Cili yll ka më shumë masë se një nova apo një supernova? Shpërthimi i supernovës, pulsarët

MOSKË, 13 shkurt - RIA Novosti. Për herë të parë, shkencëtarët ishin në gjendje të shihnin një shpërthim supernova në orët e para pas lindjes së saj dhe të monitoronin se si vala e goditjes "përshpejton" elektronet në mbetjet e yllit të hedhur, sipas një artikulli të botuar në revistën Nature Physics.

"Supernovat shkëlqejnë aq shumë sa mund të shihen nga ana tjetër e universit, por zakonisht ato tashmë kanë arritur të shkatërrojnë disa nga emetimet e tyre deri në momentin që ne i vërejmë. Kjo është arsyeja pse këto vëzhgime janë kaq të vlefshme - kjo është e para. kohë ne kemi parë guaskën e gazit që rrethon një yll që po vdes.", komenton Norbert Langer nga Universiteti i Bonit (Gjermani) mbi studimin.

Shpërthimi i fundit i yllit

Supernova shpërthen si rezultat i kolapsit gravitacional të yjeve masive, kur thelbi i rëndë i yllit tkurret dhe krijon një valë rrallimi që nxjerr lëndën e lehtë të shtresave të jashtme të yllit në hapësirën e jashtme. Si rezultat, formohet një mjegullnajë gazi e ndezur, e cila vazhdon të zgjerohet për disa kohë pas shpërthimit. Supernovat e tipit 1 prodhohen nga shpërthimi i një sistemi binar të një xhuxhi të bardhë dhe një ylli më masiv, ndërsa supernova e tipit 2 më të zakonshme prodhohen nga shpërthimi i yjeve gjigantë.

Vitet e fundit, shkencëtarët kanë regjistruar qindra supernova të reja dhe kanë studiuar në mënyrë aktive shpërthimet e tyre, gjë që na ka ndihmuar të mësojmë shumë rreth asaj se si lindin elementët më të rëndë se hekuri, si mund të kishte lindur sistemi diellor dhe çfarë roli luajnë supernova në evolucionin e galaktikat dhe lindja e yjeve në to. Megjithatë, misteret kryesore të supernovës mbeten një mister për astronomët, pasi ato zakonisht gjenden disa ditë pas shpërthimit, dhe kur vala goditëse që përhapet nga qendra e supernovës nëpër të gjithë mjegullnajën e saj tashmë ka arritur të shkatërrojë një pjesë të guaskat e jashtme të yllit të vdekur.

Ofer Yaron i Institutit të Shkencave Weizmann në Rehovot, Izrael, hodhi hapin e parë drejt zhbllokimit të këtyre mistereve duke marrë fotografitë dhe të dhënat e para spektrale nga supernova iPTF 13dqy, e cila shpërtheu në konstelacionin Pegasus në galaktikën NGC 7610 vetëm tre orë pas lindja e saj. Ndodhet relativisht afër Rrugës së Qumështit, vetëm 160 milionë vite dritë larg, gjë që i lejoi shkencëtarët të studionin këtë shpërthim në detaje duke përdorur teleskopin Swift dhe Observatorin Palomar me bazë në tokë.

Vetë iPTF 13dqy është një supernova e zakonshme e tipit 2 që shpërtheu në qiellin e natës më 6 tetor 2013. Falë faktit që u zbulua shpejt, shkencëtarët ishin në gjendje të ekzaminonin predha gazi të nxjerra nga paraardhësi i tij në milionat e fundit të jetës para vdekjes.

Llambë supernova

Këto predha, siç thonë shkencëtarët, janë burimi i flakërimeve më të fuqishme të krijuara nga një supernova. Gazi në to përplaset me një valë goditëse që buron nga zorrët e një ylli që vdes dhe nxehet në temperatura ultra të larta, si rezultat i së cilës elektronet "shpëtojnë" nga atomet dhe gjenerojnë rreze të fuqishme ultravjollcë dhe lloje të tjera valësh elektromagnetike. . Forca, kohëzgjatja dhe karakteristikat e tjera të këtij rrezatimi varen nga struktura e predhave të ish-yllit, falë të cilave Yaron dhe kolegët e tij ishin në gjendje të "shikonin" strukturën e tij duke vëzhguar luhatjet në shkëlqimin e linjave individuale në spektrin e iPTF 13dqy në orët e para të ekzistencës së tij.

© Ofer Yaron

Këto vëzhgime treguan se diametri i këtij topi gazi dhe pluhuri është mjaft i madh - rreth 20 minuta dritë, ose rreth 360 milion kilometra. Kjo distancë korrespondon me afërsisht të njëjtën distancë në të cilën ndodhet brezi kryesor i asteroideve midis Jupiterit dhe Marsit në raport me Diellin. Të gjitha gjurmët e kësaj strukture duhet të ishin zhdukur afërsisht 10 ditë pasi ylli shpërtheu dhe vala goditëse arriti në qoshet më të largëta të "fshikëzës" së tij të gazit dhe pluhurit.

Ekzistenca e kësaj strukture gazi dhe pluhuri tregon se në vitin e fundit të jetës së tij, ylli që po vdiste nxori sasi rekord gazi dhe pluhuri në hapësirën përreth, duke humbur afërsisht 0.1% të masës së Diellit gjatë kësaj kohe. Kjo ishte e mundur, sipas shkencëtarëve, vetëm nëse brendësia e yllit do të ishte jashtëzakonisht e paqëndrueshme në ditët e fundit të jetës së tij.

Kjo marrëdhënie midis emetimeve dhe proceseve brenda një ylli që çojnë në shpërthimin e tij mund t'i ndihmojë astrofizikanët të parashikojnë më saktë se si shpërthejnë supernova dhe sa shpejt kandidati më i afërt me Tokën, supergjigandi i kuq Betelgeuse në yjësinë e Orionit, vetëm një distancë e thjeshtë nga Toka. do të shpërthejë 640 vite dritë. Studiuesit shpresojnë se zbulimi i supernovave të tjera të hershme do ta sqarojë këtë çështje.

Një shpërthim supernova është një ngjarje me përmasa të pabesueshme. Në fakt, një shpërthim supernova nënkupton fundin e ekzistencës së tij ose, që ndodh gjithashtu, rilindjen si një vrimë e zezë ose yll neutron. Fundi i jetës së një supernova shoqërohet gjithmonë nga një shpërthim i forcës së madhe, gjatë të cilit materia e yllit hidhet në hapësirë ​​me shpejtësi të jashtëzakonshme dhe në distanca të mëdha.

Një shpërthim supernova zgjat vetëm disa sekonda, por gjatë kësaj periudhe të shkurtër kohe çlirohet një sasi thjesht fenomenale energjie. Për shembull, një shpërthim supernova mund të lëshojë 13 herë më shumë dritë se një galaktikë e tërë e përbërë nga miliarda yje, dhe sasia e rrezatimit të lëshuar në sekonda në formën e valëve gama dhe rreze X është disa herë më shumë se mbi miliarda vjet. jeta.

Meqenëse shpërthimet e supernovës nuk zgjasin shumë, veçanërisht duke pasur parasysh shkallën dhe madhësinë e tyre kozmike, ato njihen kryesisht nga pasojat e tyre. Pasoja të tilla janë mjegullnajat e mëdha të gazit, të cilat vazhdojnë të shkëlqejnë dhe zgjerohen në hapësirë ​​për një kohë shumë të gjatë pas shpërthimit.

Ndoshta mjegullnaja më e famshme e formuar si rezultat i një shpërthimi supernova është Mjegullnaja e Gaforres. Falë kronikave të astronomëve të lashtë kinezë, dihet se ajo u ngrit pas shpërthimit të një ylli në yjësinë Demi në 1054. Siç mund ta merrni me mend, blici ishte aq i ndritshëm sa mund të vëzhgohej me sy të lirë. Tani, Mjegullnaja e Gaforres mund të shihet në një natë të errët me dylbi të zakonshme.

Mjegullnaja e Gaforres ende po zgjerohet me një shpejtësi prej 1500 km në sekondë. Për momentin, madhësia e saj i kalon 5 vjet dritë.

Fotografia e mësipërme përbëhet nga tre imazhe të marra në tre spektra të ndryshëm: rreze X (teleskopi Chandra), infra të kuqe (teleskopi Spitzer) dhe optik konvencional (). Rrezet X janë blu dhe vijnë nga një pulsar, një yll tepër i dendur i formuar pas një supernova.

Mjegullnaja Simeiz 147 është një nga më të mëdhatë e njohura për momentin. Një supernova që shpërtheu afërsisht 40,000 vjet më parë krijoi një mjegullnajë 160 vite dritë të gjerë. Ajo u zbulua nga shkencëtarët sovjetikë G. Shayon dhe V. Gaze në 1952 në Observatorin Simeiz me të njëjtin emër.

