Масса какой звезды больше новой или сверхновой. Вспышка сверхновой звезды, пульсары

МОСКВА, 13 фев - РИА Новости. Ученым впервые удалось увидеть вспышку сверхновой в первые часы после ее рождения и проследить за тем, как ударная волна "разгоняет" электроны в останках выброшенной звезды, говорится в статье, опубликованной в журнале Nature Physics.

"Сверхновые вспыхивают так ярко, что их можно увидеть с другого конца Вселенной, однако обычно они уже успевают разрушить часть своих собственных выбросов в тот момент, когда мы их замечаем. Поэтому эти наблюдения так ценны - мы впервые увидели газовую оболочку, окружающую умирающую звезду", — комментирует исследование Норберт Лангер (Norbert Langer) из Боннского университета (Германия).

Последняя вспышка звезды

Сверхновые звезды вспыхивают в результате гравитационного коллапса массивных звезд, когда тяжелое ядро звезды сжимается и создает волну разряжения, выбрасывающую легкое вещество внешних слоев светила в открытый космос. В результате этого образуется светящаяся газовая туманность, которая продолжает расширяться некоторое время после взрыва. Сверхновые первого типа образуются в результате взрыва двойной системы из белого карлика и более массивной звезды, а более распространенные вспышки второго типа — в результате взрыва звезд-гигантов.

За последние годы ученые фиксировали сотни новых сверхновых и активно изучали их вспышки, что помогло нам узнать много нового о том, как рождаются элементы тяжелее железа, как могла возникнуть Солнечная система и какую роль сверхновые играют в эволюции галактик и рождении звезд в них. Тем не менее, главные тайны сверхновых остаются загадкой для астрономов, так как их обычно находят через несколько дней после того, как произойдет вспышка, и когда ударная волна, распространяющаяся от центра сверхновой через всю ее туманность, уже успеет уничтожить часть внешних оболочек умершей звезды.

Офер Ярон (Ofer Yaron) из Института науки Вейцмана в Реховоте (Израиль) сделали первый шаг к раскрытию этих тайн, получив фотографии и перве спектральные данные по сверхновой iPTF 13dqy, вспыхнувшей в созвездии Пегаса в галактике NGC 7610 всего через три часа после ее рождения. Она расположена относительно недалеко от Млечного Пути, всего в 160 миллионах световых лет, что позволило ученым детально изучить эту вспышку при помощи телескопа Swift и наземной Паломарской обсерватории.

Сама по себе iPTF 13dqy является обычной сверхновой второго типа, вспыхнувшей на ночном небе 6 октября 2013 года. Благодаря тому, что ее удалось быстро обнаружить, ученым удалось рассмотреть газовые оболочки, сброшенные ее прародителем в последние несколько миллионов лет жизни перед смертью.

Луковица сверхновой

Эти оболочки, как рассказывают ученые, являются источником самых мощных вспышек, порождаемых сверхновой. Газ в них сталкивается с ударной волной, исходящей из недр гибнущей звезды, и разогревается до сверхвысоких температур, в результате чего электроны "сбегают" от атомов и порождают мощные пучки ультрафиолета и других типов электромагнитных волн. Сила, продолжительность и другие характеристики этого излучения зависят от устройства оболочек бывшей звезды, благодаря чему Ярон и его коллеги смогли "увидеть" ее структуру, наблюдая за колебаниями в яркости отдельных линий в спектре iPTF 13dqy в первые часы ее существования.

© Ofer Yaron

Эти наблюдения показали, что диаметр этого шара из газа и пыли является достаточно большим - около 20 световых минут, или около 360 миллионов километров. Эта дистанция соответствует примерно тому же расстоянию, на котором расположен главный пояс астероидов между Юпитером и Марсом по отношению к Солнцу. Все следы этой структуры должны были исчезнуть примерно через 10 дней после взрыва звезды и достижения ударной волны самых далеких уголков ее газопылевого "кокона".

Существование этой структуры из газа и пыли указывает на то, что в последний год своей жизни умирающая звезда выбрасывала рекордно большие объемы газа и пыли в окружающее пространство, потеряв примерно 0,1% массы Солнца за это время. Подобное было возможным, как считают ученые, только в том случае, если недра звезды были крайне нестабильными в последние дни ее жизни.

Наличие подобной взаимосвязи между выбросами и процессами внутри звезды, которые ведут к ее взрыву, может помочь астрофизикам точнее предсказывать то, как взрываются сверхновые и как быстро взорвется ближайший к Земле кандидат на такую роль - красный супергигант Бетельгейзе в созвездии Ориона, удаленный от Земли всего на 640 световых лет. Как надеются исследователи, открытие других ранних сверхновых прояснит этот вопрос.

Взрыв сверхновой звезды - это событие невероятных масштабов. Фактически, взрыв сверхновой означает конец ее существования или, что также имеет место, перерождение в виде черной дыры или нейтронной звезды. Конец жизни сверхновой всегда сопровождается взрывом огромной силы, во время которого вещество звезды выбрасывается в космос с невероятной скоростью и на огромные расстояния.

Взрыв сверхновой длится всего несколько секунд, но за этот кротчайший промежуток времени выделяется просто феноменальное количество энергии. Так к примеру, вспышка сверхновой может выделять в 13 раз больше света, чем целая галактика, состоящая из миллиардов звезд, а выделяемое за секунды количество радиации в виде гамма- и рентгеновских волн в разы больше чем за миллиарды лет жизни.

Поскольку вспышки сверхновых длятся совсем недолго, особенно с учетом космических масштабов и величин, узнают о них в основном по последствиям. Такими последствиями являются огромных размеров газовые туманности, которые еще очень долгое время после взрыва продолжают светиться и расширяться в пространстве.

Пожалуй, самой известной туманностью образованной в результате вспышки сверхновой является Крабовидная туманность . Благодаря хроникам древнекитайских астрономов известно, что возникла она после взрыва звезды в созвездии Тельца в 1054 году. Как можно догадаться, вспышка была настолько яркой, что наблюдать ее можно было невооруженным взглядом. Сейчас же, Крабовидную туманность можно увидеть в темную ночь при помощи обычного бинокля.

Крабовидная туманность до сих пор продолжает расширяться со скоростью 1500 км в секунду. На данный момент ее размер превышает 5 световых лет.

Фото выше скомпановано из трех снимков, сделанных в трех разных спектрах: рентгеновском (телескоп Чандра), инфракрасном (телескоп Спитцер) и обычном оптическом (). Рентгеновское излучение представлено голубым цветом, его источник - пульсар - невероятно плотная звезда, образованная после смерти сверхновой.

