Koja zvijezda ima veću masu od nove ili supernove? Eksplozija supernove, pulsari

MOSKVA, 13. februara - RIA Novosti. Naučnici su po prvi put mogli vidjeti eksploziju supernove u prvim satima nakon njenog rođenja i pratiti kako udarni val "ubrzava" elektrone u ostacima izbačene zvijezde, navodi se u članku objavljenom u časopisu Nature Physics.

"Supernove blješte tako jako da se mogu vidjeti s druge strane Univerzuma, ali obično su već uspjele uništiti neke od svojih emisija dok ih primijetimo. Zato su ova zapažanja toliko vrijedna - ovo je prva vrijeme kada smo vidjeli plinsku školjku koja okružuje umiruću zvijezdu.” “, komentira studiju Norbert Langer sa Univerziteta u Bonu (Njemačka).

Posljednja zvijezda baklja

Supernove izbijaju kao rezultat gravitacionog kolapsa masivnih zvijezda, kada se teško jezgro zvijezde skupi i stvori talas razrjeđivanja koji izbacuje lagani materijal vanjskih slojeva zvijezde u svemir. Kao rezultat, formira se svjetleća plinska maglina, koja se nastavlja širiti još neko vrijeme nakon eksplozije. Supernove tipa 1 nastaju eksplozijom binarnog sistema bijelog patuljka i masivnije zvijezde, dok su uobičajenije supernove tipa 2 nastale eksplozijom džinovskih zvijezda.

Posljednjih godina, naučnici su snimili stotine novih supernova i aktivno proučavali njihove eksplozije, što nam je pomoglo da naučimo mnogo o tome kako se rađaju elementi teži od željeza, kako je mogao nastati Sunčev sistem i kakvu ulogu supernove igraju u evoluciji galaksije i rađanje zvijezda u njima. Međutim, glavne tajne supernove ostaju misterija za astronome, jer se obično pronađu nekoliko dana nakon eksplozije, i kada je udarni val koji se širi iz centra supernove kroz cijelu njenu maglinu već uspio uništiti dio spoljne ljuske mrtve zvezde.

Ofer Yaron sa Weizmann instituta za nauku u Rehovotu, Izrael, napravio je prvi korak ka otkrivanju ovih misterija tako što je dobio fotografije i prve spektralne podatke od supernove iPTF 13dqy, koja je eksplodirala u sazviježđu Pegaz u galaksiji NGC 7610 samo tri sata nakon njegovo rođenje. Nalazi se relativno blizu Mliječnog puta, udaljen samo 160 miliona svjetlosnih godina, što je omogućilo naučnicima da detaljno prouče ovu baklju pomoću teleskopa Swift i zemaljske opservatorije Palomar.

Sam iPTF 13dqy je obična supernova tipa 2 koja je eksplodirala na noćnom nebu 6. oktobra 2013. godine. Zahvaljujući činjenici da je brzo otkriven, naučnici su uspjeli ispitati plinske školjke koje je izbacio njegov praotac u posljednjih nekoliko miliona godina života prije smrti.

Supernova sijalica

Ove školjke, kako naučnici kažu, izvor su najjačih baklji koje generiše supernova. Plin u njima sudara se s udarnim valom koji izlazi iz utroba umiruće zvijezde i zagrijava se do ultravisokih temperatura, uslijed čega elektroni "pobjegnu" iz atoma i generiraju snažne snopove ultraljubičastih i drugih vrsta elektromagnetnih valova. . Jačina, trajanje i druge karakteristike ovog zračenja zavise od strukture školjki bivše zvijezde, zahvaljujući kojoj su Yaron i njegove kolege uspjeli da "vide" njenu strukturu posmatrajući fluktuacije u svjetlini pojedinih linija u spektru iPTF 13dqy u prvim satima svog postojanja.

© Ofer Yaron

Ova zapažanja su pokazala da je prečnik ove kugle gasa i prašine prilično velik - oko 20 svetlosnih minuta, odnosno oko 360 miliona kilometara. Ova udaljenost odgovara približno istoj udaljenosti na kojoj se nalazi glavni asteroidni pojas između Jupitera i Marsa u odnosu na Sunce. Svi tragovi ove strukture trebali su nestati otprilike 10 dana nakon što je zvijezda eksplodirala i udarni val dosegao najudaljenije kutove njene "čahure" plina i prašine.

Postojanje ove strukture gasa i prašine ukazuje da je u poslednjoj godini svog života umiruća zvezda izbacila rekordne količine gasa i prašine u okolni prostor, izgubivši za to vreme otprilike 0,1% Sunčeve mase. To je, prema naučnicima, bilo moguće samo ako je unutrašnjost zvijezde bila krajnje nestabilna u posljednjim danima njenog života.

Ovaj odnos između emisija i procesa unutar zvijezde koji dovode do njene eksplozije mogao bi pomoći astrofizičarima da preciznije predvidi kako će supernove eksplodirati i koliko brzo će najbliži kandidat Zemlji, crveni supergigant Betelgeuse u sazviježđu Orion, samo na samoj udaljenosti od Zemlje, eksplodiraće 640 svetlosnih godina. Istraživači se nadaju da će otkriće drugih ranih supernova razjasniti ovo pitanje.

Eksplozija supernove je događaj nevjerovatnih razmjera. U stvari, eksplozija supernove znači kraj njenog postojanja ili, što se takođe dešava, ponovno rođenje kao crna rupa ili neutronska zvijezda. Kraj života supernove je uvek praćen eksplozijom ogromne sile, tokom koje se materija zvezde baca u svemir neverovatnom brzinom i na ogromne udaljenosti.

Eksplozija supernove traje samo nekoliko sekundi, ali tokom ovog kratkog vremenskog perioda oslobađa se jednostavno fenomenalna količina energije. Na primjer, eksplozija supernove može emitovati 13 puta više svjetlosti od cijele galaksije koja se sastoji od milijardi zvijezda, a količina zračenja koja se oslobađa u sekundi u obliku gama i rendgenskih valova je nekoliko puta veća nego tokom milijardi godina život.

Budući da eksplozije supernova ne traju dugo, posebno s obzirom na njihovu kosmičku skalu i veličinu, poznate su uglavnom po svojim posljedicama. Takve posljedice su ogromne gasne magline, koje nastavljaju svijetliti i širiti se u svemiru još jako dugo nakon eksplozije.

Možda je najpoznatija maglina nastala kao rezultat eksplozije supernove Rakova maglina. Zahvaljujući hronikama drevnih kineskih astronoma, poznato je da je nastao nakon eksplozije zvijezde u sazviježđu Bika 1054. godine. Kao što možete pretpostaviti, blic je bio toliko sjajan da se mogao posmatrati golim okom. Sada se Rakova maglina može vidjeti u mračnoj noći običnim dvogledom.

Rakova maglina se i dalje širi brzinom od 1.500 km u sekundi. Trenutno njegova veličina prelazi 5 svjetlosnih godina.

Gornja fotografija se sastoji od tri slike snimljene u tri različita spektra: rendgenski (Chandra teleskop), infracrveni (Spitzer teleskop) i konvencionalni optički (). Rendgenski zraci su plave boje i dolaze iz pulsara, nevjerovatno guste zvijezde nastale nakon supernove.

Maglina Simeiz 147 jedna je od najvećih poznatih u ovom trenutku. Supernova koja je eksplodirala prije otprilike 40.000 godina stvorila je maglinu prečnika 160 svjetlosnih godina. Otkrili su ga sovjetski naučnici G. Shayon i V. Gaze 1952. godine u istoimenoj opservatoriji Simeiz.