Fotoja tregon shpërthimin e fundit të supernovës që mund të vëzhgohej me sy të lirë. Ndodhi në vitin 1987 në galaktikën e Resë së Madhe të Magelanit në një distancë prej 160,000 vjet dritë nga ne. Me interes të madh janë unazat e pazakonta në formën e numrit 8, natyrën e vërtetë të të cilave shkencëtarët ende vetëm spekulojnë.

Mjegullnaja Medusa nga konstelacioni Binjakët nuk është studiuar aq mirë, por është shumë e popullarizuar për shkak të bukurisë së saj të paparë dhe yllit të madh shoqërues, i cili ndryshon periodikisht shkëlqimin e tij.

Është mjaft e rrallë që njerëzit të mund të vëzhgojnë një fenomen kaq interesant si një supernova. Por kjo nuk është një lindje e zakonshme e një ylli, sepse deri në dhjetë yje lindin në galaktikën tonë çdo vit. Një supernova është një fenomen që mund të vërehet vetëm një herë në njëqind vjet. Yjet vdesin kaq shkëlqyeshëm dhe bukur.

Për të kuptuar pse ndodh një shpërthim supernova, duhet të kthehemi në vetë lindjen e yllit. Hidrogjeni fluturon në hapësirë, i cili gradualisht grumbullohet në re. Kur reja është mjaft e madhe, hidrogjeni i kondensuar fillon të grumbullohet në qendër të saj dhe temperatura gradualisht rritet. Nën ndikimin e gravitetit, grumbullohet bërthama e yllit të ardhshëm, ku, falë temperaturës së rritur dhe gravitetit në rritje, fillon të zhvillohet reaksioni i shkrirjes termonukleare. Sa hidrogjen mund të tërheqë një yll në vetvete përcakton madhësinë e tij të ardhshme - nga një xhuxh i kuq në një gjigant blu. Me kalimin e kohës vendoset ekuilibri i punës së yllit, shtresat e jashtme bëjnë presion mbi bërthamën dhe bërthama zgjerohet për shkak të energjisë së shkrirjes termonukleare.

Ylli është unik dhe, si çdo reaktor, një ditë do t'i mbarojë karburanti - hidrogjeni. Por që ne të shohim se si shpërthen një supernova, duhet të kalojë edhe pak kohë, sepse në reaktor, në vend të hidrogjenit, u formua një lëndë djegëse tjetër (helium), të cilën ylli do të fillojë ta djegë, duke e kthyer atë në oksigjen dhe më pas në karbonit. Dhe kjo do të vazhdojë derisa në bërthamën e yllit të formohet hekuri, i cili gjatë një reaksioni termonuklear nuk çliron energji, por e konsumon atë. Në kushte të tilla, mund të ndodhë një shpërthim supernova.

Bërthama bëhet më e rëndë dhe më e ftohtë, duke bërë që shtresat e sipërme më të lehta të bien mbi të. Fusioni fillon përsëri, por këtë herë më shpejt se zakonisht, si rezultat i të cilit ylli thjesht shpërthen, duke e shpërndarë lëndën e tij në hapësirën përreth. Në varësi të të njohurve mund të mbetet edhe pas saj - (një substancë me një densitet tepër të lartë, e cila është shumë e lartë dhe mund të lëshojë dritë). Formacione të tilla mbeten pas yjeve shumë të mëdhenj që arritën të prodhonin shkrirje termonukleare me elementë shumë të rëndë. Yjet më të vegjël lënë pas yje të vegjël neutron ose hekuri, të cilët pothuajse nuk lëshojnë dritë, por gjithashtu kanë një densitet të lartë të materies.

Novas dhe supernova janë të lidhura ngushtë, sepse vdekja e njërës prej tyre mund të nënkuptojë lindjen e një të reje. Ky proces vazhdon pafund. Një supernova bart miliona ton lëndë në hapësirën përreth, e cila përsëri mblidhet në re dhe fillon formimi i një trupi të ri qiellor. Shkencëtarët pohojnë se të gjithë elementët e rëndë që ndodhen në sistemin tonë diellor janë “vjedhur” nga Dielli gjatë lindjes së tij nga një yll që dikur shpërtheu. Natyra është e mahnitshme dhe vdekja e një gjëje gjithmonë nënkupton lindjen e diçkaje të re. Materia shpërbëhet në hapësirën e jashtme dhe formohet në yje, duke krijuar ekuilibrin e madh të Universit.

Për herë të parë, astrofizikanë nga Evropa dhe Amerika e Veriut ishin në gjendje të gjurmonin evolucionin e një ish-supergjiganti të kuq vetëm tre orë pasi shpërtheu si një supernova e tipit II. Një shpërthim në galaktikën fqinje NGC 7610, i regjistruar në Tokë më shumë se tre vjet më parë, tërhoqi vëmendjen e shumë shkencëtarëve. flet për hulumtimin mbi këtë ngjarje, i cili u botua në revistën Nature Physics.

Sot, shkencëtarët kanë një kuptim relativisht të mirë të proceseve që i paraprijnë shkatërrimit të yjeve të rëndë (shterimi i karburantit termonuklear ose kolapsi gravitacional) dhe fatin e tyre të mëtejshëm. Yjet që janë disa herë më të rëndë se Dielli dhe dhjetëra mijëra herë më të shndritshëm kthehen në supergjigantë të kuq, duke humbur rreth dhjetë për qind të masës së tyre ndërsa evoluojnë. Shpërthimi i bën objekte të tilla jashtëzakonisht të ndritshme, kështu që ato mund të vëzhgohen edhe në galaktikat më të largëta.

Ndërkohë, vëzhgimi në kohë reale i shpërthimeve të supernovës, për shkak të rrallësisë statistikore, deri më tani ka mbetur i paarritshëm për astronomët. Për shembull, vlerësimet e disponueshme tregojnë se një supernova në Rrugën e Qumështit shpërthen mesatarisht më pak se një herë në vit. Në një studim të ri, shkencëtarët ishin në gjendje të gjurmonin një objekt në galaktikën NGC 7610, karakteristikat spektrale të të cilit, të marra vitet e fundit, treguan paqëndrueshmërinë e tij ekstreme (humbje të shpejtë të masës) dhe, si rezultat, një probabilitet të lartë për të shpërthyer si një supernova.

Galaktika spirale me hekura NGC 7610 ndodhet në yjësinë Pegasus në një distancë prej 50,95 megaparseks nga Toka. Objekti iPTF 13dqy (i njohur ndryshe si SN 2013fs) që shpërtheu në të është një supernova e zakonshme e tipit II (spektri i saj përmban linja hidrogjeni). Ai u vëzhgua për herë të parë në kohë reale më 6 tetor 2013 duke përdorur sistemin e automatizuar iPTF (Intermediate Palomar Transient Factory) dhe përsëri pas 50 minutash. SN 2013fs u vëzhgua për të tretën herë një ditë më vonë duke përdorur instrumentin shkencor WiFeS (WideField Spectrograph) të teleskopit të Universitetit Kombëtar Australian.

Imazhi: Fizikë e natyrës

Pas kësaj, vëmendja e shkencëtarëve ndaj objektit iPTF 13dqy u rrit ndjeshëm. SN 2013fs filloi të vëzhgohej pothuajse në të gjithë gamën e gjatësisë së valës elektromagnetike - rreze X, ultravjollcë, optike dhe infra të kuqe. Ekspertët kanë marrë të dhënat e mëposhtme, të cilat përshtaten në mënyrë të përkryer me idetë ekzistuese rreth evolucionit të një supergjigandi të kuq - një yll i shkatërruar gjatë një shpërthimi supernova.

Shkatërrimi i bërthamës supergjigante të kuqe fillon formimin e një vale goditëse supersonike. Kur arrin në sipërfaqen e yllit, objekti fillon të shkëlqejë me shkëlqim në pjesën e dukshme të rrezatimit - ndodh ajo që zakonisht quhet një shpërthim supernova. Në të njëjtën kohë, degjenerimi i yllit shoqërohet me rrezatim të fortë ultravjollcë. Kohëzgjatja dhe forca e ndezjes varen nga struktura e guaskës së yllit paraardhës dhe shpejtësia me të cilën ai humbet masën.