Туманность Симеиз 147 - одна из самых крупных известных на данный момент. Сверхновая взорвавшаяся приблизительно 40 000 лет назад, породила туманность размерами в 160 световых лет. Открыта была советскими учеными Г. Шайоном и В. Газе в 1952 году в одноименной Симеизской обсерватории.

На фото последняя вспышка сверхновой, которую можно было наблюдать невооруженным глазом. Произошла в 1987 в галактике Большое Магеланово Облако на расстоянии 160 000 световых лет от нас. Большой интерес представляют необычные кольца в виде цифры 8, о истинной природе которых ученые пока строят только предположения.

Туманность Медуза из созвездия Близнецы изучена не так хорошо, но весьма популярна из-за небывалой красоты и крупной звезды-компаньона, которая периодически изменяет свою яркость.

Довольно редко люди могут наблюдать такое интересное явление как сверхновая звезда. Но это не обыкновенное рождение звезды, ведь в нашей галактике ежегодно рождаются до десяти звезд. А сверхновая звезда - явление, которое можно наблюдать только раз в сто лет. Так ярко и красиво умирают звезды.

Чтобы понять, почему происходит взрыв сверхновой, нужно вернуться к самому рождению звезды. В пространстве летает водород, который постепенно собирается в облака. Когда облако достаточно большое, в его центре начинает собираться уплотнённый водород, и температура постепенно повышается. Под действием гравитации собирается ядро будущей звезды, где благодаря повышенной температуре и возрастающему тяготению начинает проходить реакция термоядерного синтеза. От того, сколько водорода сможет притянуть к себе звезда, зависит ее будущий размер - от красного карлика до голубого гиганта. Со временем устанавливается баланс работы звезды, внешние слои давят на ядро, а ядро расширяется благодаря энергии термоядерного синтеза.

Звезда представляет собой своеобразный и, как у любого реактора, когда-нибудь у нее закончится топливо - водород. Но чтобы мы увидели, как взорвалась сверхновая звезда, должно пройти еще немного времени, ведь в реакторе вместо водорода образовалось другое топливо (гелий), которое начнет сжигать звезда, превращая его в кислород, а затем в углерод. И так будет продолжаться, пока в ядре звезды не образуется железо, которое при термоядерной реакции не выделяет энергию, а потребляет ее. При таких условиях и может произойти взрыв сверхновой звезды.

Ядро становится тяжелее и холоднее, в результате более легкие верхние слои начинают падать на него. Снова запускается синтеза, но на этот раз быстрее обычного, в результате чего звезда просто взрывается, раскидывая в окружающее пространство свою материю. В зависимости от после нее могут тоже остаться известные из них - (вещество с неимоверно высокой плотностью, которое имеет очень большую и может излучать свет). Такие образования остаются после очень больших звезд, которые сумели произвести термоядерный синтез до очень тяжелых элементов. Звезды поменьше оставляют после себя нейтронные или железные малые звезды, которые почти не излучают света, но тоже имеют высокую плотность материи.

Новые и сверхновые звезды тесно связаны, ведь смерть одной из них может означать рождение новой. Этот процесс продолжается бесконечно. Сверхновая звезда разносит в окружающее пространство миллионы тон материи, которая снова собирается в облака, и начинается формирование нового небесного тела. Ученые утверждают, что все тяжелые элементы, которые находятся в нашей Солнечной системе, Солнце во время своего рождения "украло" у взорвавшейся когда-то звезды. Природа удивительна, и смерть чего-то одного всегда означает рождение чего-то нового. В открытом космосе материя распадается, а в звездах образуется, создавая великий баланс Вселенной.

Астрофизикам из Европы и Северной Америки впервые удалось проследить за эволюцией бывшего красного сверхгиганта спустя всего три часа после его взрыва как сверхновой звезды II типа. Вспышка в соседней с Млечным Путем галактике NGC 7610, зафиксированная на Земле более трех лет назад, привлекла внимание множества ученых. рассказывает об исследовании, посвященном этому событию, которое опубликовано в журнале Nature Physics.

Сегодня ученые относительно неплохо понимают процессы, предшествующие разрушению тяжелых звезд (исчерпание термоядерного топлива или гравитационный коллапс), и их дальнейшую судьбу. Светила, которые в несколько раз тяжелее Солнца и в десятки тысяч раз его ярче, превращаются в красных сверхгигантов, по мере такой эволюции теряющих около десяти процентов своей массы. Взрыв делает такие объекты чрезвычайно яркими, так что их можно наблюдать даже в самых далеких галактиках.

Между тем наблюдение в режиме реального времени взрывов сверхновых из-за своей статистической редкости до сих пор оставалось недоступным астрономам. Например, имеющиеся оценки указывают, что сверхновая в Млечном Пути взрывается в среднем реже одного раза в год. В новом исследовании ученым удалось проследить за объектом в галактике NGC 7610, спектральные характеристики которого, полученные в последние годы, указывали на его чрезвычайную нестабильность (быструю потерю массы) и, как следствие, высокую вероятность его взрыва как сверхновой.

Спиральная галактика с перемычкой NGC 7610 расположена в созвездии Пегаса на расстоянии 50,95 мегапарсека от Земли. Взорвавшийся в ней объект iPTF 13dqy (иначе - SN 2013fs) является обычной сверхновой II типа (в ее спектре присутствуют линии водорода). Впервые ее наблюдали в режиме реального времени 6 октября 2013 года при помощи автоматизированной системы iPTF (Intermediate Palomar Transient Factory), повторно - через 50 минут. Третий раз SN 2013fs наблюдали через сутки при помощи научного инструмента WiFeS (WideField Spectrograph) телескопа Австралийского национального университета.

Изображение: Nature Physics

После этого внимание к объекту iPTF 13dqy ученых резко возросло. За SN 2013fs стали наблюдать практически во всем электромагнитном диапазоне длин волн - рентгеновском, ультрафиолетовом, оптическом и инфракрасном. Специалисты получили следующие данные, прекрасно укладывающиеся в имеющиеся представления об эволюции красного сверхгиганта - уничтоженной в ходе взрыва сверхновой звезды.

Разрушение ядра красного сверхгиганта инициирует формирование сверхзвуковой ударной волны. Когда она достигает поверхности звезды, объект начинает ярко светиться в видимой части излучения - происходит то, что привыкли называть вспышкой сверхновой. Одновременно с этим перерождение светила сопровождается интенсивным ультрафиолетовым излучением. Продолжительность и сила вспышки зависят от структуры оболочки звезды-прародителя и скорости потери ею массы.