Fotografija prikazuje posljednju eksploziju supernove koja se mogla vidjeti golim okom. Pojavio se 1987. godine u galaksiji Veliki Magelanov oblak na udaljenosti od 160.000 svjetlosnih godina od nas. Od velikog interesa su neobični prstenovi u obliku broja 8, o čijoj pravoj prirodi naučnici još samo nagađaju.

Maglina Meduza iz sazviježđa Blizanci nije tako dobro proučena, ali je vrlo popularna zbog svoje neviđene ljepote i velike zvijezde pratilje, koja povremeno mijenja svoj sjaj.

Prilično je rijetko da ljudi mogu promatrati tako zanimljiv fenomen kao što je supernova. Ali ovo nije obično rođenje zvijezde, jer se u našoj galaksiji svake godine rađa do deset zvijezda. Supernova je fenomen koji se može posmatrati samo jednom u stotinu godina. Zvijezde umiru tako sjajno i lijepo.

Da bismo razumjeli zašto dolazi do eksplozije supernove, moramo se vratiti na samo rođenje zvijezde. Vodonik leti svemirom, koji se postepeno skuplja u oblake. Kada je oblak dovoljno velik, kondenzirani vodonik počinje da se akumulira u njegovom središtu, a temperatura postepeno raste. Pod uticajem gravitacije sastavlja se jezgro buduće zvezde, gde, zahvaljujući povišenoj temperaturi i rastućoj gravitaciji, počinje da se odvija reakcija termonuklearne fuzije. Koliko vodonika zvijezda može privući k sebi određuje njenu buduću veličinu - od crvenog patuljka do plavog diva. Vremenom se uspostavlja ravnoteža rada zvijezde, vanjski slojevi vrše pritisak na jezgro, a jezgro se širi zbog energije termonuklearne fuzije.

Zvijezda je jedinstvena i, kao i svaki reaktor, jednog dana će ostati bez goriva - vodonika. Ali da bismo vidjeli kako supernova eksplodira, mora proći još malo vremena, jer je u reaktoru umjesto vodonika nastalo drugo gorivo (helijum) koje će zvijezda početi sagorijevati, pretvarajući ga u kisik, a zatim u ugljenik. I to će se nastaviti sve dok se u jezgru zvijezde ne formira željezo, koje tokom termonuklearne reakcije ne oslobađa energiju, već je troši. U takvim uslovima može doći do eksplozije supernove.

Jezgro postaje teže i hladnije, što uzrokuje da lakši gornji slojevi padaju na njega. Fuzija počinje ponovo, ali ovaj put brže nego inače, usled čega zvezda jednostavno eksplodira, raspršujući svoju materiju u okolni prostor. U zavisnosti od poznatih mogu ostati i nakon nje - (tvar sa neverovatno velikom gustinom, koja je veoma visoka i može da emituje svetlost). Takve formacije ostaju nakon vrlo velikih zvijezda koje su uspjele proizvesti termonuklearnu fuziju do vrlo teških elemenata. Manje zvijezde za sobom ostavljaju neutronske ili željezne male zvijezde, koje gotovo da ne emituju svjetlost, ali imaju i veliku gustinu materije.

Nove i supernove su blisko povezane, jer smrt jedne od njih može značiti rođenje nove. Ovaj proces se nastavlja beskonačno. Supernova nosi milione tona materije u okolni prostor, koja se ponovo skuplja u oblake i počinje formiranje novog nebeskog tela. Naučnici tvrde da je sve teške elemente koji se nalaze u našem Sunčevom sistemu "ukralo" Sunce tokom svog rođenja sa zvijezde koja je jednom eksplodirala. Priroda je nevjerovatna, a smrt jedne stvari uvijek znači rođenje nečeg novog. Materija se raspada u svemiru i formira se u zvijezde, stvarajući veliku ravnotežu Univerzuma.

Po prvi put, astrofizičari iz Evrope i Sjeverne Amerike uspjeli su pratiti evoluciju bivšeg crvenog supergiganta samo tri sata nakon što je eksplodirao kao supernova tipa II. Epidemija u susednoj galaksiji NGC 7610, zabeležena na Zemlji pre više od tri godine, privukla je pažnju mnogih naučnika. govori o istraživanju ovog događaja, koje je objavljeno u časopisu Nature Physics.

Danas naučnici relativno dobro razumiju procese koji prethode uništenju teških zvijezda (iscrpljivanje termonuklearnog goriva ili gravitacijski kolaps) i njihovu dalju sudbinu. Zvijezde koje su nekoliko puta teže od Sunca i desetine hiljada puta sjajnije od njega pretvaraju se u crvene supergigante, gubeći oko deset posto svoje mase kako evoluiraju. Eksplozija čini takve objekte izuzetno svijetlim, tako da se mogu promatrati čak iu najudaljenijim galaksijama.

U međuvremenu, posmatranje eksplozija supernove u realnom vremenu, zbog svoje statističke rijetkosti, do sada je ostalo nedostupno astronomima. Na primjer, dostupne procjene pokazuju da supernova u Mliječnom putu eksplodira u prosjeku manje od jednom godišnje. U novoj studiji, naučnici su uspeli da prate objekat u galaksiji NGC 7610, čije spektralne karakteristike, dobijene poslednjih godina, ukazuju na njegovu ekstremnu nestabilnost (brzi gubitak mase) i, kao rezultat toga, veliku verovatnoću da eksplodira kao supernova.

Spiralna galaksija NGC 7610 nalazi se u sazviježđu Pegaz na udaljenosti od 50,95 megaparseka od Zemlje. Objekat iPTF 13dqy (inače poznat kao SN 2013fs) koji je eksplodirao u njemu je obična supernova tipa II (njegov spektar sadrži vodonične linije). Prvi put je uočeno u realnom vremenu 6. oktobra 2013. pomoću automatizovanog iPTF (Intermediate Palomar Transient Factory) sistema, a zatim ponovo nakon 50 minuta. SN 2013fs je posmatran po treći put dan kasnije pomoću naučnog instrumenta WiFeS (WideField Spectrograph) teleskopa Australijskog nacionalnog univerziteta.

Slika: Prirodna fizika

Nakon toga, pažnja naučnika prema objektu iPTF 13dqy naglo je porasla. SN 2013fs je počeo da se posmatra u skoro čitavom opsegu elektromagnetnih talasnih dužina - rendgenskim, ultraljubičastim, optičkim i infracrvenim. Stručnjaci su došli do sljedećih podataka, koji se savršeno uklapaju u postojeće ideje o evoluciji crvenog supergiganta - zvijezde uništene tokom eksplozije supernove.

Uništenje crvenog superdžinovskog jezgra inicira formiranje nadzvučnog udarnog vala. Kada dosegne površinu zvijezde, objekt počinje sjajno svijetliti u vidljivom dijelu zračenja - događa se ono što se obično naziva eksplozijom supernove. U isto vrijeme, degeneracija zvijezde je praćena intenzivnim ultraljubičastim zračenjem. Trajanje i snaga baklje zavise od strukture ljuske zvijezde progenitor i brzine kojom ona gubi masu.