Rrezatimi ultravjollcë provokon fotojonizimin e atomeve në renë e gazit që rrethon supernovën. Kur gazi bëhet mjaft i dendur, ndodh rikombinimi i shpejtë (procesi i kundërt i jonizimit - kapja e elektroneve nga jonet), dhe atomet që rezultojnë krijojnë linja karakteristike të emetimit. Korniza kohore e këtij procesi i lejoi shkencëtarët të përcaktojnë kufijtë në të cilët u përhap materia pas shpërthimit të supernovës iPTF 13dqy - afërsisht 20 orë dritë.

Ndërkohë, shkencëtarët nuk janë në gjendje të përshkruajnë me saktësi proceset që kanë ndodhur në atmosferën e supergjigantit të kuq përpara shpërthimit të tij. Faktori përcaktues në këtë rast është shkalla e humbjes së materies nga ylli, në fakt, shpejtësia e ndarjes së tij nga ylli. Nëse kjo e fundit është 50 kilometra në sekondë, ylli filloi të humbasë me shpejtësi masën e tij rreth dhjetë vjet më parë. Nëse kjo vlerë është dhjetë herë më pak - rreth pesë kilometra në sekondë, atëherë inflacioni i yllit zgjati qindra vjet. Përveç kësaj, duke ndjekur shembullin e supergjigantit të kuq Betelgeuse, i cili me siguri po përgatitet të shpërthejë si një supernova, mbështjellja e gazit e yllit në degjenerim mund të jetë përgjithësisht në një gjendje të palëvizshme.

Qëllimi për të cilin tani po përpiqen shkencëtarët është të vëzhgojnë një yll në momentin e rilindjes së tij, dhe jo vetëm disa orë pas shpërthimit të tij si një supernova. Vëzhgimi na ndihmon t'i afrohemi kësaj - të paktën, na lejon të zgjedhim skenarët më të njohur të shpërthimit të yjeve. Mund të duket se në fakt kjo nuk është hera e parë që shkencëtarët kanë vëzhguar një shpërthim supernova. Nga një këndvështrim kjo është e vërtetë, por jo plotësisht.

Hera e parë që një supernova shpërtheu disa orë më vonë u vëzhgua në vitin 2008. Më pas, një blic i fortë i rrezatimit ultravjollcë u regjistrua në galaktikën NGC 2770, që zgjati disa orë. Me shumë mundësi, si iPTF 13dqy, ai u shoqërua me formimin e një valë shoku nga ylli paraardhës. Më pas, ngjarja SNLS-04D2dc u vëzhgua në intervalin optik. Megjithatë, një analizë sistematike spektrale e kësaj ngjarje nuk është kryer. Arsyet për këtë qëndrojnë në vetë natyrën e zbulimit: ai ishte aksidental dhe shkencëtarët nuk ishin të përgatitur për të.

Ngjarjet iPTF 13dqy dhe SNLS-04D2dc - domethënë shpërthimet e supernovës së tipit II - ndodhën me ndriçues të vetëm. Një tjetër skenar është shpërthimi i një xhuxhi të bardhë. Ndodh si një shpërthim i tipit I të supernovës dhe shkaku i tij është prania e një ndriçuesi të dytë satelitor. Lënda nga ky i fundit bie mbi xhuxhin e bardhë, gjë që çon në tejkalimin e masës së saj të kufirit Chandrasekhar, domethënë në kolaps gravitacional. Një ngjarje e tillë ndodhi në vitin 2009, kur u bë e mundur të vëzhgohej drejtpërdrejt një shpërthim supernova dhe të konfirmohej teoria që përshkruan transferimin masiv midis shoqëruesve në sistemin binar V1213 Cen.

Hedhja e zarfit nga xhuxhi i bardhë filloi gjashtë ditë pas rënies së fundit të shkëlqimit të tij. Shkencëtarët besojnë se në qindra vjet shpërthimi, i shoqëruar nga një rritje afatshkurtër e shkëlqimit të yllit me tre renditje të madhësisë, do të përsëritet. Vetitë e sistemit binar në këtë rast varen nga shpejtësia e transferimit të masës - sa shpejt materia nga shoqëruesi i vogël kalon te xhuxhi i bardhë. Të dhënat e disponueshme tregojnë një shkallë të ulët të transferimit të masës midis yjeve në sistemin binar V1213 Cen. Objektet u monitoruan për një kohë mjaft të gjatë - që nga viti 2003, si pjesë e projektit OGLE (Optic Gravitational Lensing Experiment), u regjistruan ndryshime periodike në shkëlqimin e yllit V1213 Cen, i cili përfundoi në një shpërthim supernova vetëm gjashtë vjet më vonë.

"Pse dhe si yjet masivë shpërthejnë si supernova është një nga pyetjet e hapura në astrofizikë," shënojnë autorët në botim. - Yjet masivë i shndërrojnë elementët e dritës në më të rëndë. Në vitet e fundit të ekzistencës së tyre (një periudhë e shkurtër kohore që zgjat për disa yje nga një deri në dhjetë milionë vjet), këta yje djegin lëndë djegëse të rënda, produktet e shkrirjes së hidrogjenit dhe heliumit, derisa bërthama e hekurit rritet dhe shembet. Megjithëse astronomët i kuptojnë mekanizmat bazë që çojnë në shpërthimet e supernovës, elementët e detajuar të figurës janë ende të paqarta.

K. Lundmark ishte i pari që foli për shpërthimet e supernovës në Galaxy tonë në 1921. Ai besonte se ndezjet e shndritshme të vëzhguara në mesjetën e lashtë dhe të mesme ishin nova galaktike dhe ato yje që më vonë u quajtën supernova. Duke vënë në dukje shpërthimin e vitit 1054 të vëzhguar në Kinë, ai tregoi se vendndodhja e saj ishte afër mjegullnajës së gaforres - një grumbull i gaztë i një strukture fibroze që i ngjan një gaforre. Është kurioze që kjo mjegullnajë u studiua gjithashtu në vitin 1921 nga astronomët amerikanë K. Lampland dhe J. Duncan dhe të dy zbuluan se ajo po zgjerohej sistematikisht dhe kohëzgjatja e zgjerimit të saj ishte pothuajse nëntë shekuj.

Tani është e lehtë për ne të krahasojmë këto fakte dhe të përcaktojmë koincidencën e shpërthimit me formimin e mjegullnajës, por as Lundmark dhe as studiuesit amerikanë nuk bënë një përfundim të tillë. Vetëm shtatë vjet më vonë, E. Hubble e vuri re fillimisht këtë rastësi kalimthi, dhe dhjetë vjet më vonë Lundmark tha me besim se Mjegullnaja e Gaforres u formua si rezultat i shpërthimit të vitit 1054. Ai gjeti madhësinë e dukshme të shpërthimit dhe distancën nga "Gaforrja" dhe mori vlerën e tij absolute yjore një vlerë që doli të ishte shumë më e lartë se ajo e një të reje të zakonshme. Kjo vërtetoi se në vitin 1054 ndodhi një shpërthim supernova në galaktikë. Jo më pak e rëndësishme ishte vendosja e faktit se një mjegullnajë në zgjerim mbeti në vendin e saj. Arsyeja e vonesës shtatëmbëdhjetëvjeçare, me sa duket, ishte se kronika më autoritare e lashtë kineze thoshte se "një yll mysafir u shfaq disa centimetra në juglindje të Tian Guan (siç quhej pamja e yjeve dhe kometave në Kinë). "Një inç" në këtë rast është afërsisht një shkallë e gjysmë e harkut të sferës qiellore. Zakonisht besohej se ylli kryesor i yjësisë "Tian Guan" ("Pengesa Qiellore") ishte $\zeta$ Demi (Fig. 23). Sidoqoftë, Mjegullnaja e Gaforres ndodhet jo në juglindje, por në veriperëndim të këtij ylli. Më duhej të dyshoja se kishte një gabim në tekstin kinez.

Oriz. 23. Konstelacioni Demi dhe rrethinat e tij.
Në skajin e majtë të hartës ka ndarje shkallësh, një vijë e trashë me ndarje shkallësh është ekliptika. Kufijtë e yjësisë Demi dhe yjësive të tjera moderne përshkruhen me një vijë me pika, yjet kryesore tregohen nga shkronjat e alfabetit grek. Konfigurimet e yjësive kineze përshkruhen në vija të forta, emrat e tyre janë dhënë me shkronja të pjerrëta. Mjegullnaja e Gaforres është shënuar me një X.

Por mundësia e gabimit refuzohet fuqishëm nga specialistët e historisë së shkencës në Kinën e lashtë. Në vitin 1971, specialisti i astronomisë së lashtë kineze Ho Ping-yu (Malajzi) dhe sinologët amerikanë F. Paar dhe P. Parsons treguan një tekst tjetër me një përshkrim të ngjashëm të shpërthimit në juglindje të Tian Guan. Prandaj, nuk kishte asnjë gabim në kronikë. Duhet të kërkojmë një arsye tjetër për konfuzionin në përcaktimin e vendndodhjes së shpërthimit. Autori i këtij libri me sa duket ia doli me këtë.