Ультрафиолетовая радиация провоцирует фотоионизацию атомов в окружающем сверхновую газовом облаке. Когда газ становится достаточно плотным, происходит быстрая рекомбинация (процесс, обратный ионизации - захват ионами электронов), и возникшие атомы порождают характерные эмиссионные линии. Временные рамки этого процесса позволили ученым определить границы, до которых распространилась материя после взрыва сверхновой iPTF 13dqy, - примерно 20 световых часов.

Между тем процессы, которые происходили в атмосфере красного сверхгиганта до его взрыва, ученым достаточно точно описать не удается. Определяющим при этом является темп потери звездой материи, фактически, скорость ее отрыва от светила. Если последняя составляет 50 километров в секунду, интенсивно терять свою массу звезда начала примерно десять лет назад. Если эта величина в десять раз меньше - около пяти километров в секунду, то раздувание светила продолжалось сотни лет. Кроме того, по примеру красного сверхгиганта Бетельгейзе, готовящегося, вероятно, к взрыву в качестве сверхновой, газовая оболочка перерождающегося светила вообще может находиться в стационарном режиме.

Цель, к которой теперь стремятся ученые, - наблюдать звезду в момент ее перерождения, а не только спустя несколько часов после ее вспышки как сверхновой. Приблизиться к этому помогает проведенное наблюдение - по крайней мере, оно позволяет отобрать самые популярные сценарии взрыва звезды. Может показаться, что на самом деле ученые не в первый раз наблюдают взрыв сверхновой. С какой-то точки зрения это так, но не совсем.

Впервые вспышку сверхновой спустя несколько часов наблюдали в 2008 году. Тогда в галактике NGC 2770 зарегистрировали интенсивную вспышку ультрафиолетового излучения, длящуюся несколько часов. Скорее всего, она была связана, как и у iPTF 13dqy, с формированием ударной волны звездой-прародителем. Впоследствии событие SNLS-04D2dc наблюдали в оптическом диапазоне. Между тем систематический спектральный анализ данного события проведен не был. Причины этого заключаются в самой природе открытия: оно было случайным, и ученые к нему не подготовились.

События iPTF 13dqy и SNLS-04D2dc - то есть взрывы сверхновых II типа - произошли с одиночными светилами. Другой сценарий - взрыв белого карлика. Он происходит как вспышка сверхновой I типа, а причина его - наличие второго спутника-светила. Материя с последнего попадает на белый карлик, что приводит к превышению его массой предела Чандрасекара, то есть гравитационному коллапсу. Такое событие произошло в 2009 году, когда удалось напрямую наблюдать взрыв сверхновой и подтвердить теорию, описывающую массообмен между компаньонами в двойной системе V1213 Cen.

Сброс оболочки белым карликом начался спустя шесть суток после последнего падения его светимости. Ученые полагают, что через сотни лет взрыв, сопровождающийся кратковременным увеличением на три порядка яркости светила, повторится. Свойства двойной системы в этом случае зависят от скорости массообмена - как быстро материя с небольшого компаньона попадает на белый карлик. Имеющиеся данные указывают на низкую скорость массообмена между звездами в двойной системе V1213 Cen. За объектами следили достаточно долго - с 2003 года, в рамках проекта OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment), фиксировали периодические изменения светимости звезды V1213 Cen, которые завершились взрывом сверхновой лишь спустя шесть лет.

«Почему и каким образом массивные звезды взрываются как сверхновые - один из открытых вопросов астрофизики, - отмечают авторы в публикации. - Массивные звезды превращают легкие элементы в более тяжелые. В последние годы своего существования (короткий промежуток времени, длящийся для некоторых светил от одного до десяти миллионов лет) эти звезды сжигают тяжелое топливо, продукты слияния водорода и гелия до тех пор, пока не разрастается и не разрушается железное ядро». Несмотря на то что астрономам ясны основные механизмы, приводящие к взрывам сверхновой, детальные элементы картины все еще неясны.

Первым о вспышках сверхновых в нашей Галактике заговорил в 1921 г. К. Лундмарк. Он считал, яркие вспышки, наблюдавшиеся в древние и средние века, были галактическими новыми и теми звездами, которые позже получили название сверхновых. Отмечая вспышку 1054 г., наблюдавшуюся в Китае, он указал, что место ее близко к крабовидной туманности - газовому сгустку волокнистого строения, напоминающему краба. Любопытно, что эту туманность тоже в 1921 г. изучали американские астрономы К. Лампланд и Дж. Дункан и обнаружили оба, что она систематически расширяется, а длительность разлета ее составляет почти девять веков.

Нам сейчас легко сопоставить эти факты и установить совпадение вспышки с образованием туманности, однако ни Лундмарк, ни американские исследователи такого вывода не сделали. Лишь через семь лет Э. Хаббл впервые мимоходом отметил это совпадение, а еще через десять лет Лундмарк уже уверенно говорил, что Крабовидная туманность образовалась в результате вспышки 1054 г. Он нашел видимую звездную величину вспышки и расстояние до "Краба" и получил ее абсолютную звездную величину, которая оказалась намного выше, чем у обычной новой. Этим было доказано, что в 1054 г. в Галактике произошла вспышка сверхновой. Не менее важно было и установление того факта, что на ее месте осталась расширяющаяся туманность. Причиной же семнадцатилетней задержки, по-видимому, было то, что в наиболее авторитетной древнекитайской хронике говорилось, что "юго-восточнее "Тянь-Гуаня" в нескольких дюймах появилась звезда-гостья (так в Китае называли появления звезд и комет)". "Дюйм" в данном случае - это примерно полтора градуса дуги небесной сферы. Обычно считалось, что главной звездой созвездия "Тянь-Гуань" ("Небесный Барьер") являлась $\zeta$ Тельца (рис. 23). Однако Крабовидная туманность расположена не к юго-востоку, а к северо-западу от этой звезды. Приходилось подозревать, что в китайском тексте ошибка.

Рис. 23. Созвездие Тельца и его окрестности.
На левом краю карты нанесены градусные деления, жирная линия с градусными делениями - эклиптика. Границы созвездия Тельца и других современных созвездий оконтурены пунктиром, главные звезды обозначены буквами греческого алфавита. Конфигурации китайских созвездий изображены сплошными линиями, их названия даны курсивом. Крабовидная туманность отмечена знаком X.

Но возможность ошибки решительно отвергается специалистами по истории науки в древнем Китае. В 1971 г. специалист по древнекитайской астрономии Хо Пин-ю (Малайзия) и американские синологи Ф. Паар и П. Парсонс указали еще один текст с аналогичным описанием вспышки юго-восточнее "Тянь-Гуаня". Следовательно, ошибки в хронике не было. Нужно искать другую причину путаницы в установлении места вспышки. Это, по-видимому, удалось автору этой книги.