Ultraljubičasto zračenje izaziva fotojonizaciju atoma u oblaku gasa koji okružuje supernovu. Kada plin postane dovoljno gust, dolazi do brze rekombinacije (obrnuti proces ionizacije - hvatanje elektrona jonima), a rezultirajući atomi stvaraju karakteristične emisione linije. Vremenski okvir ovog procesa omogućio je naučnicima da odrede granice do kojih se materija širila nakon eksplozije supernove iPTF 13dqy - otprilike 20 svjetlosnih sati.

U međuvremenu, naučnici nisu u mogućnosti da precizno opišu procese koji su se dogodili u atmosferi crvenog supergiganta prije njegove eksplozije. Odlučujući faktor u ovom slučaju je brzina gubitka materije od strane zvijezde, zapravo brzina njenog odvajanja od zvijezde. Ako je ovo posljednje 50 kilometara u sekundi, zvijezda je počela naglo gubiti svoju masu prije desetak godina. Ako je ova vrijednost deset puta manja - oko pet kilometara u sekundi, tada je inflacija zvijezde trajala stotinama godina. Osim toga, slijedeći primjer crvenog supergiganta Betelgeusea, koji se vjerovatno sprema da eksplodira kao supernova, plinski omotač zvijezde koja se degenerira može općenito biti u stacionarnom modu.

Cilj kojem naučnici sada teže je posmatranje zvijezde u trenutku njenog ponovnog rođenja, a ne samo nekoliko sati nakon njene eksplozije kao supernove. Promatranje nam pomaže da se tome približimo – barem nam omogućava da odaberemo najpopularnije scenarije eksplozije zvijezde. Možda se čini da ovo zapravo nije prvi put da naučnici posmatraju eksploziju supernove. Sa neke tačke gledišta, to je tačno, ali ne u potpunosti.

Prvi put kada je supernova eksplodirala nekoliko sati kasnije uočena je 2008. Zatim je u galaksiji NGC 2770 zabilježen intenzivan bljesak ultraljubičastog zračenja koji je trajao nekoliko sati. Najvjerovatnije je to bilo povezano, kao i kod iPTF 13dqy, sa formiranjem udarnog vala od strane zvijezde progenitor. Nakon toga, događaj SNLS-04D2dc je uočen u optičkom opsegu. Međutim, sistematska spektralna analiza ovog događaja nije izvršena. Razlozi za to leže u samoj prirodi otkrića: bilo je slučajno, a naučnici nisu bili spremni za to.

Događaji iPTF 13dqy i SNLS-04D2dc - to jest eksplozije supernove tipa II - desili su se sa pojedinačnim svetiljkama. Drugi scenario je eksplozija bijelog patuljka. Javlja se kao eksplozija supernove tipa I, a njen uzrok je prisustvo drugog satelita-svjetila. Materija iz potonjeg pada na bijelog patuljka, što dovodi do toga da njegova masa premašuje Chandrasekhar granicu, odnosno gravitacijski kolaps. Takav događaj dogodio se 2009. godine, kada je bilo moguće direktno posmatrati eksploziju supernove i potvrditi teoriju koja opisuje prijenos mase između pratilaca u binarnom sistemu V1213 Cen.

Odbacivanje omotača od strane bijelog patuljka počelo je šest dana nakon posljednjeg pada njegovog sjaja. Naučnici vjeruju da će se za stotine godina eksplozija, praćena kratkotrajnim povećanjem sjaja zvijezde za tri reda veličine, ponoviti. Svojstva binarnog sistema u ovom slučaju zavise od brzine prenosa mase - koliko brzo materija od malog pratioca dospe do belog patuljka. Dostupni podaci ukazuju na nisku stopu prijenosa mase između zvijezda u binarnom sistemu V1213 Cen. Objekti su praćeni prilično dugo - od 2003. godine, u sklopu projekta OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment) bilježe se periodične promjene u sjaju zvijezde V1213 Cen, koje su samo šest godina kasnije završile eksplozijom supernove.

"Zašto i kako masivne zvijezde eksplodiraju kao supernove jedno je od otvorenih pitanja u astrofizici", napominju autori u publikaciji. - Masivne zvijezde pretvaraju lake elemente u teže. U posljednjim godinama svog postojanja (kratak vremenski period koji traje za neke zvijezde od jednog do deset miliona godina), ove zvijezde sagorevaju teško gorivo, produkte fuzije vodonika i helijuma, sve dok željezno jezgro ne naraste i kolabira.” Iako astronomi razumiju osnovne mehanizme koji dovode do eksplozija supernove, detaljni elementi slike su još uvijek nejasni.

K. Lundmark je prvi govorio o eksplozijama supernove u našoj galaksiji 1921. godine. Vjerovao je da su sjajne baklje uočene u starom i srednjem vijeku bile galaktičke nove i one zvijezde koje su kasnije nazvane supernove. Primjećujući baklju od 1054. godine uočenu u Kini, on je istakao da je njena lokacija bila blizu rakove magline - plinovite nakupine vlaknaste strukture nalik raku. Zanimljivo je da su ovu maglinu 1921. godine proučavali i američki astronomi K. Lampland i J. Duncan i obojica otkrili da se sistematski širi, a da je trajanje njenog širenja bilo skoro devet stoljeća.

Sada nam je lako uporediti ove činjenice i utvrditi podudarnost izbijanja s formiranjem magline, ali ni Lundmark ni američki istraživači nisu donijeli takav zaključak. Samo sedam godina kasnije, E. Hubble je prvi put usput primetio ovu slučajnost, a deset godina kasnije Lundmark je samouvereno rekao da je Rakova maglina nastala kao rezultat baklje iz 1054. On je pronašao prividnu veličinu baklje i udaljenost do “Crab” i dobio svoju apsolutnu zvjezdanu veličinu vrijednost koja se pokazala mnogo većom od one običnog novog. To je dokazalo da se 1054. godine u Galaksiji dogodila eksplozija supernove. Ništa manje važno nije bilo utvrđivanje činjenice da je na svom mjestu ostala maglina koja se širi. Razlog za sedamnaestogodišnje kašnjenje je, očigledno, bio taj što je u najautoritativnijoj drevnoj kineskoj hronici pisalo da se „gostujuća zvezda pojavila nekoliko inča jugoistočno od Tian Guana (kako se u Kini zvala pojava zvezda i kometa)“. "Inč" je u ovom slučaju otprilike jedan i po stepen luka nebeske sfere. Obično se verovalo da je glavna zvezda sazvežđa "Tian Guan" ("Nebeska barijera") $\zeta$ Bik (slika 23). Međutim, Rakova maglina se nalazi ne jugoistočno, već sjeverozapadno od ove zvijezde. Morao sam posumnjati da postoji greška u kineskom tekstu.

Rice. 23. Sazviježđe Bik i njegova okolina.
Na lijevoj ivici karte nalaze se podjele stupnjeva, debela linija sa podjelama stupnjeva je ekliptika. Granice sazviježđa Bik i drugih modernih sazviježđa ocrtane su isprekidanom linijom, glavne zvijezde su označene slovima grčke abecede. Konfiguracije kineskih sazviježđa prikazane su punim linijama, njihova imena su navedena kurzivom. Rakova maglina je označena sa X.

Ali mogućnost greške snažno odbacuju stručnjaci za istoriju nauke u drevnoj Kini. Godine 1971., specijalista za drevnu kinesku astronomiju, Ho Pin-yu (Malezija), i američki sinolozi F. Paar i P. Parsons naveli su još jedan tekst sa sličnim opisom izbijanja epidemije jugoistočno od Tian Guana. Dakle, u hronici nije bilo greške. Moramo tražiti još jedan razlog za zabunu u utvrđivanju lokacije izbijanja. Autor ove knjige je u tome očigledno uspio.