Në tabelat e lashta kineze të yjeve nuk ka pothuajse asnjë yjësi me të njëjtët emra, dhe vetëm "Tian Guan" doli të jetë pesë: në yjësitë moderne Demi, Virgjëresha, Shigjetari, Binjakët dhe Bricjapi. Një tjetër nga studiuesit e parë të sistemit të konstelacionit kinez, G. Schlegel, vuri në dukje në 1875 se secila prej këtyre "Pengesat Qiellore" përbëhet nga dy yje të ndritshëm, por gjëja kryesore - që linja midis këtyre yjeve pengues domosdoshmërisht kalon ekliptikën - mbeti pa u vënë re. Por ky ishte qëllimi i këtyre yjësive të veçanta: ata luajtën rolin e barrierave reale, duke bllokuar në pesë vende "autostradën qiellore" kryesore - ekliptikën, në zonën ku ndodh lëvizja e trupave qiellorë: planetët. , Dielli dhe Hëna.

Schlegel dhe të tjerët pas tij e konsideruan yllin e dytë të "Tian Guan" në Demi si një yll të zbehtë në jug të Demit dhe nuk morën parasysh që një pengesë e tillë nuk kalon ekliptikën. Ky ishte një gabim që çoi në konfuzion në përcaktimin e vendndodhjes së shpërthimit të supernovës.

Një palë yje natyrale që plotëson kërkesat tona është Demi. Nga rruga, Hipparchus i quan ata "brirët" e Demit, i cili takohet me ta ndriçuesit që lëvizin përgjatë ekliptikës - një rol mjaft i ngjashëm me "Pengesat Qiellore"! Pse, deri më tani, ata nuk i kanë kushtuar vëmendje Demit si një përbërës natyral dhe, për më tepër, përbërësi kryesor i ndritshëm i "Tian Guan"? Për shkak se lidhja midis barrierave dhe ekliptikës nuk u identifikua, dhe përveç kësaj, ky yll ishte një nga yjet kryesore të yjësisë fqinje "U-Che" ("Pesë qerre"), e vendosur në vendin e plejadës sonë Auriga. Por ky ishte gjithashtu një kundërshtim i parëndësishëm, sepse "Tian Guani" nuk janë yjësi krejtësisht të pavarura: te Shigjetari dhe Binjakët janë njëkohësisht pjesë e yjësive fqinje. Është e njëjta gjë me “Barrierën” te Demi.

Ishte rreptësisht e zakonshme që kinezët të tregonin pozicionin e "yllit mysafir" në lidhje me yllin më të ndritshëm në yjësi. Në Tian Guan në Demi, tani duhet ta konsiderojmë Demin si një yll të tillë, dhe më pas teksti i diskutueshëm nga kronika kineze merr një interpretim të qartë: "në juglindje të Demit në një distancë prej disa gradësh". Në juglindje të këtij ylli, shtatë gradë larg tij, ndodhet Mjegullnaja e Gaforres.

Ne do të flasim shumë më tepër për Mjegullnajën e Gaforres në kapitujt pasues, sepse ajo ka luajtur një rol të jashtëzakonshëm në kërkimet astrofizike. Prandaj, informacioni i detajuar rreth blicit është me interes të veçantë: shkëlqimi, ngjyra, ndryshimet e tyre dhe veçoritë e tjera. Sidoqoftë, nuk ka pothuajse asnjë krahasim të drejtpërdrejtë të shkëlqimit të yllit të ndezur me ndonjë gjë tjetër. Megjithatë, një përpjekje për të studiuar problemin u bë në vitin 1942 nga astronomi holandez J. Oort dhe amerikani N. Mayall. Ata vërtetuan nga tekstet kineze se supernova u vu re për herë të parë më 4 korrik, dhe ajo ishte e dukshme edhe në errësirë ​​për 23 ditë, dhe u vëzhgua natën deri në mes të prillit 1056.

Nëse marrim parasysh se Venusin mund ta shohim kur Dielli nuk ka perënduar, kur shkëlqimi i saj e kalon madhësinë yjore - 3,5 dhe supernova pushon së qeni i dukshëm natën, pasi shkëlqimi i saj ka rënë në madhësinë e 5-të, gjejmë se ylli është dobësuar me 8.5 magnituda yjore gjatë 650 ditëve, mesatarisht me 1.3 magnitudë për njëqind ditë. Por ne tani e dimë se një shkallë kaq e ngadaltë e kalbjes, e kombinuar me një shkallë të ulët të zgjerimit të mbështjelljes (siç vërehet në Mjegullnajën e Gaforres), është e mundur vetëm në supernova e tipit II.

Oort dhe Mayall hodhën poshtë disa referenca për datat e mëparshme për vëzhgimet e supernovës, në veçanti të dhënat japoneze që datojnë nga fundi i majit, pasi supernova më pas u errësua nga Dielli dhe nuk mund të shihej, dhe tre tekste kineze që deklaronin se në 1054 kishte një eklips të Diellit gjatë ditës dhe një "yll mysafir" u shfaq në "shtëpinë hënore të Maos" (Pleiades). Vendet dhe momentet e të gjitha eklipseve janë llogaritur saktësisht në "Kanunin e Eklipseve" nga T. Oppolzer, dhe eklipsi i përmendur ndodhi në hënën e re të majit në Kinën jugore pasdite të 9 majit 1054. Tani, 40 vjet pas punës së Oort dhe Mayall, mund të themi se si teksti japonez ashtu edhe ai kinez nuk përmbanin gabime: supernova u pa në maj. Përkthyesit modernë gabuan. Por kjo u bë e qartë pasi u gjetën informacione rreth vëzhgimeve të supernovës në Armeni.

Në vitin 1969, studiuesit sovjetikë I.S. Astapovich dhe B.E. Tumanyan u gjet në depon e Matenadaran të dorëshkrimeve të lashta armene dhe në 1975 teksti astronomik i Etum Patmich u deshifrua përfundimisht. Përkthyer, thoshte se në vitin 1054 "një yll u shfaq në diskun e Hënës kur kishte një hënë të re më 14 maj në gjysmën e parë të natës". Tashmë e dimë se sipas kalendarit modern, hëna e re ishte më 9 maj dhe pak më shumë se një ditë më vonë, siç tregojnë llogaritjet. Hëna iu afrua sa më shumë një supernova. Ky moment mund të vërehej në Jerevan më 10 maj gjatë perëndimit të Hënës, e cila, një ditë pas hënës së re, dukej si një gjysmëhënë jashtëzakonisht e ngushtë. Por supernova ishte pothuajse katër diametra hënor poshtë Hënës. N.S. Astapovich tregoi bindshëm se kjo distancë në horizont mund të reduktohet ndjeshëm nga tre efekte optike: paralaksa horizontale e Hënës, rrezatimi dhe thyerja anormale e dritës së yjeve në horizont. Rrjedhimisht, mund të vërehej pamja e mrekullueshme e një ylli të ndritshëm në afërsi të gjysmëhënës.

Nëse Patmich pa një supernova, atëherë tekstet që shënojnë pamjen e saj gjatë një eklipsi janë të sakta. Fakti është se referenca për "shtëpinë hënore të Maos" me sa duket i referohet vetëm Diellit, i cili në kohën e eklipsit ishte në të vërtetë në Plejada. Ndoshta teksti vuri në dukje se në qiell, të errësuar gjatë eklipsit, midis yjeve të njohur ata panë gjithashtu një "yll mysafir". Kur eklipsi mbaroi, ai u zhduk në dritën e ditës, prandaj nuk ishte ende mjaft i ndritshëm dhe arriti maksimumin e tij të nesërmen. Deri në fillim të korrikut, për gati dy muaj, mund të ishte më i ndritshëm se -3.5 ballë dhe, me raste, të vëzhgohej në sfondin e qiellit blu kur Dielli nuk kishte perënduar ende. Një qëndrim i gjatë në maksimum është gjithashtu karakteristik, siç e dimë, për supernovat e tipit II - ky është një argument tjetër në favor të një klasifikimi të tillë të shpërthimit.

Përveç vëzhgimit të mundshëm të një supernova në Armeni, rrethana të tjera që lidhen me shpërthimin e vitit 1054 tani janë të njohura, besueshmëria e të cilave është e kushtëzuar, por ato janë të kombinuara në mënyrë të besueshme me informacione të tjera më të besueshme rreth supernovës. Po flasim për gdhendje shkëmbore në shkretëtirën veriore të Arizonës.