На старинных китайских картах звездного неба почти нет созвездий с одинаковыми названиями, и только "Тянь-Гуаней" оказалось пять: в современных созвездиях Тельца, Девы, Стрельца, Близнецов и Козерога. Еще один из первых исследователей китайской системы созвездий Г. Шлегель в 1875 г. отметил, что каждый из этих "Небесных Барьеров" состоит из двух ярких звезд, но главное - то, что линия между этими звездами барьера обязательно пересекает эклиптику,- оставалось незамеченным. А ведь в этом и заключалось назначение этих специальных созвездий: они играли роль настоящих шлагбаумов, перекрывавших в пяти местах главное "небесное шоссе" - эклиптику, в области которой происходит движение небесных светил: планет, Солнца и Луны.

Шлегель и за ним другие считали второй звездой "Тянь-Гуаня" в Тельце слабую звезду южнее Тельца и не учитывали, что такой барьер не пересекает эклиптику. Это и была ошибка, повлекшая путаницу в установлении места вспышки сверхновой.

Естественной парой звезд, удовлетворяющей нашему требованию, являются и Тельца. Кстати, Гиппарх их называет "рогами" Тельца, который встречает ими светила, движущиеся по эклиптике - роль, вполне аналогичная "Небесному Барьеру"! Почему же до сих пор не обращали внимания на Тельца как на естественный и, более того, главный яркий компонент "Тянь-Гуаня"? Потому, что не была выявлена связь барьеров с эклиптикой, а кроме того, эта звезда входила в число главных звезд соседнего созвездия "У-Че" ("Пять Колесниц"), расположенного на месте нашего созвездия Возничего. Но и это было несущественным возражением, потому что "Тянь-Гуани" не совсем самостоятельные созвездия: в Стрельце и Близнецах они одновременно входят в состав соседних созвездий. То же самое и с "Барьером" в Тельце.

У китайцев было строго принято указывать положение "звезды-гостьи" по отношению к самой яркой звезде созвездия. В "Тянь-Гуане" в Тельце такой звездой мы теперь должны считать Тельца, и тогда спорный текст из китайской хроники получает ясное толкование: "юго-восточнее Тельца на расстоянии нескольких градусов". Юго-восточнее этой звезды, в семи градусах от нее, расположена Крабовидная туманность.

О Крабовидной туманности мы будем еще немало говорить в последующих главах, потому что она сыграла исключительную роль в астрофизических исследованиях. Поэтому особый интерес представляют подробные сведения о вспышке: ее блеске, цвете, их изменениях и других особенностях. Однако прямых сравнений блеска вспыхнувшей звезды с чем-либо почти не имеется. Все же попытку исследовать проблему сделали в 1942 г. голландский астроном Я. Оорт и американец Н. Мэйолл. Они установили по китайским текстам, что первый раз сверхновую заметили 4 июля, и она была видна даже засветло в течение 23 дней, а в ночное время наблюдалась до середины апреля 1056 г.

Если учесть, что мы можем видеть Венеру при незашедшем Солнце, когда ее блеск превышает звездную величину - 3.5, а сверхновая перестала быть видна ночью, после того как ее блеск упал до 5-й величины, то получим, что звезда ослабела на 8.5 звездных величин в течение 650 суток, в среднем на 1.3 величины за сто суток. Но теперь мы знаем, что такой медленный темп ослабления в сочетании с невысокой скоростью разлета оболочки (которая наблюдается у Крабовидной туманности) возможен только у сверхновых II типа.

Оорт и Мэйолл отвергли несколько упоминаний о более ранних датах наблюдений сверхновой, в частности японские записи, датируемые концом мая, поскольку тогда сверхновую заслоняло Солнце и видеть ее было невозможно, а также три китайских текста, утверждавших, что в 1054 г. "было затмение Солнца в дневное время и появилась "звезда-гостья" в "лунном доме Мао" (Плеядах)". Места и моменты всех затмений точно вычислены в "Каноне затмений" Т. Оппольцера, и затмение, о котором говорится, состоялось в майское новолуние в Южном Китае после полудня 9 мая 1054 г. Сейчас, спустя 40 лет после, работы Оорта и Мэйолла, мы можем утверждать, что и японские, и китайские тексты не содержали ошибок: сверхновую видели в мае. Заблуждались современные интерпретаторы. Но это стало ясно после того, как были разысканы сведения о наблюдениях сверхновой в Армении.

В 1969 г. советские исследователи И.С. Астапович и Б.Е. Туманян нашли в хранилище древнеармянских рукописей Матенадаране, а в 1975 г. окончательно расшифровали астрономический текст Этума Патмича. В переводе он гласил, что в 1054 г. "на диске Луны появилась звезда, когда было новолуние 14 мая в первой половине ночи". Мы уже знаем, что по современному календарю новолуние было 9 мая, а спустя сутки с небольшим, как показывают расчеты. Луна максимально приблизилась к сверхновой. Этот момент мог наблюдаться в Ереване 10 мая при заходе Луны, которая спустя сутки после новолуния имела вид чрезвычайно узкого серпа. Но сверхновая находилась почти на четыре лунных диаметра ниже Луны. Н.С. Астапович убедительно показал, что это расстояние у горизонта могут существенно уменьшить три оптических эффекта: горизонтальный параллакс Луны, иррадиация и аномальное преломление света звезды у горизонта. Следовательно, могло наблюдаться поразительное зрелище яркой звезды в соседстве с лунным серпом.

Если Патмич видел сверхновую, то тексты, отмечавшие ее появление во время затмения, верны. Дело в том, что указание на "лунный дом Мао", по-видимому, относится только к Солнцу, которое в момент затмения действительно находилось в Плеядах. Возможно, в тексте отмечалось, что на потемневшем при затмении небе среди знакомых звезд увидели еще и "звезду-гостью". Когда затмение кончилось, она исчезла в дневном свете, следовательно, была еще недостаточно яркой и достигла максимума на следующий день. До начала июля, в течение почти двух месяцев, она могла быть ярче -3,5 звездной величины и при случае наблюдаться на синем фоне неба при еще не зашедшем Солнце. Длительное пребывание в максимуме также характерно, как мы знаем, для сверхновых II типа - это еще один аргумент в пользу такой классификации вспышки.