Na drevnim kineskim zvjezdanim kartama gotovo da nema sazviježđa s istim imenima, a ispostavilo se da je samo "Tian Guan" pet: u modernim sazviježđima Bik, Djevica, Strijelac, Blizanci i Jarac. Još jedan od prvih istraživača kineskog sistema sazvežđa, G. Schlegel, primetio je 1875. godine da se svaka od ovih „nebeskih barijera“ sastoji od dve sjajne zvezde, ali glavna stvar - da linija između ovih zvezda barijera nužno prelazi ekliptiku - ostao neprimećen. Ali to je bila svrha ovih posebnih sazviježđa: igrale su ulogu stvarnih barijera, blokirajući na pet mjesta glavni "nebeski put" - ekliptiku, u području koje se odvija kretanje nebeskih tijela: planeta , Sunce i Mjesec.

Schlegel i drugi nakon njega smatrali su drugu zvijezdu "Tian Guan" u Biku slabom zvijezdom južno od Bika i nisu uzeli u obzir da takva barijera ne prelazi ekliptiku. Ovo je bila greška koja je dovela do zabune u utvrđivanju lokacije eksplozije supernove.

Prirodni par zvijezda koji zadovoljava naše zahtjeve je Bik. Inače, Hiparh ih naziva "rogovima" Bika, koji s njima susreće svjetla koja se kreću duž ekliptike - uloga prilično slična "Nebeskoj barijeri"! Zašto do sada nisu obraćali pažnju na Bika kao prirodnu i, štaviše, glavnu svijetlu komponentu "Tian Guana"? Jer veza između barijera i ekliptike nije identifikovana, a osim toga, ova zvijezda je bila jedna od glavnih zvijezda susjednog sazviježđa “U-Che” (“Pet kočija”), smještenog na mjestu našeg sazviježđa Auriga. Ali to je bila i beznačajna zamjerka, jer "Tian Guani" nisu potpuno nezavisna sazviježđa: u Strijelcu i Blizancima su istovremeno dio susjednih sazviježđa. Isto je i sa "Barijerom" u Biku.

Za Kineze je bio strogi običaj da naznače položaj „zvijezde gosta“ u odnosu na najsjajniju zvijezdu u sazviježđu. U Tian Guanu u Biku, sada moramo smatrati Bika takvom zvijezdom, a tada kontroverzni tekst iz kineske kronike dobija jasno tumačenje: „jugoistočno od Bika na udaljenosti od nekoliko stupnjeva“. Jugoistočno od ove zvezde, sedam stepeni od nje, nalazi se Rakova maglina.

O Rakovici ćemo mnogo više govoriti u narednim poglavljima, jer je imala izuzetnu ulogu u astrofizičkim istraživanjima. Stoga su detaljne informacije o blicu od posebnog interesa: njegov sjaj, boja, njihove promjene i druge karakteristike. Međutim, gotovo da nema direktnih poređenja sjaja zvijezde koja blješti s bilo čim drugim. Ipak, pokušaj proučavanja problema su 1942. godine napravili holandski astronom J. Oort i Amerikanac N. Mayall. Iz kineskih tekstova utvrdili su da je supernova prvi put uočena 4. jula, i da je bila vidljiva čak i u mraku 23 dana, a posmatrana je noću do sredine aprila 1056. godine.

Ako uzmemo u obzir da možemo vidjeti Veneru kada Sunce nije zašlo, kada njen sjaj prelazi zvjezdanu magnitudu - 3,5, a supernova prestaje biti vidljiva noću, nakon što joj sjaj padne na 5. magnitudu, nalazimo da je zvijezda oslabio je za 8,5 zvezdanih magnitude tokom 650 dana, u proseku za 1,3 magnitude na sto dana. Ali sada znamo da je tako spora stopa raspadanja, u kombinaciji sa niskom brzinom širenja omotača (kao što je uočeno u Rakovinoj magli), moguća samo u supernovama tipa II.

Oort i Mayall su odbacili nekoliko pozivanja na ranije datume za posmatranje supernove, posebno japanske zapise koji datiraju od kraja maja, budući da je supernova tada bila zaklonjena Suncem i nije se mogla vidjeti, i tri kineska teksta u kojima se navodi da je u 1054. došlo je do pomračenja Sunca danju i „zvijezda gosta“ se pojavila u „lunarnoj kući Maoa“ (Plejade).“ Mjesta i momenti svih pomračenja precizno su izračunati u "Kanonu pomračenja" T. Oppolzera, a pomračenje o kojem se govori dogodilo se na majski mladi mjesec u Južnoj Kini popodne 9. maja 1054. godine. Sada, 40 godina nakon rada Oorta i Mayall-a, možemo reći da i japanski i kineski tekstovi nisu sadržavali greške: supernova je viđena u maju. Moderni tumači su pogriješili. Ali to je postalo jasno nakon što su pronađene informacije o posmatranju supernove u Jermeniji.

Godine 1969. sovjetski istraživači I.S. Astapovič i B.E. Tumanyan je pronađen u skladištu drevnih armenskih rukopisa Matenadaran, a 1975. godine konačno je dešifrovan astronomski tekst Etum Patmicha. Prevedeno, pisalo je da se 1054. godine “zvijezda pojavila na Mjesečevom disku kada je 14. maja u prvoj polovini noći bio mlad mjesec.” Već znamo da je po savremenom kalendaru mlad mjesec bio 9. maja, a nešto više od dana kasnije, pokazuju računice. Mjesec se približio što je više moguće supernovi. Ovaj trenutak se mogao posmatrati u Jerevanu 10. maja tokom zalaska Meseca, koji je dan posle mladog meseca izgledao kao izuzetno uzak polumesec. Ali supernova je bila skoro četiri lunarna prečnika ispod Meseca. N.S. Astapovič je uvjerljivo pokazao da se ova udaljenost na horizontu može značajno smanjiti uz pomoć tri optička efekta: horizontalne paralakse Mjeseca, zračenja i anomalnog prelamanja svjetlosti zvijezda na horizontu. Shodno tome, mogao bi se pojaviti upečatljiv prizor sjajne zvijezde u blizini polumjeseca.

Ako je Patmich video supernovu, onda su tekstovi u kojima se beleži njeno pojavljivanje tokom pomračenja tačni. Činjenica je da se referenca na "Maovu lunarnu kuću" očito odnosi samo na Sunce, koje je u vrijeme pomračenja zapravo bilo na Plejadama. Možda je u tekstu navedeno da su na nebu, potamnjenom tokom pomračenja, među poznatim zvijezdama vidjeli i "zvijezdu gosta". Kada se pomračenje završilo, ono je nestalo na dnevnom svjetlu, stoga još nije bilo dovoljno svijetlo i dostiglo je svoj maksimum sljedećeg dana. Do početka jula, skoro dva mjeseca, mogao je biti svjetliji od -3,5 magnitude i, povremeno, posmatran na plavoj pozadini neba kada Sunce još nije zašlo. Dug boravak na maksimumu također je karakterističan, kao što znamo, za supernove tipa II - to je još jedan argument u prilog takve klasifikacije izbijanja.