Në vitin 1955, arkeologu amerikan W. Miller zbuloi atje dy piktura shkëmbore me një temë të pazakontë për indianët e Amerikës së Veriut, domethënë, që përmbanin motive të një hëne gjysmëhënës dhe një rreth që përshkruan një yll (Fig. 24). Një vizatim ishte në një shpellë në malin e Tavolinës së Bardhë dhe përshkruante një hënë të re me një yll të ndritshëm në bririn e saj të poshtëm, dhe një tjetër, e vendosur afër të parit në murin e Kanionit Navajo, përshkruante një drapër përballë nga ana tjetër, d.m.th., një plak. Hëna dhe një yll poshtë saj.

Oriz. 24. Arti shkëmbor i Arizonës.
Vizatimi i majtë u gjet në një shpellë mali të Tabela e Bardhë dhe përshkruan një hënë të re që i afrohet një ylli, vizatimi i djathtë është në murin e Kanionit Navajo; hënë e vjetër dhe yll i ndritshëm.

Mbetjet e qymyrit në vatrat e shpellave dhe stili i pikturave në këtë pjesë të kanionit tregonin se shpellat ishin të banuara nga Indianët Navajo në shekujt 10-12. Me shumë mundësi, indianët u mahnitën nga spektakli spektakolar i afërsisë së Hënës dhe supernovës së vitit 1054. Afrimi i Hënës me yjet e vendosur në rrugën e saj ndodh pikërisht pas 27 ditësh e 7 orësh. Në veçanti, Hëna e vjetër iu afrua një supernova më 4 qershor 1054, pak pasi u bë e dukshme në Kinë. Modeli në kanion mund të korrespondojë me këtë ngjarje. Sa i përket vizatimit në shpellë, Milleri dhe astronomët që e ekzaminuan më vonë besuan se artisti antik kishte ndryshuar imazhin e Hënës, siç ndodh me bashkëkohësit tanë nëse u kërkohet në befasi të vizatojnë Hënën nga kujtesa. Për të konfirmuar këtë fakt, madje u kryen eksperimente masive, duke konfirmuar mosvëmendjen e bashkëkohësve tanë. Epo, siç ka ndodhur tashmë, artisti antik u akuzua përsëri për gabime.

Oriz. 25. Kurbat e dritës së pesë supernovave galaktike.
Horizontalisht - faza në ditë, vertikalisht - madhësi të dukshme. 1 - Supernova Kineze 185 2 - Supernova 1006 3 - Supernova 1054, 4 - Supernova Brahe 1572, 5 - Supernova Kepler 1604

Por krahasimi me njeriun modern nuk i qëndron kritikës. Hëna në epokën e neolitit dhe për një kohë të gjatë më pas ishte për njerëzit jo një llambë e thjeshtë nate, por edhe një orë dhe një kalendar. Nga pozicioni në qiell dhe faza, mund të gjykohet koha e ditës dhe ditës në muajin hënor. Ishte ende e pamundur të ngatërronim Hënën e re me atë të vjetër, sepse Hëna e re është e dukshme në mbrëmje, dhe e vjetra në mëngjes.

Me sa duket u përshkruan dy ngjarje të ndryshme. I.S. Astapovich tërhoqi vëmendjen për faktin se vizatimi në shpellë, i cili u konsiderua i përmbysur, korrespondon pikërisht me afrimin e majit të Hënës ndaj supernovës, e cila u pa më 10 maj në Armeni gjatë perëndimit të diellit. Por në Arizona ky moment ishte gjatë ditës, Hëna u bë e dukshme vetëm disa orë më vonë, kur filloi të perëndonte. Distanca midis tij dhe yllit kur vendosej në Arizona nuk ishte më minimale.

Në Fig. Figura 25 tregon lakoren e vlerësuar të dritës të Supernovës 1054. Në maksimum, ajo arriti madhësinë -5, dhe klasa fotometrike ishte ndoshta II.5.

Kërkimi për supernova galaktike

Në vitet 1943-1945. Astronomi sovjetik B.V. Kukarkin dhe astronomi amerikan V. Baade hetuan, pavarësisht nga njëri-tjetri, dy supernova të tjera galaktike. Këto ishin shpërthimet më të shndritshme të yjeve në prag të epokës teleskopike, të njohura si Nova e Tycho Brahe e 1572 dhe Nova e Johannes Kepler e vitit 1604. Bashkëkohësit tanë përfituan nga krahasimet e shkëlqimit të novae me shkëlqimin e planetëve dhe yjeve fqinjë të dhënë në veprat e Brahe dhe Keplerit. Tani është e mundur të llogariten me saktësi madhësitë e planetëve për çdo moment në të kaluarën, dhe madhësitë e yjeve të dukshme me sy të lirë janë të njohura me saktësi. Kjo bëri të mundur rindërtimin e kthesave të dritës të të dy ndezjeve të ndritshme (ato janë paraqitur në Fig. 25). Të dhënat historike koreane për Nova-n e Keplerit gjithashtu u gjetën në mënyrë të pabarabartë, të cilat plotësuan ndjeshëm vëzhgimet evropiane. Shkëlqimi maksimal i Supernovës së vitit 1572, sipas përcaktimeve tona, ishte -4.5, dhe ai i Supernovës së vitit 1604 ishte -3.5, d.m.th., në të dyja rastet arriti shkëlqimin e Venusit. Por gjëja më interesante është se kthesat e tyre të dritës jo vetëm që ishin qartësisht të tipit I, por të dyja ishin më të përshtatshme për klasën fotometrike I.12.

Në vendet e ndezjeve, fillimisht në Nova Keplera dhe më pas në Nova Brahe, W. Baade zbuloi mjegullnajë të zbehta fibroze të rreckosura. Megjithëse këto mjegullnaja ndryshojnë në detaje nga mjegullnaja e Gaforres, ajo ishte ende një shenjë e re për kërkimin e supernovave në galaktikën tonë, duke përfshirë ato që, për një arsye ose një tjetër, nuk u vëzhguan si shpërthime në të kaluarën. Prandaj, ishte krejt e natyrshme të supozohej, e parashtruar në 1946 nga Oort, se mjegullnaja e madhe e filamentit në yjësinë Cygnus është gjithashtu një mbetje supernova që kishte kohë që kishte ngecur në gazin ndëryjor. Mbi tre duzina mjegullnaja të tilla filamentare janë gjetur tashmë në qiell. Më të ndritshmet prej tyre u studiuan nga astrofizikanët sovjetikë G.A. Shain dhe V.F. Gaza. Të gjitha këto mbetje të supernovës janë mijëra vjet të vjetra.

Në vitin 1948, u zbuluan burimet e para të forta të emetimit të radios kozmike, disa prej tyre në rajonin e Rrugës së Qumështit. Këto burime u quajtën Shigjetari A (më vonë u gjet në bërthamën e galaktikës), Cassiopeia A dhe Demi A. Në atë kohë, radioteleskopët përcaktuan pozicionin e burimit të radios në qiell në mënyrë shumë të përafërt, por një vit më vonë radioastronomi australian J. Bolton dhe kolegët e tij zbuluan se burimi i tyre i mëparshëm i radios Taurus A përkon në pozicionin me Mjegullnajën e Gaforres.

Një studim i këtij burimi radio në disa gjatësi vale tregoi se intensiteti i tij rritet me kalimin në valë më të gjata. Ky ishte një fakt i rëndësishëm, pasojat e të cilit u kuptuan më vonë. Tashmë e dimë se trupat qiellorë të ndezur lëshojnë valë në rrezen e radios, por nëse burimi i rrezatimit është termik, atëherë intensiteti i tij në valët e radios zvogëlohet me kalimin në valë më të gjata. Në rastin e Mjegullnajës së Gaforres, ndryshimi në intensitetin e emetimit të radios me gjatësinë e valës është i ndryshëm: intensiteti rritet me rritjen e gjatësisë së valës. Kjo tregon se emetimi radio i objektit është i natyrës jo termike. Duke parë përpara, vërejmë se përveç mbetjeve të supernovës, rrezatimi jo termik është i pranishëm nga burime ekstragalaktike: radiogalaktikat dhe kuazarët. Emisioni i dobët radio jo-termik gjenerohet gjithashtu nga mediumi ndëryjor i krahëve spirale.

Zbulimi i emetimit jo-termik radio nga Mjegullnaja e Gaforres nxiti një kërkim për mbetjet e supernovës bazuar në këtë shenjë të re. Në vitin 1952, Baade gjeti një mjegullnajë filamentare të zbehtë në vendin ku vërehet burimi radio Cassiopeia A. Astronomët sovjetikë P.P. Parenago dhe I.S. Shklovsky sugjeroi se kjo është gjithashtu mbetja e një supernova, ndoshta e vërejtur edhe në Kinën e lashtë (në yjësinë Cassiopeia, vëzhguesit e lashtë panë shumë ndezje). Studiues të tjerë, si Minkowski, nuk u pajtuan me këndvështrimin e tyre.

