване на този радиоизточник при няколко дължини на вълната показа, че неговият интензитет се увеличава с прехода към по-дълги вълни. Това беше важен факт, чиито последствия се разбраха по-късно. Вече знаем, че нагретите небесни тела излъчват вълни в радиообхвата, но ако източникът на радиация е топлинен, тогава неговият интензитет при радиовълните намалява с прехода към по-дълги вълни. В случая на мъглявината Рак промяната в интензитета на радиоизлъчването с дължината на вълната е различна: интензитетът се увеличава с увеличаване на дължината на вълната. Това показва, че радиоизлъчването на обекта е нетермично по природа. Гледайки напред, отбелязваме, че в допълнение към остатъците от свръхнови, нетермичното излъчване присъства от извънгалактични източници: радиогалактики и квазари. Слабото нетермично радиоизлъчване също се генерира от междузвездната среда на спиралните ръкави.

Откриването на нетермично радиоизлъчване от мъглявината Рак подтикна към търсене на остатъци от свръхнови въз основа на тази нова характеристика. През 1952 г. Бааде открива слаба нишковидна мъглявина на мястото, където се наблюдава радиоизточникът Касиопея А. Съветските астрономи П.П. Паренаго и И.С. Шкловски предположи, че това също е остатък от свръхнова, може би дори наблюдавана в древен Китай (в съзвездието Касиопея древните наблюдатели са видели много проблясъци). Други изследователи, като Минковски, не са съгласни с тяхната гледна точка.

Но през 1955 г. Р. Минковски успя да измери движението на струпванията на тази мъглявина и откри, че въпреки разликата си с мъглявината Рак, тя също е част от бързо разширяваща се черупка. Трябваше да се откаже от възраженията си. Въз основа на разширяването на мъглявината беше възможно да се определи възрастта на тази свръхнова. Последните изследвания на канадските астрономи К. Кемпер и С. ван ден Берг определят датата на избухването около 1653 г. с несигурност от около 3 години. Това означава, че се е случило съвсем наскоро, след експлозиите на Супернова на Брахе и Кеплер, в ерата на телескопите на Ян Хевелий, и междувременно не е било наблюдавано в съзвездието Касиопея, което винаги е достъпно за наблюдение и не навлиза в умерения климат. географските ширини на нашето полукълбо. Младата свръхнова, открита чрез радиоастрономията, се оказа изключително интересен обект в много отношения.

Към днешна дата радиоастрономията е направила възможно идентифицирането на 135 нетермални радиоизточника, принадлежащи на нашата Галактика. Те са останки от свръхнови на различна възраст. Само за сравнително млади обекти, наблюдавани достатъчно подробно от нашите предшественици през миналите векове, можем да установим типа, а понякога дори и фотометричния клас на свръхновата от кривите на светлината.

Наблюдения на свръхнови в древността

Учените отдавна събират информация за древни наблюдения на звездни изблици, появата на комети и други необичайни явления. Първите обобщения на такива данни, събрани от китайски, близкоизточни и европейски източници, принадлежат на френския изследовател на комети A.G. Пингре, който през 1783 г. публикува двутомна работа „Кометография“. Той използва някои римски и библейски текстове, както и първите преводи на средновековната китайска енциклопедия Wenxian Tongkao, съставена от Ма Дуанлин, и някои други ръкописи, някои от които след това са изгубени безследно по време на Френската революция.

За съжаление списъкът на Пингре е незаслужено забравен както от Хумболт, така и от Лундмарк. Най-пълната колекция до момента от всички явления, смятани по една или друга причина за звездни изригвания, е съставена от автора на тази книга и е включена в международния „Общ каталог на променливите звезди“, който редовно се актуализира с нови данни.

От древни времена до 1700 г. има около 200 изблика, главно на нови звезди, а търсенията в ръкописи и хроники продължават. Имайте предвид, че доскоро се смяташе, че в Европа, Средиземноморието и Близкия изток са наблюдавани малко огнища: само 5-7, а останалите са наблюдавани в страните от Далечния изток. Използването на материали от Pingre и римски хроники показа, че около 25 огнища са отбелязани на Запад. Това вече е значителен принос, който се използва за кръстосано сравнение на описанията на огнища.