Помимо возможного наблюдения сверхновой в Армении теперь известны и другие обстоятельства, связанные со вспышкой 1054 г., достоверность которых условна, но они правдоподобно сочетаются с другими более надежными сведениями о сверхновой. Речь идет о наскальных изображениях в Северной Аризонской пустыне.

В 1955 г. американский археолог У. Миллер обнаружил там два наскальных рисунка необычного для североамериканских индейцев сюжета, а именно, содержащие мотивы лунного серпа и кружка, изображающего звезду (рис. 24). Один рисунок был в пещере на Белой Столовой горе и изображал молодую Луну с яркой звездой на нижнем роге, а другой, расположенный недалеко от первого на стене каньона Навахо, изображал серп, обращенный в другую сторону, т. е. старую Луну и звезду под ней.

Рис. 24. Аризонские наскальные изображения.
Левый рисунок найден в пещере Белой Столовой горы и изображает молодую Луну, сблизившуюся со звездой, правый рисунок находится на стене каньона Навахо; старая Луна и яркая звезда.

Остатки углей в очагах пещер и стиль рисунков в этой части каньона показали, что пещеры были населены индейцами Навахо в X-XII веках. Скорее всего, индейцы были поражены эффектным зрелищем соседства Луны и сверхновой 1054 г. Сближения Луны со звездами, находящимися на ее пути, происходят ровно через 27 суток и 7 часов. В частности, старая Луна сблизилась со сверхновой 4 июня 1054 г., вскоре после того, как она стала наблюдаться в Китае. Этому событию и мог соответствовать рисунок в каньоне. Что касается рисунка в пещере, то Миллер и астрономы, исследовавшие его позже, полагали, что древний художник перевернул изображение Луны, как это случается и с нашими современниками, если их врасплох просят нарисовать Луну по памяти. Для подтверждения этого факта были даже устроены массовые эксперименты, подтвердившие невнимательность наших современников. Ну и как уже повелось, снова обвинили в ошибках древнего художника.

Рис. 25. Кривые блеска пяти галактических сверхновых.
По горизонтали - фаза в сутках, по вертикали - видимые звездные величины. 1 - китайская Сверхновая 185 г. 2 - Сверхновая 1006 г. 3 - Сверхновая 1054 г., 4 - Сверхновая Браге 1572 г., 5 - Сверхновая Кеплера 1604 г.

Но сопоставление с современным человеком не выдерживает критики. Луна в эпоху неолита и долгое время после него была для людей не простым ночным светильником, но и часами и календарем. По положению на небе и по фазе можно было судить о времени суток и дне в лунном месяце. Перепутать молодую Луну со старой было еще невозможно потому, что молодая Луна видна вечером, а старая под утро.

Было изображено, очевидно, два различных события. И.С. Астапович обратил внимание на то, что рисунок в пещере, считавшийся перевернутым, соответствует как раз майскому сближению Луны со сверхновой, которое видели 10 мая в Армении при заходе. Но в Аризоне этот момент был днем, Луна стала видна только через несколько часов, когда стала садиться. Расстояние между ней и звездой при заходе в Аризоне было уже не минимальным.

На рис. 25 изображена предполагаемая кривая блеска Сверхновой 1054 г. В максимуме она достигала -5-й звездной величины, а фотометрический класс был, вероятно, II.5.

Поиски галактических сверхновых

В 1943-1945 гг. советский астроном Б.В. Кукаркин и американский астроном В. Бааде исследовали, независимо друг от друга, еще две галактические сверхновые. Это были самые яркие вспышки звезд накануне телескопической эпохи, известные как Новая Тихо Браге 1572 г. и Новая Иоганна Кеплера 1604 г. Наши современники воспользовались сравнениями блеска новых с блеском планет и соседних с ними звезд, приведенными в трудах Браге и Кеплера. Теперь можно точно вычислить звездные величины планет для любого момента в прошлом, и точно известны звездные величины звезд, видимых простым глазом. Это и позволило восстановить кривые блеска обеих ярких вспышек (они приведены на рис. 25). Неравно были разысканы еще и корейские исторические записи о Новой Кеплера, существенно пополнившие европейские наблюдения. Максимальный блеск Сверхновой 1572 г. по нашим определениям был -4.5, а Сверхновой 1604 г. -3.5, т. е. в обоих случаях он достигал блестка Венеры. Но самое интересное то, что их кривые блеска оказались не только определенно I типа, но обе лучше всего соответствовали фотометрическому классу I.12.

На местах вспышек сначала у Новой Кеплера, а затем и Новой Браге В. Бааде обнаружил слабые клочковато-волокнистые туманности. Хотя эти туманности в деталях отличаются от Крабовидной, это был все же новый признак для поисков сверхновых в нашей Галактике, в том числе тех, которые по тем или иным обстоятельствам не наблюдались как вспышки в прошлом. Поэтому было вполне естественным предположение, выдвинутое в 1946 г. Оортом, что большая волокнистая туманность в созвездии Лебедя тоже является остатком сверхновой, давно затормозившимся в межзвездном газе. Таких волокнистых туманностей на небе найдено уже свыше трех десятков. Самые яркие из них изучены советскими астрофизиками Г.А. Шайном и В.Ф. Газе. Все эти остатки сверхновых имеют возрасты тысячи лет.

В 1948 г. были обнаружены первые сильные источники космического радиоизлучения, причем некоторые из них лежали в области Млечного Пути. Эти источники получили название Стрелец А (впоследствии оказавшийся в ядре Галактики), Кассиопея А и Телец А. В то время радиотелескопы определяли положение радиоисточника на небе очень грубо, но все же уже через год австралийский радиоастроном Дж. Болтон и его коллеги обнаружили, что открытый ими ранее радиоисточник Телец А по положению совпадает с Крабовидной туманностью.

Исследование этого радиоисточника на нескольких длинах волн показало, что интенсивность его увеличивается с переходом к более длинным волнам. Это был важный факт, последствия которого были осмыслены позже. Мы уже знаем, что нагретые небесные тела излучают волны и в радиодиапазоне, но если источник излучения тепловой, то его интенсивность на радиоволнах убывает с переходом к более длинным волнам. В случае же Крабовидной туманности ход изменения интенсивности радиоизлучения с длиной волны иной: интенсивность возрастает с увеличением длин волн. Это показывает, что радиоизлучение объекта имеет нетепловой характер. Забегая вперед, отметим, что кроме остатков сверхновых нетепловое излучение имеется у внегалактических источников: радиогалактик и квазаров. Слабое нетепловое радиоизлучение порождает также межзвездная среда спиральных рукавах.