Por në vitin 1955, R. Minkowski ishte në gjendje të matë lëvizjen e grumbujve të kësaj mjegullnaje dhe zbuloi se, pavarësisht nga mosngjashmëria e saj me Mjegullnajën e Gaforres, ajo ishte gjithashtu pjesë e një guaskë që zgjerohej me shpejtësi. Ai duhej të hiqte dorë nga kundërshtimet e tij. Bazuar në zgjerimin e mjegullnajës, u bë e mundur të përcaktohet mosha e kësaj supernova. Hulumtimi i fundit nga astronomët kanadezë K. Camper dhe S. van den Bergh e vendos datën e shpërthimit rreth vitit 1653, me një pasiguri prej rreth 3 vitesh. Kjo do të thotë se ka ndodhur kohët e fundit, pas shpërthimeve të Supernovës së Brahe dhe Kepler, në epokën e teleskopëve të Jan Hevelius, dhe ndërkohë, nuk është parë në yjësinë Cassiopeia, e cila është gjithmonë e aksesueshme për vëzhgim dhe nuk hyn në temperaturën e butë. gjerësitë e hemisferës sonë. Supernova e re e zbuluar përmes radioastronomisë doli të ishte një objekt jashtëzakonisht interesant në shumë aspekte.

Deri më sot, radioastronomia ka bërë të mundur identifikimin e 135 burimeve radio jo termike që i përkasin Galaxy tonë. Ato janë mbetje supernovash të moshave të ndryshme. Vetëm për objektet relativisht të reja, të vëzhguara me detaje të mjaftueshme nga paraardhësit tanë në shekujt e kaluar, ne jemi në gjendje të përcaktojmë llojin, dhe ndonjëherë edhe klasën fotometrike, të supernovës nga kthesat e dritës.

Vëzhgimet e supernovave në kohët e lashta

Shkencëtarët kanë mbledhur informacione rreth vëzhgimeve të lashta të shpërthimeve të yjeve, shfaqjes së kometave dhe fenomeneve të tjera të pazakonta për një kohë të gjatë. Përmbledhjet e para të të dhënave të tilla, të përpiluara nga burime kineze, të Lindjes së Mesme dhe evropiane, i përkasin studiuesit francez të kometave A.G. Pingre, i cili në 1783 botoi një vepër me dy vëllime "Kometografia". Ai përdori disa tekste romake dhe biblike, si dhe përkthimet e para të enciklopedisë kineze mesjetare Wenxian Tongkao, të përpiluar nga Ma Duanlin, dhe disa dorëshkrime të tjera, disa prej të cilave më pas humbën pa lënë gjurmë gjatë Revolucionit Francez.

Fatkeqësisht, lista e Pingre u harrua në mënyrë të pamerituar nga Humboldt dhe Lundmark. Koleksioni më i plotë deri më sot i të gjitha fenomeneve të konsideruara për një arsye ose një tjetër si shpërthime yjore u përpilua nga autori i këtij libri dhe u përfshi në "Katalogun e Përgjithshëm të Yjeve të Ndryshueshme" ndërkombëtar, i cili përditësohet rregullisht me të dhëna të reja.

Nga kohët e lashta deri në vitin 1700, janë rreth 200 shpërthime, kryesisht yjesh të rinj, dhe kërkimet në dorëshkrime dhe kronika vazhdojnë. Vini re se deri vonë besohej se ishin vërejtur pak shpërthime në Evropë, Mesdhe dhe Lindjen e Mesme: vetëm 5-7, dhe pjesa tjetër u pa në vendet e Lindjes së Largët. Përfshirja e materialeve nga Pingre dhe kronikat romake tregoi se rreth 25 shpërthime u vunë re në Perëndim. Ky është tashmë një kontribut i rëndësishëm, i cili përdoret për krahasimin e përshkrimeve të shpërthimit.

Si mund të identifikohen supernova midis ndezjeve të vëzhguara? Tre supernova të ndritshme galaktike që diskutuam në faqet e mëparshme arritën ose tejkaluan magnitudën -3.5. Dhe kjo nuk është një aksident. Që një ndezje ylli të zbulohet lehtësisht me sy të lirë, duhet të jetë së paku magnituda e 3-të. Pastaj thyen figurat e zakonshme të yjësive dhe ju bie në sy. Një yll i ri do ta ketë këtë madhësi në shkëlqimin maksimal nëse ndodhet jo më larg se një mijë vjet dritë nga ne. Por një supernova që shpërtheu në pjesën më të largët të galaktikës sonë, nëse nuk do të kishte përthithje ndëryjore, do të ishte më e ndritshme se madhësia zero dhe do të vëzhgohej, në varësi të llojit të kurbës së dritës, nga 3 deri në 8 muaj. Kështu, ekziston një probabilitet i lartë që blici më i ndritshëm se madhësia zero është një supernova.

Deri në vitet e fundit, raporti më i vjetër i vëzhgimeve të ndriçuesve të shndritshëm që ka arritur tek ne ishte një përmendje e një komete të vitit 2296 para Krishtit. e., gjetur nga Pingre dhe të përfshira në të dhënat e traditave gojore për sundimtarin e parë kinez Yao. Të shkruarit në Kinë u ngrit një mijëvjeçar e gjysmë më vonë. Por disa vite më parë, J. Mikhanovsky (SHBA) deshifroi një pllakë balte të sumerëve (banorë të Mesopotamisë së lashtë), në të cilën legjenda gojore më e vjetër për "hyjninë e dytë të diellit", e cila u shfaq në anën jugore të qiellit, por shpejt u zbeh dhe u zhduk, u regjistrua gjithashtu. Ky fenomen daton në 3-4 mijëvjeçarë para Krishtit. e. dhe shoqërohet me një shpërthim supernova, pas së cilës mbeti mbetja më e afërt me ne - mjegullnaja Parus X.

Tani kemi informacion të sigurt dhe të besueshëm për shpërthimin, me sa duket një supernova, e cila u vu re në Kinë më 7 dhjetor 185 pas Krishtit. e. dhe ishte i dukshëm deri në korrik 186 ose 187. Kështu përshkruhet ky fenomen: “Në periudhën Zhong-Qing, në vitin e dytë, në hënën e 10-të në ditën e Kwei-Hao, një yll i jashtëzakonshëm u shfaq në mes të Nan-Meng ishte në madhësinë e një bambuje dhe shfaqi pesë ngjyra radhazi. Ky përshkrim përmban datën e fenomenit, kohëzgjatjen dhe vendin e tij në qiell, tregohet natyra e tij: palëvizshmëri midis yjeve, dobësim i shkëlqimit dhe ndryshim në ngjyrë. Vini re se kjo është e vetmja e përmendur e fenomenit të 185-ës.

Konstelacioni "Nan-Men" është gjithashtu Centauri. Në Luoyang, kryeqyteti i lashtë i Kinës, ai u ngrit tre gradë mbi horizont dhe ishte i dukshëm jo më shumë se dy orë në natë, kështu që ylli duhej të ishte jashtëzakonisht i ndritshëm për t'u vënë re. Besohej se shpërthimi zgjati 7 muaj, por F. Stephenson argumenton se hieroglifi përkatës në tekst nuk duhet të përkthehet si "viti i ardhshëm", por në kuptimin "viti pasardhës", dhe e vlerëson kohëzgjatjen në 20 muaj.

Sipas mendimit tonë, argumenti vendimtar që tregon shpërthimin e një supernova, dhe jo një ylli të ri, është një ndryshim i vazhdueshëm në ngjyrën e shpërthimit. Yjet e rinj praktikisht nuk e ndryshojnë ngjyrën e tyre, ndërsa supernova janë të bardha në maksimum, dhe më pas bëhen të verdha, të kuqe, të verdha përsëri dhe të bardha. Meqenëse teksti flet për pesë ngjyra, vëzhgimet e para lidhen me fazën e bardhë, d.m.th., me shkëlqimin maksimal.

Cili ishte shkëlqimi maksimal i supernovës? Teksti nuk jep informacion të drejtpërdrejtë, por mund ta llogarisim në bazë të kohëzgjatjes së fenomenit. Një dukshmëri shtatë-mujore e një ylli pranë horizontit tregon një madhësi yjore të shpërthimit jo më të lartë se -4, dhe një dukshmëri 20-mujore tregon një magnitudë nga -4 në -8. Kjo rezulton në një përzgjedhje mjaft të gjerë, e cila mund të jetë e kufizuar nëse gjendet një mbetje e supernovës.