Pored mogućeg posmatranja supernove u Jermeniji, sada su poznate i druge okolnosti vezane za izbijanje 1054, čija je pouzdanost uslovna, ali su verovatno kombinovane sa drugim pouzdanijim informacijama o supernovi. Govorimo o kamenim rezbarijama u pustinji Sjeverne Arizone.

Američki arheolog W. Miller je 1955. godine tamo otkrio dvije slike na stijenama sa zapletom neuobičajenim za sjevernoameričke Indijance, a to su motivi polumjeseca i kruga koji prikazuje zvijezdu (sl. 24). Jedan crtež je bio u pećini na planini White Table i prikazivao je mladi Mjesec sa sjajnom zvijezdom na donjem rogu, a drugi, smješten blizu prvog na zidu kanjona Navajo, prikazuje srp okrenut na drugu stranu, tj. stari Mesec i zvezda ispod njega.

Rice. 24. Arizonska kamena umjetnost.
Lijevi crtež je pronađen u pećini White Table Mountain i prikazuje mladog Mjeseca koji se približava zvijezdi, desni crtež je na zidu kanjona Navajo; stari mesec i sjajna zvezda.

Ostaci uglja u ognjištima pećina i stil slikanja u ovom dijelu kanjona pokazali su da su pećine naseljavali Indijanci Navaho u 10.-12. vijeku. Najvjerovatnije su Indijci bili zadivljeni spektakularnim spektaklom blizine Mjeseca i supernove iz 1054. Približavanje Mjeseca sa zvijezdama koje se nalaze na njegovoj putanji događa se tačno nakon 27 dana i 7 sati. Konkretno, stari Mjesec se približio supernovi 4. juna 1054. godine, ubrzo nakon što je postao vidljiv u Kini. Uzorak u kanjonu mogao bi odgovarati ovom događaju. Što se tiče crteža u pećini, Miller i astronomi koji su ga ispitivali kasnije su vjerovali da je drevni umjetnik preokrenuo sliku Mjeseca, kao što se dešava našim savremenicima ako ih se iznenađeno zamoli da nacrtaju Mjesec iz sjećanja. Da bi se potvrdila ova činjenica, čak su provedeni masovni eksperimenti, koji su potvrdili nepažnju naših suvremenika. Pa, kao što se već dogodilo, drevni umjetnik je ponovo optužen za greške.

Rice. 25. Svjetlosne krive pet galaktičkih supernova.
Horizontalno - faza u danima, vertikalno - prividne veličine. 1 - Kineska Supernova 185 2 - Supernova 1006 3 - Supernova 1054, 4 - Brahe Supernova 1572, 5 - Keplerova Supernova 1604

Ali poređenje sa modernim čovjekom ne podnosi kritiku. Mjesec u doba neolita i dugo poslije njega nije za ljude bio obična noćna lampa, već i sat i kalendar. Prema položaju na nebu i fazi, moglo se suditi o doba dana i dana u lunarnom mjesecu. Još uvijek je bilo nemoguće pomiješati mladi Mjesec sa starim jer se mladi Mjesec vidi uveče, a stari ujutro.

Očigledno su prikazana dva različita događaja. I.S. Astapovič je skrenuo pažnju da crtež u pećini, koji se smatrao obrnutim, upravo odgovara majskom približavanju Meseca supernovi, koji je viđen 10. maja u Jermeniji tokom zalaska sunca. Ali u Arizoni je ovaj trenutak bio tokom dana, Mjesec je postao vidljiv tek nekoliko sati kasnije, kada je počeo da zalazi. Udaljenost između njega i zvijezde prilikom postavljanja u Arizonu više nije bila minimalna.

Na sl. Slika 25 prikazuje procijenjenu krivu svjetlosti Supernove 1054. Na svom maksimumu je dostigla -5 magnitude, a fotometrijska klasa je vjerovatno II.5.

Traže galaktičke supernove

Godine 1943-1945. Sovjetski astronom B.V. Kukarkin i američki astronom V. Baade istraživali su, nezavisno jedno od drugog, još dvije galaktičke supernove. To su bili najsjajniji izlivi zvijezda uoči teleskopske ere, poznati kao Nova Tycho Brahea iz 1572. i Nova Johannesa Keplera iz 1604. Naši savremenici su iskoristili prednosti poređenja sjaja novih sa sjajem planeta i susjednih zvijezda datih u djela Brahea i Keplera. Sada je moguće precizno izračunati magnitude planeta za bilo koji trenutak u prošlosti, a magnitude zvijezda vidljivih golim okom su tačno poznate. Ovo je omogućilo da se rekonstruišu svetlosne krive obe sjajne baklje (prikazane su na slici 25). Korejski istorijski zapisi o Keplerovoj Novoj takođe su nejednako pronađeni, što je značajno dopunilo evropska zapažanja. Maksimalni sjaj Supernove iz 1572, prema našim definicijama, bio je -4,5, a Supernove iz 1604 je bio -3,5, odnosno u oba slučaja dostigao je sjaj Venere. Ali najzanimljivije je da su njihove svjetlosne krive bile ne samo jasno tip I, već su obje najbolje odgovarale fotometrijskoj klasi I.12.

Na mjestima baklji, prvo u Novoj Kepleri, a zatim u Novoj Brahe, W. Baade je otkrio slabe nebulozaste vlaknaste magline. Iako se ove magline u pojedinostima razlikuju od magline Rakova, to je ipak bio novi znak za potragu za supernovama u našoj galaksiji, uključujući i one koje, iz ovog ili onog razloga, u prošlosti nisu opažene kao eksplozije. Stoga je bilo sasvim prirodno pretpostaviti, koju je 1946. iznio Oort, da je velika filamentna maglina u sazviježđu Labud također ostatak supernove koji je odavno zastao u međuzvjezdanom plinu. Preko tri desetine takvih filamentnih maglina već je pronađeno na nebu. Najsjajnije od njih proučavali su sovjetski astrofizičari G.A. Shain i V.F. Gaza. Svi ovi ostaci supernove stari su hiljadama godina.

Godine 1948. otkriveni su prvi snažni izvori kosmičke radio-emisije, neki od njih u regiji Mliječnog puta. Ovi izvori su nazvani Strelac A (kasnije pronađen u jezgru Galaksije), Kasiopeja A i Bik A. U to vreme radio teleskopi su vrlo grubo određivali položaj radio izvora na nebu, ali godinu dana kasnije australijski radio astronom J. Bolton i njegove kolege otkrili su da se otvoreni njihov raniji radio izvor Bik A poklapa sa Rakovom maglinom.

Studija ovog radio izvora na nekoliko talasnih dužina pokazala je da se njegov intenzitet povećava sa prelaskom na duže talase. To je bila važna činjenica, čije su posljedice kasnije shvaćene. Već znamo da zagrijana nebeska tijela emituju valove u radio opsegu, ali ako je izvor zračenja toplinski, tada se njegov intenzitet na radio valovima smanjuje s prijelazom na duže valove. U slučaju Rakovine magline, promjena intenziteta radio-emisije s talasnom dužinom je drugačija: intenzitet raste sa povećanjem talasnih dužina. Ovo pokazuje da je radio emisija objekta netermalne prirode. Gledajući unaprijed, napominjemo da je pored ostataka supernove prisutno i netermalno zračenje iz ekstragalaktičkih izvora: radio galaksija i kvazara. Slabu netermalnu radio emisiju takođe generiše međuzvezdani medij spiralnih krakova.