Обнаружение нетеплового радиоизлучения у Крабовидной туманности толкнуло на поиски остатков сверхновых по этому новому признаку. В 1952 г. Бааде нашел на месте, где наблюдается радиоисточник Кассиопея А, слабую волокнистую туманность. Советские астрономы П.П. Паренаго и И.С. Шкловский высказали предположение, что это тоже остаток сверхновой, возможно, даже наблюдавшейся в древнем Китае (в созвездии Кассиопеи древние наблюдатели видели много, вспышек). Другие исследователи, например Минковский, не согласились с их точкой зрения.

Но в 1955 г. Р. Минковский смог измерить движение сгустков этой туманности и обнаружил, что она, несмотря на несходство с Крабовидной туманностью, также является частью быстро расширяющейся оболочки. Ему пришлось отказаться от своих возражений. По расширению туманности удалось установить возраст этой сверхновой. Новейшие исследования канадских астрономов К. Кампера и С. ван ден Берга указывают дату вспышки около 1653 г. с неуверенностью около 3 лет. Значит, она произошла совсем недавно, уже после вспышек Сверхновых Браге и Кеплера, в эпоху телескопов Яна Гевелия, а между тем, ее не видели в таком всегда доступном наблюдениям, не заходящем в умеренных широтах нашего полушария созвездии Кассиопеи. Открытая благодаря радиоастрономии молодая сверхновая оказалась во многих отношениях исключительно интересным объектом.

К настоящему времени радиоастрономия позволила разыскать 135 нетепловых радиоисточников, принадлежащих нашей Галактике. Они являются остатками сверхновых разного возраста. Только для сравнительно молодых объектов, достаточно детально наблюдавшихся в прошлые века нашими предшественниками, мы умеем по кривым блеска установить тип, я иногда даже фотометрический класс сверхновой.

Наблюдения сверхновых в древности

Сбором сведений о старинных наблюдениях вспышек звезд, появлениях комет и других необычных явлений ученые занялись давно. Первые сводки таких данных, составленные по китайским, ближневосточным и европейским источникам, принадлежат французскому исследователю комет А.Г. Пингре, который в 1783 г. издал двухтомный труд "Кометография". Он пользовался некоторыми римскими и библейскими текстами, а также первыми переводами средневековой китайской энциклопедии "Вэньсянь тункао", составленной Ма Дуаньлинем, и некоторых других манускриптов, часть которых затем бесследно затерялась в эпоху Французской революции.

К сожалению, список Пингре был незаслуженно забыт и Гумбольдтом и Лундмарком. Полнейшее на сегодняшний день собрание всех явлений, считавшихся по тем или иным причинам вспышками звезд, составлено автором данной книги и вошло в международный "Общий каталог переменных звезд", регулярно пополняемый новыми данными.

С древнейших времен и до 1700 г. насчитывается около 200 вспышек, главным образом новых звезд, и розыски в летописях рукописях и хрониках продолжаются. Отметим, что до последнего времени считалось, что в Европе, Средиземноморье и на Ближнем Востоке наблюдалось мало вспышек: всего 5-7, а остальные видели в странах Дальнего Востока. Привлечение материалов Пингре, римских хроник показало, что на Западе было отмечено около 25 вспышек. Это уже серьезный вклад, который используется для перекрестного сравнения описаний вспышек.

Как же среди наблюдавшихся вспышек выявить сверхновые? Три яркие галактические сверхновые, о которых мы говорили на предшествующих страницах, достигали и превосходили звездную величину -3.5. И это не случайность. Чтобы вспышка звезды была легко обнаружена простым глазом, она должна быть по крайней мере 3-й звездной величины. Тогда она нарушает привычные фигуры созвездий и бросается в глаза. Такую величину в максимуме блеска будет иметь новая звезда, если она расположена от нас не далее тысячи световых лет. Зато сверхновая, вспыхнувшая в самой отдаленной части нашей Галактики, если бы межзвездное поглощение отсутствовало, была бы ярче нулевой звездной величины и наблюдалась, в зависимости от типа кривой блеска, от 3 до 8 месяцев. Таким образом, существует большая вероятность, что вспышка ярче нулевой звездной величины - это сверхновая звезда.

Вплоть до последних лет древнейшим дошедшим до нас сообщением о наблюдениях ярких светил было упоминание о комете 2296 г. до н. э., разысканное Пингре и содержащееся в записях устных преданий о первом китайском правителе Яо. Письменность в Китае возникла полутора тысячелетиями позже. Но несколько лет назад Дж. Михановским (США) была расшифрована глиняная дощечка шумеров (обитателей древней Месопотамии), на которой также была записана древнейшая устная легенда о "втором божестве-солнце", показавшемся в южной стороне неба, но вскоре померкшем и исчезнувшем. Это явление относят к 3-4 тысячелетиям до н. э. и связывают со вспышкой сверхновой, после которой остался самый близкий к нам остаток - туманность Паруса X.

Определенные и достоверные сведения мы имеем теперь о вспышке, по-видимому, сверхновой, которая была замечена в Китае 7 декабря 185 г. н. э. и была видна до июля 186 или 187 г. Вот как описывается это явление: "В период Чжун-Цин, во второй год, 10-ю луну в день Квэй-Хао появилась необыкновенная звезда посредине Нан-Мэн. Она была величиной с бамбуковые счеты и последовательно показывала пять цветов. Постепенно она уменьшала свой блеск к 6-й луне после следующего года, когда исчезла". В этом описании имеется дата явления, его длительность и место на небе, указан его характер: неподвижность среди звезд, ослабление блеска и изменение цвета. Заметим, что это единственное упоминание о явлении 185 г., другие сведения до нас не дошли.

Созвездие "Нан-Мэн" - это и Центавра. В Лояне, древней столице Китая, оно поднималось над горизонтом на три градуса и было видно не более двух часов за ночь, поэтому звезда должна быть исключительно яркой, чтобы ее заметили. Полагали, что вспышка наблюдалась 7 месяцев, но Ф. Стефенсон приводит доводы в пользу того, что соответствующий иероглиф в тексте нужно переводить не как "следующего года", а в смысле "последующего года", и оценивает длительность в 20 месяцев.

По нашему мнению, решающим доводом, свидетельствующим о вспышке именно сверхновой, а не новой звезды, является последовательное изменение цвета вспышки. Новые звезды практически не изменяют своего цвета, тогда как сверхновые в максимуме белые, а затем последовательно становятся желтыми, красными, снова желтыми и белыми. Поскольку в тексте говорится о пяти цветах, первые наблюдения относятся к стадии белого цвета т. е. к максимуму блеска.