Как могат да бъдат идентифицирани свръхнови сред наблюдаваните изригвания? Трите ярки галактически свръхнови, които обсъдихме на предишните страници, достигнаха или надвишиха величина -3,5. И това не е случайно. За да може звезден блясък да бъде лесно открит с невъоръжено око, той трябва да бъде поне 3-та величина. След това нарушава обичайните фигури на съзвездията и привлича вниманието ви. Нова звезда ще има тази величина при максимална яркост, ако се намира на не повече от хиляда светлинни години от нас. Но свръхнова, избухнала в най-отдалечената част на нашата Галактика, ако нямаше междузвездно поглъщане, би била по-ярка от нулева звездна величина и би се наблюдавала, в зависимост от вида на светлинната крива, от 3 до 8 месеца. Следователно има голяма вероятност светкавицата, по-ярка от нулева величина, да е свръхнова.

До последните години най-старият доклад за наблюдения на ярки светила, достигнал до нас, беше споменаването на комета от 2296 г. пр.н.е. д., намерено от Пингре и съдържащо се в записите на устните предания за първия китайски владетел Яо. Писането в Китай възниква хилядолетие и половина по-късно. Но преди няколко години Й. Михановски (САЩ) дешифрира глинена плочка на шумерите (жители на древна Месопотамия), на която е записана най-старата устна легенда за „божеството на второто слънце“, което се появява в южната част на небето , но скоро избледня и изчезна. Това явление датира от 3-4 хилядолетия преди новата ера. д. и се свързва с експлозия на свръхнова, след която е останал най-близкият до нас остатък - мъглявината Парус X.

Сега имаме категорична и надеждна информация за избухването, очевидно свръхнова, което беше забелязано в Китай на 7 декември 185 г. сл. Хр. д. и е бил видим до 186 или 187 юли. Ето как е описано това явление: „В периода Zhong-Qing, през втората година, на 10-ата луна в деня на Kwei-Hao, една необикновена звезда се появи в средата на Nan-Meng. Беше с размерите на бамбуково сметало и показваше последователно пет цвята. Постепенно намаляваше блясъкът си към 6-та луна след следващата година, когато изчезна." Това описание съдържа датата на явлението, неговата продължителност и място в небето, посочена е природата му: неподвижност сред звездите, отслабване на яркостта и промяна на цвета. Имайте предвид, че това е единственото споменаване на феномена 185; друга информация не е достигнала до нас.

Съзвездието "Нан-Мен" също е Кентавър. В Луоян, древната столица на Китай, тя се издигаше три градуса над хоризонта и се виждаше не повече от два часа на нощ, така че звездата трябваше да бъде изключително ярка, за да бъде забелязана. Смяташе се, че епидемията е продължила 7 месеца, но Ф. Стивънсън твърди, че съответният йероглиф в текста трябва да се превежда не като „следващата година“, а в смисъла на „следващата година“ и оценява продължителността на 20 месеца.

Според нас решаващият аргумент, показващ избухването на свръхнова, а не нова звезда, е последователната промяна в цвета на избухването. Новите звезди практически не променят цвета си, докато свръхновите са максимално бели, след което последователно стават жълти, червени, отново жълти и бели. Тъй като текстът говори за пет цвята, първите наблюдения се отнасят до белия етап, т.е. до максималния блясък.

Какъв беше максималният блясък на свръхновата? Текстът не предоставя пряка информация, но можем да я изчислим въз основа на продължителността на явлението. Седеммесечна видимост на звезда близо до хоризонта показва звездна величина на изригването не по-висока от -4, а 20-месечна видимост - от -4 до -8-ма величина. Това води до доста широк избор, който може да бъде ограничен, ако се открие остатък от свръхнова.

Между и Кентавър бяха открити четири нетермични радиоизточника, т.е. останки от свръхнови. Този в средата съвпада със слаба мъглявина с нишка. Неговото топлинно рентгеново излъчване беше открито наскоро - знак за сравнителната младост на остатъка от свръхновата. Неговата възраст, изчислена от интензитета на радиоизлъчването, е по-малка от възрастта на другите три, но надхвърля 1700 години, т.е. оказва се по-стара от наблюдаваното изригване, което трябва да се дължи на грубостта на това определяне на възрастта метод. Разстоянието до остатъка е 2-3 kpc и следователно свръхнова от тип I, избухнала на такова разстояние, след като е била отслабена от междузвездно поглъщане, ще достигне -4-та величина, а в случая на тип II ще бъде -2-ра величина . Очевидно тип I е по-подходящ.