Midis Centaurit, u gjetën katër burime radio jo-termale, d.m.th., mbetjet e supernovës. Ajo në mes përkon me një mjegullnajë të zbehtë filamenti. Emisioni i tij termik i rrezeve X u zbulua kohët e fundit - një shenjë e rinisë krahasuese të mbetjes së supernovës. Mosha e tij, e llogaritur nga intensiteti i emetimit të radios, është më e vogël se mosha e tre të tjerëve, por i kalon 1700 vjet, d.m.th., rezulton të jetë më e vjetër se shpërthimi i vëzhguar, gjë që duhet t'i atribuohet vrazhdësisë së këtij përcaktimi të moshës. metodë. Distanca me mbetjen është 2-3 kpc, dhe për këtë arsye një supernova e tipit I që shpërtheu në një distancë të tillë, pasi të dobësohej nga përthithja ndëryjore, do të arrinte madhësinë -4, dhe në rastin e tipit II do të ishte magnitudë -2. . Me sa duket, tipi I është më i përshtatshëm.

Përpjekjet për të identifikuar shpërthimet e supernovës të përshkruara në tekstet e lashta "nga dera e pasme", duke përdorur të dhëna mbi mbetjet e supernovës galaktike, ishin në modë të shkëlqyer rreth njëzet vjet më parë. Pika e dobët e tyre ishin treguesit shumë të përafërt të kronikave në zonat e shpërthimeve. Kur u bë e mundur të përcaktoheshin disi moshat e mbetjeve, u zbulua natyra imagjinare e shumë "identifikimeve".

Kërkimi i teksteve të vjetra që përmbajnë informacione të vlefshme astronomike tani vazhdon të luajë një rol të rëndësishëm. Veçanërisht mësimdhënëse në këtë drejtim është historia e studimit të Supernovës 1006. Ky shpërthim, i vërejtur në plejadën jugore të Ujkut, afër horizontit, u përmend në shtatë kronika japoneze, gjashtë kineze, gjashtë evropiane, pesë arabe dhe një koreane. Kronikanët që përshkruanin fenomenet nuk ishin gjithmonë vëzhgues profesionistë dhe dëshmitarë okularë, por ndonjëherë ka përshkrime të dëshmitarëve okularë. Ky ishte astrologu Ali ben Ridwan, i cili përshkroi me detaje fenomenin e vitit 1006, të cilin e pa personalisht në rininë e tij. Ai e mbante mend mirë pozicionin e planetëve kur u shfaq ylli dhe studiuesi amerikan B. Goldstein ishte në gjendje të përcaktonte datën dhe vendin e këtij fenomeni në qiell. Ai mori rezultate të ngjashme nga kronikat kineze.

Ashtu si në rastin e Supernovës 1054, këtu përballemi me një mangësi informacioni rreth shkëlqimit të supernovës. Megjithatë, është kurioze që përshkrimi i parë i supernovës më 28 prill, nga astronomët japonezë, vuri në dukje ngjyrën e bardhë-blu të yllit dhe vëzhguesit e mëvonshëm e quajnë njëzëri ngjyrën e yllit të verdhë dhe të artë. Duke gjykuar nga ky informacion, japonezët e panë këtë supernova edhe para se të arrinte shkëlqimin e saj maksimal. Burimet kineze vunë në dukje gjithashtu se më 1 maj, shkëlqimi i tij u rrit gradualisht dhe iu afrua shkëlqimit të Venusit. Pesë burime krahasojnë shkëlqimin e një supernova me shkëlqimin e një Hëne të pjesshme, megjithëse askush nuk përmend se ylli u pa gjatë ditës. Sigurisht, në maj ylli u ngrit dhe perëndoi vonë natën. Edhe nëse do të ishte e barabartë në shkëlqim me Venusin, do të bënte një përshtypje të madhe në sfondin e një nate të thellë pa hënë, ndërsa Venusin e shohim vetëm në muzg në sfondin e lehtë të agimit. Hijet nga ndriçimi i objekteve të supernovës gjithashtu rritën përshtypjen dhe me sa duket shërbyen si bazë për krahasimet me Hënën e paplotë. Në fakt, supernova mund të duket më e ndritshme se Venusi, por më e zbehtë se Hëna në çerek. Ali ben Ridwan vëren se "madhësia" e yllit ishte 2.5-3 herë më e madhe se Venusi. Ky krahasim ishte "në mungesë", pasi ylli u ngrit shumë më vonë se vendosja e Venusit. Studiuesit u përpoqën të rillogaritnin vlerësimin e Ali bin Ridwan bazuar në të dhënat e vjetra arabe dhe moderne mbi dimensionet e dukshme këndore të Venusit, por rezultati ishte i pakuptimtë. Ali ben Ridwan padyshim do të thoshte se ylli ishte më i ndritshëm se Venusi me magnitudë 2-3. Meqenëse Venusi mund të jetë me magnitudë -3 në mbrëmjet e majit, supernova në shkëlqimin maksimal mund të jetë - magnitudë -6.

Ajo rrethanë; që në korrik supernova supozohej të ngrihej gjatë ditës pas mesditës, por nuk u pa në sfondin e qiellit të ditës, tregon se ajo u shfaq më e dobët se -3.5 ballë në këtë muaj. Kur u bë përsëri i dukshëm gjatë natës, ai ende shquhej në shkëlqim midis yjeve përreth. Nga korriku deri në fund të nëntorit, astronomët e oborrit japonez i raportuan perandorit nëntë herë dukshmërinë e tij. Astronomët kinezë e panë atë në mëngjes në lindje deri në fund të vitit. Në vitin 1007 nuk kishte më asnjë informacion për një supernova. Vërtetë, në një burim ka një mesazh që Goldstein e përkthen si një deklaratë se është parë para vitit 1016, por ky është një keqkuptim i dukshëm, pasi në këtë rast supernova në maksimum do të ishte aq e ndritshme sa do të shkëlqente për një kohë të gjatë gjatë ditën.

Shqyrtimi i rrethanave që rrethojnë dukshmërinë e supernovës sugjeron se ishte një supernova e tipit I. Midis disa burimeve të emetimit të radios jo termike në zonën e flakërimit, u zbulua një me gjurmë filamentesh gazi dhe emetim karakteristik të rrezeve X. Në vitin 1979, pranë qendrës së kësaj mbetjeje supernova, F. Schweitzer dhe J. Middleditch zbuluan një yll blu me magnitudë të 17-të, i cili, duke gjykuar nga spektri, ishte një xhuxh i bardhë.

Duke parë përpara, vërejmë se deri në atë kohë, yjet qendrorë blu të zbehtë tashmë ishin gjetur dhe studiuar në detaje në dy mbetje të supernovës - në Mjegullnajën e Gaforres dhe Sails X, të cilat rezultuan të vezullojnë me një frekuencë të lartë - 30 dhe 10 herë në çdo. e dyta, respektivisht. Sidoqoftë, nuk u zbuluan luhatje në shkëlqimin e yllit Schweitzer. Mund të rezultojë se ky yll është projektuar aksidentalisht në një burim radioje dhe është një nga objektet e zakonshme në diskun galaktik përpara ose prapa mbetjes së supernovës. Por, nga ana tjetër, kjo mund të jetë mbetja e parë yjore e zbuluar e një supernova të tipit I! Ishte e nevojshme për ta kuptuar atë siç duhet. Dhe në janar 1982, spektrat e këtij objekti nga 1200 në 3200 u morën nga një satelit i armatosur me spektrometra ultravjollcë. Spektrat zbuluan linja thithëse që i përkisnin guaskës në zgjerim të mbetjes së supernovës që ndodhet përballë yllit; zhvendosja e tyre tregoi një shkallë zgjerimi prej 5 - 6 mijë km/s. Kjo luajti një rol vendimtar në krijimin e modelit të vërtetë të zhvillimit të shpërthimeve të supernovës së tipit I.

Na mbetet të flasim për shpërthimin e ndritshëm të vitit 1181, i cili u vu re kryesisht në Japoni (F. Stephenson numëroi gjashtë kronika ku u përmend), si dhe në Kinë e Evropë. Ishte e dukshme për gjashtë muaj, në një kohë kishte një ngjyrë "blu-verdhë" dhe ishte e barabartë në shkëlqim me Saturnin. Shpërthimi ndodhi në yjësinë Cassiopeia. Një supernova që dobësohet me 4 magnituda në gjashtë muaj është tipike për tipin II. Në vendin e shpërthimit, i cili është krijuar në mënyrë të besueshme, ekziston një burim radio jo-termik me një bërthamë të ndritshme, i zbuluar në vitin 1952 - një "dyfish" i burimit radio Demi Kohët e fundit, këtu në një zonë me pluhur të Rrugës së Qumështit, u gjet një mjegullnajë filamenti që i ngjan Gaforres. Kjo konfirmon se shpërthimi i përket supernovave të tipit II.