Каков же был максимальный блеск сверхновой? Прямых сведений текст не дает, но мы можем его рассчитать по длительности явления. Семимесячная видимость звезды у самого горизонта говорит о звездной величине вспышки не выше -4, а 20-месячная - от -4-й до -8-й звездной величины. Получается довольно широкий выбор, который может быть ограничен, если найти остаток сверхновой.

Между и Центавра найдено четыре нетепловых радиоисточника, т. е. остатка сверхновых. Находящийся посредине совпадает со слабой волокнистой туманностью. Недавно обнаружено его тепловое рентгеновское излучение - признак сравнительной молодости остатка сверхновой. Возраст его, вычисляемый по интенсивности радиоизлучения, меньше возраста остальных трех, но превосходит 1700 лет, т. е. получается старше наблюдавшейся вспышки, что следует отнести за счет грубости этого метода определения возраста. Расстояние до остатка 2-3 кпс, и поэтому сверхновая I типа, вспыхнувшая на таком расстоянии, после ее ослабления межзвездным поглощением достигала бы -4-й величины, а в случае II типа была бы -2-й величины. По-видимому, лучше подходит I тип.

Попытки опознать вспышки сверхновых, описанные в старинных текстах, "с черного хода", пользуясь данными о галактических остатках сверхновых, были в большой моде лет двадцать назад. Слабым местом их были очень грубые указания хроник на области вспышек. Когда же стало возможным как-то, определять возрасты остатков, выявилась мнимость многих "отождествлений".

Важную роль теперь продолжают играть поиски старых текстов, в которых содержатся ценные астрономические сведения. Особенно поучительна в этом отношении история исследования Сверхновой 1006 г. Об этой вспышке, наблюдавшейся в южном созвездии Волка, у самого горизонта, найдены упоминания в семи японских, шести китайских, шести европейских, пяти арабских и одной корейской хрониках. Летописцы, описывающие явления, не всегда были профессиональными наблюдателями и очевидцами, но иногда встречаются и описания очевидцев. Таким был астролог Али бен Ридван, подробно описавший явление 1006 г., виденное им лично в молодости. Он хорошо помнил положение планет при появлении звезды, и американский исследователь Б. Голдстейн смог установить дату и место этого явления на небе. Сходные результаты он получил по китайским хроникам.

Как и в случае Сверхновой 1054 г., мы сталкиваемся здесь со скудостью сведений о блеске сверхновой. Любопытно, однако, что первое описание сверхновой 28 апреля, принадлежащее японским астрономам, отмечало бело-голубой цвет звезды, а последующие наблюдатели единодушно называют цвет звезды желтым и золотистым. Судя по этим сведениям, японцы видели эту сверхновую еще до того, как она достигла максимума блеска. В китайских источниках отмечалось также, что 1 мая блеск ее постепенно возрастал и приближался к блеску Венеры. В пяти источниках блеск сверхновой сравнивается с блеском неполной Луны, хотя никто не упоминает, что звезду видели и в дневное время. Конечно, в мае звезда восходила и заходила глубокой ночью. Даже если бы по блеску она была равна Венере, то производила бы огромное впечатление на фоне безлунной глубокой ночи, тогда как Венеру мы видим лишь в сумерки на светлом фоне зари. Тени от освещения сверхновой предметов также усиливали впечатление и служили, по-видимому, основанием для сравнений с неполной Луной. А фактически сверхновая могла казаться ярче Венеры, но слабее Луны в четверти. Али бен Ридван отмечает, что по "размерам" звезда превосходила Венеру в 2.5-3 раза. Это сравнение было "заочным", так как звезда восходила намного позже захода Венеры. Исследователи пытались пересчитывать оценку Али бен Ридвана, основываясь на старых арабских и на современных данных о видимых угловых размерах Венеры, но получилась бессмыслица. Али бен Ридван имел, очевидно, в виду, что звезда была ярче Венеры на 2-3 звездные величины. Поскольку в мае по вечерам Венера могла иметь -3-ю величину, сверхновая в максимуме блеска могла быть -6-й величины.

То обстоятельство; что в июле сверхновая должна была восходить в дневное время после полудня, но ее не видели на фоне дневного неба, свидетельствует что она в этом месяце, казалась слабее -3.5 величины. Когда она снова стала видна ночью, то еще выделялась по блеску среди окружающих звезд. С июля по конец ноября японские придворные астрономы девять раз сообщали о ее видимости императору. Китайские астрономы видели ее по утрам на востоке до самого конца года. В 1007 г. уже не было сведений о сверхновой. Правда, в одном источнике имеется сообщение, которое Голдстейн переводит как утверждение, что ее видели до 1016 г., но это явное недоразумение, так как в этом случае сверхновая в максимуме была бы так ярка, что долгое время сияла бы днем.

Рассмотрение обстоятельств видимости сверхновой говорит в пользу того, что это была сверхновая I типа. Среди нескольких источников нетеплового радиоизлучения в районе вспышки обнаружен один со следами газовых волокон и с характерным рентгеновским излучением. В 1979 т. недалеко от центра этого остатка сверхновой Ф. Швейцер и Дж. Миддледич обнаружили голубую звездочку 17-й величины, являющуюся, судя по спектру, белым карликом.

Забегая вперед, отметим, что к тому времени у двух остатков сверхновых - в Крабовидной туманности и Парусах Х уже были найдены и детально исследованы слабые голубые центральные звездочки, которые оказались мигающими с высокой частотой - 30 и 10 раз в секунду соответственно. Однако колебаний блеска звездочки Швейцера обнаружено не было. Могло оказаться, что эта звездочка случайно проектируется на радиоисточник и является одним из обычных объектов галактического диска перед или за остатком сверхновой. Но, с другой стороны, это мог быть и первый обнаруженный звездный остаток сверхновой I типа! Необходимо было как следует разобраться. И в январе 1982 г. со спутника, вооруженного ультрафиолетовыми спектрометрами, были получены спектры этого объекта от 1200 до 3200 . В спектрах были обнаружены линии поглощения, принадлежащие расширяющейся оболочке остатка сверхновой, расположенного перед звездой; смещение их указало скорость расширения в 5 - 6 тыс. км/с. Это сыграло решающую роль в установлении подлинной схемы развития вспышек сверхновых I типа.