Otkriće netermalne radio emisije iz Rakovine magline potaknulo je potragu za ostacima supernove na osnovu ove nove karakteristike. Godine 1952. Baade je pronašao slabu filamentarnu maglicu na mjestu gdje se posmatra radio izvor Kasiopeja A. Sovjetski astronomi P.P. Parenago i I.S. Šklovski je sugerisao da je ovo takođe ostatak supernove, možda čak i primećen u drevnoj Kini (u sazvežđu Kasiopeja, drevni posmatrači su videli mnogo bljeskova). Drugi istraživači, poput Minkowskog, nisu se složili sa njihovim gledištem.

Ali 1955. godine, R. Minkowski je bio u mogućnosti da izmjeri kretanje nakupina ove magline i otkrio je da je, uprkos svojoj različitosti s Rakovom maglinom, također dio ljuske koja se brzo širi. Morao je odustati od svojih prigovora. Na osnovu širenja magline bilo je moguće odrediti starost ove supernove. Najnovije istraživanje kanadskih astronoma K. Campera i S. van den Bergha postavlja datum izbijanja oko 1653. godine, sa nesigurnošću od oko 3 godine. To znači da se to dogodilo sasvim nedavno, nakon eksplozija Supernove Brahea i Keplera, u eri teleskopa Jana Heveliusa, a u međuvremenu nije viđeno u sazviježđu Kasiopeja, koje je uvijek dostupno posmatranju i ne zalazi u umjerene geografskim širinama naše hemisfere. Mlada supernova otkrivena radio-astronomijom pokazala se izuzetno zanimljivim objektom u mnogim aspektima.

Do danas je radio astronomija omogućila identifikaciju 135 netermalnih radio izvora koji pripadaju našoj galaksiji. Oni su ostaci supernova različite starosti. Samo za relativno mlade objekte, koje su naši prethodnici u prošlim stoljećima dovoljno detaljno promatrali, možemo iz svjetlosnih krivulja utvrditi tip, a ponekad čak i fotometrijsku klasu supernove.

Posmatranja supernova u antičko doba

Naučnici već duže vrijeme prikupljaju informacije o drevnim zapažanjima zvjezdanih praska, pojave kometa i drugih neobičnih pojava. Prvi sažetci takvih podataka, sakupljeni iz kineskih, bliskoistočnih i evropskih izvora, pripadaju francuskom istraživaču kometa A.G. Pingre, koji je 1783. godine objavio dvotomno djelo “Kometografija”. Koristio je neke rimske i biblijske tekstove, kao i prve prijevode srednjovjekovne kineske enciklopedije Wenxian Tongkao, koju je sastavio Ma Duanlin, i neke druge rukopise, od kojih su neki potom netragom izgubljeni tokom Francuske revolucije.

Nažalost, Pingreovu listu su nezasluženo zaboravili i Humboldt i Lundmark. Najpotpuniju zbirku do sada od svih pojava koje se iz ovih ili onih razloga smatraju zvjezdanim bakljama sastavio je autor ove knjige i uvršten je u međunarodni “Generalni katalog promjenjivih zvijezda”, koji se redovno ažurira novim podacima.

Od antičkih vremena do 1700. godine ima oko 200 izbijanja, uglavnom novih zvijezda, a traganja u rukopisima i kronikama se nastavljaju. Imajte na umu da se donedavno vjerovalo da je malo izbijanja zabilježeno u Evropi, Mediteranu i Bliskom istoku: samo 5-7, a ostale su zabilježene u zemljama Dalekog istoka. Korištenje materijala iz Pingrea i rimskih kronika pokazalo je da je na Zapadu zabilježeno oko 25 epidemija. Ovo je već značajan doprinos, koji se koristi za unakrsno poređenje opisa epidemije.

Kako se supernove mogu identificirati među uočenim baklji? Tri sjajne galaktičke supernove o kojima smo govorili na prethodnim stranicama dostigle su ili premašile magnitudu -3,5. I ovo nije nesreća. Da bi se bljesak zvijezde lako otkrio golim okom, mora biti najmanje 3. magnitude. Tada razbija uobičajene figure sazviježđa i upada u oči. Nova zvijezda će imati ovu magnitudu pri maksimalnom sjaju ako se ne nalazi dalje od hiljadu svjetlosnih godina od nas. Ali supernova koja je eruptirala u najudaljenijem dijelu naše Galaksije, da nije bilo međuzvjezdane apsorpcije, bila bi svjetlija od nulte magnitude i promatrana bi, ovisno o vrsti svjetlosne krive, od 3 do 8 mjeseci. Dakle, postoji velika vjerovatnoća da je bljesak svjetliji od nulte magnitude supernova.

Do posljednjih godina, najstariji izvještaj o zapažanjima sjajnih svjetiljki koji je stigao do nas je spominjanje komete iz 2296. godine prije Krista. e., koju je pronašao Pingre i sadržan u zapisima usmenih predanja o prvom kineskom vladaru Yaou. Pisanje u Kini nastalo je milenijum i po kasnije. Ali prije nekoliko godina, J. Mikhanovsky (SAD) dešifrirao je glinenu ploču Sumera (stanovnika drevne Mesopotamije), na kojoj je zabilježena najstarija usmena legenda o "drugom božanstvu sunca" koje se pojavilo na južnoj strani neba , ali je ubrzo izblijedio i nestao. Ovaj fenomen datira iz 3-4 milenijuma pre nove ere. e. i povezuje se s eksplozijom supernove, nakon koje je ostao nama najbliži ostatak - maglina Parus X.

Sada imamo definitivne i pouzdane informacije o izbijanju, očigledno supernovi, koja je uočena u Kini 7. decembra 185. godine. e. i bio je vidljiv do jula 186. ili 187. Ovako se opisuje ovaj fenomen: „U periodu Zhong-Qing, druge godine, 10. mjeseca na dan Kwei-Haoa, pojavila se izvanredna zvijezda u sredini Nan-Meng. Bio je veličine bambusovog abakusa i pokazivao je pet boja uzastopno. Postepeno se smanjivao u sjaju prema 6. mjesecu nakon sljedeće godine, kada je nestao." Ovaj opis sadrži datum pojave, njeno trajanje i mjesto na nebu, naznačena je njegova priroda: nepokretnost među zvijezdama, slabljenje sjaja i promjena boje. Napominjemo da je ovo jedino spominjanje fenomena 185; druge informacije nisu došle do nas.

Sazvežđe "Nan-Men" je takođe Kentauri. U Luoyangu, drevnoj prijestonici Kine, uzdizala se tri stepena iznad horizonta i bila vidljiva ne više od dva sata u noći, tako da je zvijezda morala biti izuzetno sjajna da bi je primijetili. Vjerovalo se da je epidemija trajala 7 mjeseci, ali F. Stephenson tvrdi da odgovarajući hijeroglif u tekstu ne treba prevesti kao “sljedeća godina”, već u smislu “sljedeća godina”, i procjenjuje trajanje na 20 mjeseci.

Po našem mišljenju, odlučujući argument koji ukazuje na izbijanje supernove, a ne nove zvijezde, je dosljedna promjena boje izbijanja. Nove zvijezde praktički ne mijenjaju svoju boju, dok su supernove maksimalno bijele, a zatim sukcesivno postaju žute, crvene, opet žute i bijele. Pošto se u tekstu govori o pet boja, prva zapažanja se odnose na bijelu fazu, odnosno na maksimalan sjaj.