Опитите за идентифициране на експлозии на свръхнови, описани в древни текстове „от задната врата“, като се използват данни за останки от галактически свръхнови, бяха на мода преди около двадесет години. Слабото им място бяха твърде грубите указания на хрониките за районите на огнища. Когато стана възможно по някакъв начин да се определи възрастта на останките, беше разкрита въображаемата природа на много „идентификации“.

Търсенето на стари текстове, които съдържат ценна астрономическа информация, сега продължава да играе важна роля. Особено поучителна в това отношение е историята на изследването на Supernova 1006. Това избухване, наблюдавано в южното съзвездие на Вълка, близо до хоризонта, се споменава в седем японски, шест китайски, шест европейски, пет арабски и една корейска хроника. Летописците, описващи явленията, не винаги са били професионални наблюдатели и очевидци, но понякога има описания на очевидци. Това беше астрологът Али бен Ридуан, който описа подробно феномена от 1006 г., който лично видя в младостта си. Той си спомняше добре положението на планетите при появата на звездата и американският изследовател Б. Голдщайн успя да установи датата и мястото на това явление в небето. Той получи подобни резултати от китайските хроники.

Както в случая със свръхнова 1054, тук сме изправени пред недостиг на информация за блясъка на свръхновата. Любопитно е обаче, че първото описание на свръхновата на 28 април от японски астрономи отбелязва синьо-белия цвят на звездата, а следващите наблюдатели единодушно описват цвета на звездата като жълт и златист. Съдейки по тази информация, японците са видели тази свръхнова още преди да достигне максималната си яркост. Китайски източници също отбелязаха, че на 1 май нейната яркост постепенно се увеличава и се доближава до яркостта на Венера. Пет източника сравняват блясъка на свръхнова с блясъка на частична Луна, въпреки че никой не споменава, че звездата е била видяна през деня. Разбира се, през май звездата изгрява и залязва късно през нощта. Дори и да беше равен по блясък на Венера, той би направил огромно впечатление на фона на безлунна дълбока нощ, докато ние виждаме Венера само привечер на светлия фон на зората. Сенките от осветяването на обектите от свръхновата също засилиха впечатлението и очевидно послужиха като основа за сравнения с непълната Луна. Всъщност свръхновата може да изглежда по-ярка от Венера, но по-бледа от Луната на четвъртина. Али бен Ридуан отбелязва, че "размерът" на звездата е 2,5-3 пъти по-голям от Венера. Това сравнение беше „задочно“, тъй като звездата изгря много по-късно от залеза на Венера. Изследователите се опитаха да преизчислят оценката на Али бин Ридуан въз основа на стари арабски и съвременни данни за видимите ъглови размери на Венера, но резултатът беше глупост. Али бен Ридуан очевидно е имал предвид, че звездата е по-ярка от Венера с 2-3 величини. Тъй като Венера може да бъде с -3-та величина вечерите през май, суперновата при максимална яркост може да бъде с -6-та величина.

Това обстоятелство; че през юли суперновата е трябвало да изгрее през деня след обяд, но не се е виждала на фона на дневното небе, показва, че е изглеждала по-слаба от -3,5 величина през този месец. Когато стана видим отново през нощта, той все още се открояваше по яркост сред околните звезди. От юли до края на ноември японски придворни астрономи докладваха девет пъти за видимостта му на императора. Китайските астрономи го виждаха сутрин на изток до самия край на годината. През 1007 г. вече няма информация за свръхнова. Вярно е, че в един източник има съобщение, което Голдщайн превежда като изявление, че е било видяно преди 1016 г., но това е очевидно недоразумение, тъй като в този случай суперновата при максимум ще бъде толкова ярка, че ще свети дълго време по време на Денят.