Нам остается рассказать еще о яркой вспышке 1181 г., которую наблюдали, главным образом в Японии (Ф. Стефенсон насчитал шесть хроник, где она упоминалась), а так же в Китае и Европе. Она была видна полгода, одно время имела "сине-желтый" цвет и по блеску равнялась Сатурну. Вспышка произошла в созвездии Кассиопеи. Ослабление сверхновой на 4 величины за полгода характерно для II типа. На месте вспышки, установленном надежно, имеется открытый еще в 1952 г. радиоисточник нетеплового характера с яркой сердцевиной - "двойник" радиоисточника Телец А. Недавно здесь в сильно запыленном участке Млечного Пути удалось найти и волокнистую туманность, напоминающую Крабовидную. Это подтверждает принадлежность вспышки к сверхновым II типа.

Как часты вспышки сверхновых в Галактике?

К настоящему времени мы располагаем сравнительно небольшим списком наблюдавшихся сверхновых (табл. 13); в то же время найдено 135 радиоисточников, являющихся остатками сверхновых. Большинство остатков имеет большой возраст, находятся в Млечном Пути в областях сильного межзвездного поглощения. Поэтому их вспышки вообще вряд ли могли быть видны. Но среди остатков найдены и такие, вспышки которых произошли в середине прошлого века, но не наблюдались по указанным выше причинам.

Поскольку мы сами находимся в Галактике, а вспышки сверхновых не только грандиозное зрелище, но и, как мы увидим позже, влиятельный фактор в жизни нашей Солнечной системы, вопрос о том, как часты вспышки сверхновых в Галактике, далеко не академический, но и жизненно важный.

По табл. 11 в главе VII мы получили интервал между вспышками сверхновых в нашей Галактике 110 лет с неуверенностью в 60 %, т. е. возможны средние интервалы от 44 до 176 лет. Эти расчеты сделаны по наблюдениям вспышек сверхновых в других спиральных галактиках и основаны на предположении, что наша звездная система относится к типу Sb. Если же она типа Sc, то интервалы между вспышками должны быть уменьшены в 10 раз. Естественно, такие неопределенные выводы нужно проконтролировать непосредственным изучением частоты вспышек сверхновых в нашей Галактике.

Рис. 26. Расположение семи галактических сверхновых в проекции на главную плоскость Галактики.
Сверхновые отмечены датами вспышек. С - центр Галактики, - Солнце, расстояние между ними 10 кпс. НI - граница распространения нейтрального водорода в Галактике, НII-граница распространения ионизованного водорода (т. е. ярких газовых туманностей).

Недавно Г. Тамманн попытался вычислить средний интервал между вспышками по пяти сверхновым нашего тысячелетия: 1006, 1054, 1572 и 1604 гг. и Кассиопеи А. Сверхновая 1181 г. была им отброшена. Эти пять сверхновых расположены в секторе, имеющем центральный угол 50 o с вершиной в ядре Галактики (т. е. сектор составляет седьмую часть Галактики, см. рис. 26). Если мы разделим 1000 лет на пять, то получим интервал в 200 лет между вспышками в секторе или, разделив еще на 7, получим интервал в 28 лет между вспышками сверхновых для всей Галактики. Но внутри сектора имеются значительные области, где сильное поглощение света могло скрыть от нас вспышки. Кроме того, данные о средневековых наблюдениях сохранились только для северного полушария планеты, и поэтому могли остаться незамеченными вспышки в созвездиях около южного полюса неба. Не будем входить в детали соответствующих исправлений, а укажем лишь, что Тамманн получил в конце концов средний интервал в 12 лет или 8 сверхновых в столетие с возможным отклонением на 5 вспышек в ту или иную сторону.

Но можно было бы пойти по менее сложному пути. Возьмем вместо сектора с его большими неопределенностями окрестность вокруг Солнца в радиусе 8 кпс. Тогда, поскольку она хорошо изучена оптическими, рентгеновскими и радиоастрономическими методами, мы можем быть уверенными, что в ней было только шесть, молодых остатков, приведенных в табл. 13 минимум за последние 1800 лет, начиная со вспышки 185 г., а на самом деле и за еще более длительный срок. Вне окрестности оказалась сверхновая Кеплера 1604 г., вспыхнувшая где-то над центром Галактики.

Отметим, что две из шести сверхновых относятся ко II типу, а остальные - к типу I. Попробуем установить, где же вообще могут вспыхивать в Галактике сверхновые этих типов. Сверхновые I типа, судя по вспышкам в других звездных системах, встречаются на любых расстояниях от центра, а говоря более определенно - в области распространения неионизованного водорода, являющегося, в сущности, в значительной части продуктом деятельности сверхновых звезд. Что касается сверхновых II типа, то они связаны с молодыми звездами, область распространения которых в галактиках четко очерчивается светящимися газовыми туманностями - облаками ионизованного водорода.

Радиус распространения неионизованного водорода в Галактике 21 кпс, ионизованного - 16 кпс. Нетрудно поэтому вычислить долю, какую составляет наша окрестность радиусом 8 кпс, по отношению к соответствующей области распространения ионизационных стадий водорода в Галактике: 0.15 для неионизованного и 0.25 для ионизованного. В сущности, это единственные множители, которые нам нужны для вычисления средних интервалов между вспышками сверхновых обеих типов. Взяв минимальный интервал 1800 лет, мы получаем для I типа 1800:4*0.15 = 67 лет, а для II типа 1800:2*0.25 = 225 лет, или, не различая типов, около двух сверхновых в столетие. Эти числа можно считать верными с погрешностью до 50%, но, поскольку исследования радиоизлучения остатков сверхновых в зоне радиусом 8 кпс вокруг Солнца не обнаружили других объектов моложе 2500 лет, средние интервалы между вспышками, полученные выше, можно увеличить в 1.4 раза, а число вспышек за сто лет во столько же уменьшить.

Интересно отметить, что вспышки, наблюдавшиеся оптически, в течение двух Тысячелетий следовали друг за другом не с приблизительной равномерностью, "сериями": одна была во втором веке, затем был 8-вековой перерыв и в XI - XII веке произошли три вспышки, после чего снова была четырехвековая пауза, закончившаяся тремя вспышками, следовавшими в течение 32 лет на рубеже XVI - XVII веков. С тех пор длится новая четырехвековая пауза. "Серии" и "паузы" не заключают в себе особого физического смысла. Это чистые случайности в очередности малого числа событий. Так или иначе, но в течение последних четырех веков вспышки сверхновых происходили вне окрестности радиусом 8 кпс вокруг Солнца. Галактика "задолжала" нашей зоне по меньшей мере две сверхновых.

Положение Солнечной системы в Галактике таково, что нам оптически доступны наблюдения вспышек сверхновых примерно в половине ее объема, а в остальной части Галактики яркость вспышек приглушена межзвездным поглощением и удаленностью настолько, что даже в наше время они могут быть упущены и обнаружены после вспышки уже как радиоизлучающие остатки.