Koji je bio maksimalni sjaj supernove? Tekst ne daje direktne informacije, ali ih možemo izračunati na osnovu trajanja pojave. Sedmomesečna vidljivost zvezde blizu horizonta ukazuje na zvezdanu magnitudu baklje koja nije veća od -4, a 20-mesečna vidljivost - od -4 do -8 magnitude. Ovo rezultira prilično širokim izborom, koji može biti ograničen ako se pronađe ostatak supernove.

Između i Kentaura pronađena su četiri netermalna radio izvora, odnosno ostaci supernove. Ona u sredini se poklapa sa slabom filamentnom maglinom. Nedavno je otkrivena njena toplotna rendgenska emisija - znak uporedne mladosti ostatka supernove. Njena starost, izračunata iz intenziteta radio-emisije, manja je od starosti ostale tri, ali prelazi 1700 godina, odnosno ispada da je starija od uočene baklje, što treba pripisati grubosti ovog određivanja starosti metoda. Udaljenost do ostatka je 2-3 kpc, pa bi stoga supernova tipa I koja je eruptirala na takvoj udaljenosti, nakon što je oslabljena međuzvjezdanom apsorpcijom, dostigla -4. magnitudu, au slučaju tipa II bila bi -2. . Očigledno, tip I je bolje prilagođen.

Pokušaji identificiranja eksplozija supernova opisanih u drevnim tekstovima "sa stražnjih vrata", koristeći podatke o galaktičkim ostacima supernove, bili su u velikoj modi prije dvadesetak godina. Njihova slaba tačka bile su vrlo grube naznake hronika o područjima izbijanja. Kada je postalo moguće nekako odrediti starost ostataka, otkrivena je imaginarna priroda mnogih "identifikacija".

Potraga za starim tekstovima koji sadrže vrijedne astronomske informacije sada i dalje igra važnu ulogu. Posebno poučna u tom pogledu je istorija proučavanja Supernove 1006. Ova pojava, uočena u južnom sazvežđu Vuka, blizu horizonta, pominje se u sedam japanskih, šest kineskih, šest evropskih, pet arapskih i jednoj korejskoj hronici. Hroničari koji su opisivali te pojave nisu uvek bili profesionalni posmatrači i očevici, ali ponekad postoje i opisi očevidaca. To je bio astrolog Ali ben Ridwan, koji je detaljno opisao fenomen iz 1006. godine, koji je lično vidio u svojoj mladosti. Dobro je zapamtio položaj planeta kada se zvijezda pojavila, a američki istraživač B. Goldstein uspio je ustanoviti datum i mjesto ove pojave na nebu. Slične je rezultate dobio iz kineskih kronika.

Kao iu slučaju Supernove 1054, i ovdje smo suočeni sa oskudnošću informacija o sjaju supernove. Zanimljivo je, međutim, da je prvi opis supernove 28. aprila, od strane japanskih astronoma, primetio plavo-belu boju zvezde, a kasniji posmatrači su jednoglasno opisali boju zvezde kao žutu i zlatnu. Sudeći po ovim informacijama, Japanci su ovu supernovu vidjeli i prije nego što je dostigla svoj maksimalni sjaj. Kineski izvori su takođe primetili da se 1. maja njegov sjaj postepeno povećavao i približavao se sjaju Venere. Pet izvora poredi sjaj supernove sa sjajem delimičnog Meseca, iako niko ne pominje da je zvezda viđena tokom dana. Naravno, u maju je zvezda izlazila i zalazila kasno u noć. Čak i da je po sjaju jednaka Veneri, ostavila bi ogroman utisak na pozadini duboke noći bez meseca, dok Veneru vidimo samo u sumrak na svetloj pozadini zore. Senke od osvetljenja objekata supernove takođe su pojačale utisak i očigledno su poslužile kao osnova za poređenje sa nepotpunim Mesecom. U stvari, supernova bi mogla izgledati svjetlija od Venere, ali slabija od Mjeseca u četvrtini. Ali ben Ridwan napominje da je "veličina" zvijezde bila 2,5-3 puta veća od Venere. Ovo poređenje je bilo „u odsustvu“, pošto je zvezda ustala mnogo kasnije od zalaska Venere. Istraživači su pokušali da preračunaju Ali bin Ridwanovu procjenu na osnovu starih arapskih i modernih podataka o prividnim ugaonim dimenzijama Venere, ali rezultat je bio besmislica. Ali ben Ridwan je očigledno mislio da je zvijezda svjetlija od Venere za 2-3 magnitude. Pošto bi Venera mogla biti -3. magnitude uveče u maju, supernova pri maksimalnom sjaju mogla bi biti -6. magnitude.

Ta okolnost; da je u julu supernova trebalo da se podigne u toku dana posle podne, ali se nije videla na pozadini dnevnog neba, ukazuje da je u ovom mesecu delovala slabije od -3,5 magnitude. Kada je ponovo postao vidljiv noću, još se isticao sjajem među okolnim zvezdama. Od jula do kraja novembra, japanski dvorski astronomi su devet puta prijavili caru njegovu vidljivost. Kineski astronomi su ga vidjeli ujutro na istoku do samog kraja godine. 1007. više nije bilo informacija o supernovi. Istina, u jednom izvoru postoji poruka koju Goldstein prevodi kao izjavu da je viđena prije 1016. godine, ali to je očigledan nesporazum, budući da bi u ovom slučaju supernova na maksimumu bila toliko sjajna da bi dugo sijala tokom dan.

Ispitivanje okolnosti u vezi vidljivosti supernove sugerira da je to bila supernova tipa I. Među nekoliko izvora netermalne radio emisije u području baklje, otkriven je jedan sa tragovima plinskih filamenata i karakterističnom rendgenskom emisijom. 1979. godine, u blizini centra ovog ostatka supernove, F. Schweitzer i J. Middleditch otkrili su plavu zvijezdu 17. magnitude, koja je, sudeći po spektru, bila bijeli patuljak.

Gledajući unaprijed, primjećujemo da su do tada već bile pronađene i detaljno proučene blijedoplave centralne zvijezde u dva ostatka supernove - u Rakovinoj maglini i Jedrima X, za koje se pokazalo da trepću na visokoj frekvenciji - 30 i 10 puta po drugo, respektivno. Međutim, fluktuacije u sjaju Schweitzerove zvijezde nisu otkrivene. Moglo bi se ispostaviti da je ova zvijezda slučajno projektirana na radio izvor i da je jedan od uobičajenih objekata u galaktičkom disku ispred ili iza ostatka supernove. Ali, s druge strane, ovo bi mogao biti prvi otkriveni zvjezdani ostatak supernove tipa I! Trebalo je to kako treba shvatiti. A u januaru 1982. godine, spektri ovog objekta od 1200 do 3200 su dobijeni sa satelita naoružanog ultraljubičastim spektrometrima. Spektri su otkrili apsorpcione linije koje pripadaju ekspandirajućoj ljusci ostatka supernove koji se nalazi ispred zvijezde; njihov pomak je ukazivao na brzinu ekspanzije od 5 - 6 hiljada km/s. Ovo je odigralo odlučujuću ulogu u uspostavljanju pravog obrasca razvoja eksplozija supernove tipa I.