Изследването на обстоятелствата около видимостта на свръхновата предполага, че тя е била свръхнова от първи тип. Сред няколко източника на нетермично радиоизлъчване в зоната на факела беше открит един със следи от газови нишки и характерно рентгеново излъчване. През 1979 г., близо до центъра на този остатък от свръхнова, Ф. Швейцер и Дж. Мидълдич откриха синя звезда със 17-та величина, която, съдейки по спектъра, беше бяло джудже.

Гледайки напред, отбелязваме, че по това време слаби сини централни звезди вече са открити и изследвани подробно в две останки от свръхнови - в мъглявината Рак и Sails X, които се оказа, че мигат с висока честота - 30 и 10 пъти на второ, съответно. Въпреки това не са открити колебания в яркостта на звездата на Швейцер. Може да се окаже, че тази звезда случайно е проектирана върху радиоизточник и е един от обичайните обекти в галактическия диск пред или зад остатъка от свръхнова. Но, от друга страна, това може да е първият открит звезден остатък от свръхнова тип I! Беше необходимо да го разбера правилно. А през януари 1982 г. спектрите на този обект от 1200 до 3200 бяха получени от сателит, въоръжен с ултравиолетови спектрометри. Спектрите разкриват линии на поглъщане, принадлежащи на разширяващата се обвивка на остатъка от свръхнова, разположен пред звездата; тяхното изместване показва скорост на разширение от 5 - 6 хиляди km/s. Това изигра решаваща роля при установяването на истинския модел на развитие на експлозиите на свръхнови тип I.

Остава да говорим за яркото избухване от 1181 г., което се наблюдава главно в Япония (Ф. Стивънсън преброи шест хроники, където се споменава), както и в Китай и Европа. Виждаше се шест месеца, по едно време имаше „синьо-жълт“ цвят и беше равен по блясък на Сатурн. Изригването е станало в съзвездието Касиопея. Типична за тип II е свръхнова, която отслабва с 4 величини за шест месеца. На мястото на изригването, което е надеждно установено, има нетермичен радиоизточник с ярко ядро, открит през 1952 г. - „двойник“ на радиоизточника Taurus A. Наскоро тук в силно запрашена зона на Млечния път е открита нишковидна мъглявина, наподобяваща Рака. Това потвърждава, че огнището принадлежи към тип II свръхнови.

Колко чести са експлозиите на свръхнови в Галактиката?

Към днешна дата имаме сравнително малък списък от наблюдавани свръхнови (Таблица 13); в същото време бяха открити 135 радиоизточника, които са останки от свръхнови. Повечето от останките са стари и се намират в Млечния път в региони на силно междузвездно поглъщане. Следователно светкавиците им почти не се виждаха. Но сред останките са намерени и такива, чиито огнища са настъпили в средата на миналия век, но не са били наблюдавани поради посочените по-горе причини.

Тъй като ние самите сме в Галактиката и експлозиите на свръхнови са не само грандиозен спектакъл, но и, както ще видим по-късно, влиятелен фактор в живота на нашата Слънчева система, въпросът колко чести са експлозиите на свръхнови в Галактиката е далеч от академичното, но и жизнено важно.

Според таблицата 11 в глава VII получихме интервал между експлозиите на свръхнови в нашата Галактика от 110 години с несигурност от 60%, т.е. възможни са средни интервали от 44 до 176 години. Тези изчисления са направени от наблюдения на експлозии на свръхнови в други спирални галактики и се основават на предположението, че нашата звездна система е от тип Sb. Ако е от тип Sc, тогава интервалите между светкавиците трябва да се намалят 10 пъти. Естествено, такива несигурни заключения трябва да бъдат проверени чрез пряко изучаване на честотата на експлозиите на свръхнови в нашата Галактика.

Ориз. 26.Местоположението на седем галактически свръхнови в проекция върху основната равнина на Галактиката.
Свръхновите са маркирани с датите на експлозията си. С е центърът на Галактиката, - Слънцето, разстоянието между тях е 10 kpc. HI е границата на разпространение на неутрален водород в Галактиката, HII е границата на разпространение на йонизиран водород (т.е. ярки газови мъглявини).