Sa të shpeshta janë shpërthimet e supernovës në galaktikë?

Deri më sot, ne kemi një listë relativisht të vogël të supernovave të vëzhguara (Tabela 13); në të njëjtën kohë u gjetën 135 burime radio që janë mbetje supernovash. Shumica e mbetjeve janë të vjetra dhe gjenden në Rrugën e Qumështit në rajone me përthithje të fortë ndëryjore. Prandaj, ndezjet e tyre vështirë se mund të shiheshin fare. Por midis mbetjeve u gjetën edhe ato, shpërthimet e të cilave ndodhën në mesin e shekullit të kaluar, por nuk u vëzhguan për arsyet e përmendura më sipër.

Meqenëse ne vetë jemi në galaktikë dhe shpërthimet e supernovës nuk janë vetëm një spektakël madhështor, por gjithashtu, siç do të shohim më vonë, një faktor ndikues në jetën e sistemit tonë diellor, pyetja se sa të shpeshta janë shpërthimet e supernovës në galaktikë është larg nga akademike, por edhe me rëndësi jetike.

Sipas tabelës 11 në Kapitullin VII, kemi marrë një interval midis shpërthimeve të supernovës në galaktikën tonë prej 110 vjetësh me një pasiguri prej 60%, d.m.th., intervale mesatare nga 44 në 176 vjet janë të mundshme. Këto llogaritje janë bërë nga vëzhgimet e shpërthimeve të supernovës në galaktika të tjera spirale dhe bazohen në supozimin se sistemi ynë yjor është i llojit Sb. Nëse është i tipit Sc, atëherë intervalet ndërmjet ndezjeve duhet të reduktohen me 10 herë. Natyrisht, përfundime të tilla të pasigurta duhet të verifikohen nga studimi i drejtpërdrejtë i frekuencës së shpërthimeve të supernovës në galaktikën tonë.

Oriz. 26. Vendndodhja e shtatë supernovave galaktike në projeksion mbi rrafshin kryesor të galaktikës.
Supernova shënohen nga datat e tyre të shpërthimit. C është qendra e galaktikës, - Dielli, distanca midis tyre është 10 kpc. HI është kufiri i shpërndarjes së hidrogjenit neutral në galaktikë, HII është kufiri i shpërndarjes së hidrogjenit të jonizuar (d.m.th., mjegullnajat e gazta të ndritshme).

Kohët e fundit, G. Tammann u përpoq të llogariste intervalin mesatar midis shpërthimeve bazuar në pesë supernova të mijëvjeçarit tonë: 1006, 1054, 1572 dhe 1604. dhe Cassiopeia A. Supernova 1181 u refuzua prej tij. Këto pesë supernova janë të vendosura në një sektor me një kënd qendror prej 50 o me kulmin e tij në bërthamën galaktike (d.m.th., sektori përbën një të shtatën e galaktikës, shih Fig. 26). Nëse pjesëtojmë 1000 vjet me pesë, marrim një interval prej 200 vjetësh midis shpërthimeve në një sektor, ose, duke pjesëtuar me 7 të tjera, marrim një interval prej 28 vjetësh midis shpërthimeve të supernovës për të gjithë Galaxy. Por brenda sektorit ka zona të rëndësishme ku thithja e fortë e dritës mund të fshehë ndezjet nga ne. Përveç kësaj, të dhënat e vëzhgimit mesjetar ekzistojnë vetëm për hemisferën veriore të planetit, dhe për këtë arsye ndezjet në yjësitë pranë polit qiellor jugor mund të kenë kaluar të pazbuluara. Ne nuk do të hyjmë në detajet e korrigjimeve përkatëse, por vetëm do të theksojmë se Tammann përfundimisht mori një interval mesatar prej 12 vjetësh ose 8 supernova në shekull me një devijim të mundshëm prej 5 shpërthimesh në një drejtim ose në një tjetër.

Por do të ishte e mundur të merrej një rrugë më pak e ndërlikuar. Në vend të një sektori me pasiguritë e tij të mëdha, le të marrim lagjen rreth Diellit brenda një rrezeje prej 8 kpc. Pastaj, meqenëse është studiuar mirë me metoda optike, me rreze x dhe radio astronomike, mund të jemi të sigurt se ai përmbante vetëm gjashtë mbetje të reja, të renditura në tabelë. 13 të paktën gjatë 1800 viteve të fundit, që nga shpërthimi i vitit 185, dhe në fakt për një periudhë edhe më të gjatë. Jashtë lagjes ishte supernova Kepler e vitit 1604, e cila shpërtheu diku mbi qendrën e Galaxy.

Le të theksojmë se dy nga gjashtë supernova i përkasin tipit II, dhe pjesa tjetër - tipit I. Le të përpiqemi të përcaktojmë se ku mund të shpërthejnë supernova të këtyre llojeve në galaktikë. Supernova e tipit I, duke gjykuar nga shpërthimet në sistemet e tjera yjore, ndodhin në çdo distancë nga qendra, dhe më konkretisht, në rajonin e shpërndarjes së hidrogjenit jojonizues, i cili, në thelb, është kryesisht produkt i aktivitetit të supernovave. . Sa i përket supernovave të tipit II, ato janë të lidhura me yje të rinj, shpërndarja e të cilave në galaktika është e përshkruar qartë nga mjegullnajat e gazit shkëlqyes - retë e hidrogjenit të jonizuar.

Rrezja e shpërndarjes së hidrogjenit jo-jonizues në galaktikë është 21 kpc, dhe ajo e hidrogjenit të jonizuar është 16 kpc. Prandaj nuk është e vështirë të llogaritet fraksioni i lagjes sonë me një rreze prej 8 kpc në lidhje me rajonin përkatës të shpërndarjes së fazave të jonizimit të hidrogjenit në Galaxy: 0,15 për jo-jonizuesin dhe 0,25 për jonizuesin. Në thelb, këta janë faktorët e vetëm që na duhen për të llogaritur intervalet mesatare midis shpërthimeve të supernovës të të dy llojeve. Duke marrë një interval minimal prej 1800 vjetësh, marrim për tipin I 1800:4*0.15 = 67 vjet dhe për tipin II 1800:2*0.25 = 225 vjet, ose, pa bërë dallimin midis llojeve, rreth dy supernova në shekull. Këto shifra mund të konsiderohen të sakta me një gabim deri në 50%, por meqenëse studimet e emetimit radio të mbetjeve të supernovës në një zonë me rreze 8 kpc rreth Diellit nuk kanë gjetur objekte të tjera më të reja se 2500 vjet, intervalet mesatare ndërmjet shpërthimeve të marra më sipër mund të rritet me 1.4 herë, dhe numri i shpërthimeve në njëqind vjet do të reduktohet me të njëjtën sasi.

Është interesante të theksohet se ndezjet e vëzhguara optikisht gjatë dy mijëvjeçarëve ndoqën njëra-tjetrën jo me uniformitet të përafërt, në "seri": njëra ishte në shekullin e dytë, më pas pati një pushim 8-shekullor dhe në XI-XII. shekuj ndodhën tre shpërthime, pas së cilës përsëri pati një pauzë katërshekullore, duke përfunduar me tre shpërthime që pasuan për 32 vjet në kapërcyellin e shekujve 16 - 17. Që atëherë, ka zgjatur një pauzë e re katërshekullore. "Seri" dhe "pauza" nuk përmbajnë ndonjë kuptim të veçantë fizik. Këto janë aksidente të pastra në rendin e një numri të vogël ngjarjesh. Në një mënyrë apo tjetër, gjatë katër shekujve të fundit, shpërthimet e supernovës kanë ndodhur jashtë një lagjeje me një rreze prej 8 kpc rreth Diellit. Galaktika "i detyrohet" zonës sonë të paktën dy supernova.

Pozicioni i Sistemit Diellor në galaktikë është i tillë që ne jemi optikisht në gjendje të vëzhgojmë shpërthimet e supernovës në afërsisht gjysmën e vëllimit të saj, dhe në pjesën tjetër të galaktikës shkëlqimi i shpërthimeve zbehet nga përthithja ndëryjore dhe distanca në një masë të tillë. që edhe në kohën tonë mund të mungojnë dhe të zbulohen pas shpërthimit si mbetje radio-emetuese.