Ostaje nam da govorimo o sjajnom izbijanju 1181. godine, koje je uočeno uglavnom u Japanu (F. Stephenson je izbrojao šest hronika u kojima se spominje), kao i u Kini i Evropi. Bio je vidljiv šest mjeseci, jedno vrijeme imao je "plavo-žutu" boju i bio je jednak po sjaju Saturnu. Bljesak se dogodio u sazviježđu Kasiopeja. Supernova koja slabi za 4 magnitude za šest mjeseci tipična je za tip II. Na mestu baklje, koje je pouzdano utvrđeno, nalazi se netermalni radio izvor sa svetlim jezgrom, otkriven davne 1952. godine - "dvojnik" radio izvora Taurus A. Nedavno, ovde u jako prašnjavom području Mliječnog puta, pronađena je filamentna maglina nalik na Rak. Ovo potvrđuje da epidemija pripada supernovi tipa II.

Koliko su česte eksplozije supernove u Galaksiji?

Do danas imamo relativno malu listu posmatranih supernova (tabela 13); istovremeno je pronađeno 135 radio izvora koji su ostaci supernove. Većina ostataka je stara i nalaze se u Mliječnom putu u područjima jake međuzvjezdane apsorpcije. Stoga su se njihovi bljeskovi jedva mogli vidjeti. Ali među ostacima su pronađeni i oni čije su se epidemije dogodile sredinom prošlog stoljeća, ali nisu uočene iz gore navedenih razloga.

Budući da smo i sami u Galaksiji, a eksplozije supernove nisu samo grandiozni spektakl, već i, kako ćemo kasnije vidjeti, uticajni faktor u životu našeg Sunčevog sistema, postavlja se pitanje koliko su česte eksplozije supernove u Galaksiji. daleko od akademskog, ali i od vitalnog značaja.

Prema tabeli 11 u poglavlju VII, dobili smo interval između eksplozija supernove u našoj galaksiji od 110 godina sa nesigurnošću od 60%, odnosno mogući su prosječni intervali od 44 do 176 godina. Ovi proračuni su napravljeni na osnovu posmatranja eksplozija supernove u drugim spiralnim galaksijama i zasnovani su na pretpostavci da je naš zvjezdani sistem tipa Sb. Ako je tipa Sc, intervale između bljeskova treba smanjiti za 10 puta. Naravno, takve neizvjesne zaključke treba provjeriti direktnim proučavanjem učestalosti eksplozija supernove u našoj Galaksiji.

Rice. 26. Lokacija sedam galaktičkih supernova u projekciji na glavnu ravan Galaksije.
Supernove su označene datumima eksplozije. C je centar Galaksije, - Sunce, rastojanje između njih je 10 kpc. HI je granica distribucije neutralnog vodonika u Galaksiji, HII je granica raspodjele joniziranog vodonika (tj. svijetle plinovite magline).

Nedavno je G. Tammann pokušao da izračuna prosječni interval između izbijanja na osnovu pet supernova našeg milenijuma: 1006, 1054, 1572 i 1604. i Kasiopeja A. Supernova 1181 je odbijena od njega. Ovih pet supernova nalazi se u sektoru sa centralnim uglom od 50o sa vrhom u galaktičkom jezgru (tj. sektor čini jednu sedminu galaksije, vidi sliku 26). Ako 1000 godina podijelimo sa pet, dobićemo interval od 200 godina između izbijanja u sektoru, ili, podijelimo sa još 7, dobićemo interval od 28 godina između izbijanja supernove za cijelu Galaksiju. Ali unutar sektora postoje značajna područja u kojima bi jaka apsorpcija svjetlosti mogla sakriti baklje od nas. Osim toga, srednjovjekovni opservacijski podaci postoje samo za sjevernu hemisferu planete, pa su stoga baklje u sazviježđima blizu južnog nebeskog pola možda ostale neotkrivene. Nećemo ulaziti u detalje odgovarajućih korekcija, već ćemo samo istaći da je Tammann na kraju dobio prosječan interval od 12 godina ili 8 supernova po vijeku uz moguće odstupanje od 5 izbijanja u jednom ili drugom smjeru.

Ali bilo bi moguće ići manje komplikovanim putem. Umjesto sektora sa velikim neizvjesnostima, uzmimo susjedstvo oko Sunca u radijusu od 8 kpc. Zatim, pošto je dobro proučen optičkim, rendgenskim i radioastronomskim metodama, možemo biti sigurni da je sadržavao samo šest, mladih ostataka, navedenih u tabeli. 13 barem u posljednjih 1800 godina, od 185 baklje, a zapravo za još duži period. Izvan susjedstva nalazila se Keplerova supernova iz 1604. godine, koja je izbila negdje iznad centra Galaksije.

Napomenimo da dvije od šest supernova pripadaju tipu II, a ostale - tipu I. Pokušajmo ustanoviti gdje supernove ovih tipova mogu izbiti u Galaksiji. Supernove tipa I, sudeći po eksplozijama u drugim zvjezdanim sistemima, nastaju na bilo kojoj udaljenosti od centra, tačnije, u području distribucije nejoniziranog vodonika, koji je, u suštini, u velikoj mjeri proizvod aktivnosti supernova. . Što se tiče supernova tipa II, one su povezane sa mladim zvijezdama, čije područje distribucije u galaksijama jasno ocrtavaju svjetleće plinske magline - oblaci joniziranog vodonika.

Radijus distribucije nejonizovanog vodonika u Galaksiji je 21 kpc, a jonizovanog vodonika 16 kpc. Stoga nije teško izračunati udio našeg susjedstva sa radijusom od 8 kpc u odnosu na odgovarajući region distribucije jonizacionih faza vodonika u Galaksiji: 0,15 za nejonizovane i 0,25 za jonizovane. U suštini, ovo su jedini faktori koji su nam potrebni da bismo izračunali prosječne intervale između eksplozija supernove oba tipa. Uzimajući minimalni interval od 1800 godina, dobijamo za tip I 1800:4*0,15 = 67 godina, a za tip II 1800:2*0,25 = 225 godina, ili, bez razlikovanja tipova, oko dve supernove po veku. Ovi brojevi se mogu smatrati tačnim sa greškom do 50%, ali budući da studije radio-emisije ostataka supernove u zoni radijusa od 8 kpc oko Sunca nisu pronašli druge objekte mlađe od 2500 godina, prosječni intervali između gore dobijenih ispada može se povećati za 1,4 puta, a broj ispada za sto godina će se smanjiti za isti iznos.

Zanimljivo je napomenuti da baklje posmatrane optički tokom dva milenijuma nisu pratile jedna drugu sa približnom ujednačenošću, u „serijama“: jedna je bila u drugom veku, zatim je došlo do prekida od 8 veka i u XI- XII veka dogodile su se tri buktinje, nakon čega je ponovo nastupila pauza od četiri veka, koja se završila sa tri izbijanja koja su usledila 32 godine na prelazu iz 16. u 17. vek. Od tada je trajala nova pauza od četiri veka. “Serija” i “pauze” ne sadrže nikakvo posebno fizičko značenje. To su čiste nesreće po redu malog broja događaja. Na ovaj ili onaj način, u posljednja četiri stoljeća, eksplozije supernove dogodile su se izvan susjedstva u radijusu od 8 kpc oko Sunca. Galaksija "duguje" našoj zoni najmanje dvije supernove.

Položaj Sunčevog sistema u Galaksiji je takav da smo optički u mogućnosti da posmatramo eksplozije supernove u približno polovini njenog volumena, a u ostatku Galaksije sjaj eksplozija je prigušen međuzvezdanom apsorpcijom i udaljenosti do te mere da čak i u naše vrijeme mogu biti promašeni i otkriveni nakon eksplozije kao ostaci radio-emitiranja.