Наскоро G. Tammann се опита да изчисли средния интервал между изблиците на базата на пет свръхнови от нашето хилядолетие: 1006, 1054, 1572 и 1604. и Cassiopeia A. Supernova 1181 беше отхвърлена от него. Тези пет свръхнови са разположени в сектор с централен ъгъл от 50° с върха си в галактическото ядро ​​(т.е. секторът съставлява една седма от галактиката, вижте фиг. 26). Ако разделим 1000 години на пет, получаваме интервал от 200 години между избухванията в даден сектор или, разделяйки на още 7, получаваме интервал от 28 години между избухванията на свръхнова за цялата Галактика. Но в рамките на сектора има значителни области, където силното поглъщане на светлина може да скрие изригванията от нас. В допълнение, средновековни данни от наблюдения съществуват само за северното полукълбо на планетата и следователно изригванията в съзвездията близо до южния небесен полюс може да са останали незабелязани. Няма да навлизаме в подробности за съответните корекции, а само ще посочим, че Тамман в крайна сметка е получил среден интервал от 12 години или 8 свръхнови на век с възможно отклонение от 5 изблика в една или друга посока.

Но би било възможно да се поеме по по-малко сложен път. Вместо сектор с неговите големи несигурности, нека вземем околността около Слънцето в радиус от 8 kpc. След това, тъй като е добре проучен с оптични, рентгенови и радиоастрономически методи, можем да сме сигурни, че съдържа само шест, млади останки, изброени в табл. 13 най-малко през последните 1800 години, след изригването през 185 г., и всъщност за още по-дълъг период. Извън квартала беше свръхновата на Кеплер от 1604 г., която избухна някъде над центъра на Галактиката.

Нека отбележим, че две от шестте свръхнови принадлежат към тип II, а останалите - към тип I. Нека се опитаме да установим къде в Галактиката могат да избухнат свръхнови от тези типове. Свръхновите от тип I, съдейки по експлозиите в други звездни системи, се появяват на всяко разстояние от центъра и по-точно в района на разпространение на нейонизиран водород, който по същество е до голяма степен продукт на активността на свръхновите . Що се отнася до свръхновите тип II, те са свързани с млади звезди, чийто район на разпространение в галактиките е ясно очертан от светещи газови мъглявини - облаци от йонизиран водород.

Радиусът на разпространение на нейонизирания водород в Галактиката е 21 kpc, а на йонизирания водород е 16 kpc. Следователно не е трудно да се изчисли частта от нашия квартал с радиус от 8 kpc спрямо съответния регион на разпределение на етапите на йонизация на водорода в Галактиката: 0,15 за нейонизиран и 0,25 за йонизиран. По същество това са единствените фактори, от които се нуждаем, за да изчислим средните интервали между експлозиите на свръхнови от двата типа. Като вземем минимален интервал от 1800 години, получаваме за тип I 1800:4*0,15 = 67 години, а за тип II 1800:2*0,25 = 225 години или, без да правим разлика между типовете, около две свръхнови на век. Тези числа могат да се считат за правилни с грешка до 50%, но тъй като изследванията на радиоизлъчването на остатъци от свръхнови в зона с радиус от 8 kpc около Слънцето не са открили други обекти, по-млади от 2500 години, средните интервали между получените по-горе изблици може да се увеличи с 1,4 пъти, а броят на изблиците за сто години ще бъде намален със същата сума.

Интересно е да се отбележи, че изригванията, наблюдавани оптически в течение на две хилядолетия, не следват едно след друго с приблизителна еднаквост, в „серии“: едното е през втори век, след това има прекъсване от 8 века и през XI- XII век се случиха три изригвания, след което отново имаше пауза от четири века, завършваща с три огнища, последвани за 32 години в началото на 16-17 век. Оттогава продължава нова четиривековна пауза. „Серии“ и „паузи“ не съдържат специално физическо значение. Това са чисти случайности в реда на малък брой събития. По един или друг начин, през последните четири века, експлозии на свръхнови са се случили извън квартал с радиус от 8 kpc около Слънцето. Галактиката „дължи“ на нашата зона поне две свръхнови.

Позицията на Слънчевата система в Галактиката е такава, че оптически можем да наблюдаваме експлозии на свръхнови в приблизително половината от нейния обем, а в останалата част на Галактиката яркостта на експлозиите е затъмнена от междузвездното поглъщане и разстояние до такава степен че дори в наше време те могат да бъдат пропуснати и открити след експлозията като радиоизлъчващи остатъци.