المستعرات الأعظم

المستعرات الأعظم- النجوم تنهي تطورها بعملية انفجارية كارثية.

تم استخدام مصطلح "المستعرات الأعظم" لوصف النجوم التي اندلعت أقوى بكثير (من حيث الحجم) من ما يسمى "النجوم الجديدة". في الواقع، لا أحد ولا الآخر جديد جسديًا، فالنجوم الموجودة بالفعل تشتعل دائمًا. ولكن في العديد من الحالات التاريخية، اندلعت تلك النجوم التي كانت في السابق غير مرئية تقريبًا أو كليًا في السماء، مما خلق تأثير ظهور نجم جديد. يتم تحديد نوع المستعر الأعظم من خلال وجود خطوط الهيدروجين في طيف التوهج. إذا كان كذلك، فهو مستعر أعظم من النوع الثاني، وإذا لم يكن كذلك، فهو مستعر أعظم من النوع الأول.

فيزياء المستعرات الأعظم

المستعرات الأعظم من النوع الثاني

وفقا للمفاهيم الحديثة، يؤدي الاندماج النووي الحراري في النهاية إلى إثراء تكوين المناطق الداخلية للنجم بالعناصر الثقيلة. وفي عملية الاندماج النووي الحراري وتكوين العناصر الثقيلة، ينكمش النجم، وترتفع درجة الحرارة في مركزه. (تأثير السعة الحرارية السلبية لجاذبية المادة غير المتحللة.) إذا كانت كتلة نواة النجم كبيرة بما يكفي (من 1.2 إلى 1.5 كتلة شمسية)، فإن عملية الاندماج النووي الحراري تصل إلى نهايتها المنطقية بتكوين الحديد. ونواة النيكل. يبدأ قلب الحديد بالتشكل داخل غلاف السيليكون. تنمو مثل هذه النواة في يوم واحد وتنهار في أقل من ثانية واحدة بمجرد وصولها إلى حد شاندراسيخار. بالنسبة للنواة، يتراوح هذا الحد من 1.2 إلى 1.5 كتلة شمسية. تسقط المادة داخل النجم، ولا يستطيع تنافر الإلكترونات إيقاف السقوط. يتقلص النواة المركزية أكثر فأكثر، وفي مرحلة ما، بسبب الضغط، تبدأ تفاعلات النيوترونات في حدوثها - تبدأ البروتونات في امتصاص الإلكترونات، وتتحول إلى نيوترونات. يؤدي هذا إلى فقدان سريع للطاقة التي تحملها النيوترينوات الناتجة (ما يسمى بتبريد النيوترينو). تستمر المادة في التسارع والسقوط والانكماش حتى يبدأ التنافر بين نويات النواة الذرية (البروتونات والنيوترونات) في التأثير. بالمعنى الدقيق للكلمة، يحدث الضغط أكثر من هذا الحد: المادة المتساقطة بسبب القصور الذاتي تتجاوز نقطة التوازن بسبب مرونة النيوكليونات بنسبة 50٪ ("الحد الأقصى للضغط"). إن عملية انهيار النواة المركزية سريعة جدًا لدرجة أن موجة الخلخلة تتشكل حولها. ثم، بعد القلب، يندفع القذيفة أيضا إلى مركز النجم. وبعد ذلك ترتد "الكرة المطاطية المضغوطة"، وتدخل موجة الصدمة إلى الطبقات الخارجية للنجم بسرعة تتراوح بين 30 ألف إلى 50 ألف كيلومتر في الثانية. وتتناثر الأجزاء الخارجية للنجم في كل الاتجاهات، ويبقى نجم نيوتروني مدمج أو ثقب أسود في وسط المنطقة المنفجرة. وتسمى هذه الظاهرة انفجار سوبر نوفا من النوع الثاني. تختلف هذه الانفجارات في القوة والمعلمات الأخرى، لأن. انفجار نجوم ذات كتل مختلفة وتركيب كيميائي مختلف. هناك أدلة على أنه في انفجار المستعر الأعظم من النوع الثاني، يتم إطلاق طاقة أكبر بكثير من انفجار المستعر الأعظم من النوع الأول، لأن. تمتص القشرة جزءًا متناسبًا من الطاقة، ولكن قد لا يكون هذا هو الحال دائمًا.

هناك عدد من الغموض في السيناريو الموصوف. وفي سياق الملاحظات الفلكية، وجد أن النجوم الضخمة تنفجر بالفعل، مما يؤدي إلى تكوين السدم المتوسعة، وفي المركز يوجد نجم نيوتروني سريع الدوران ينبعث منه نبضات منتظمة من موجات الراديو (النجم النابض). لكن النظرية تظهر أن موجة الصدمة الصادرة يجب أن تقسم الذرات إلى نيوكليونات (بروتونات ونيوترونات). يجب إنفاق الطاقة على ذلك، ونتيجة لذلك يجب أن تخرج موجة الصدمة. ولكن لسبب ما، لا يحدث هذا: في بضع ثوان، تصل موجة الصدمة إلى سطح النواة، ثم - سطح النجم وتهب المادة. يتم النظر في عدة فرضيات للكتل المختلفة، لكنها لا تبدو مقنعة. ربما، في حالة "الضغط الأقصى" أو أثناء تفاعل موجة الصدمة مع استمرار سقوط المادة، تدخل بعض القوانين الفيزيائية الجديدة وغير المعروفة بشكل أساسي حيز التنفيذ. بالإضافة إلى ذلك، أثناء انفجار المستعر الأعظم مع تكوين ثقب أسود، تطرح الأسئلة التالية: لماذا لا يمتص الثقب الأسود المادة بعد الانفجار بشكل كامل؛ هل هناك موجة صدمية صادرة ولماذا لا يتم إبطاؤها وهل هناك شيء مشابه لـ "الضغط الأقصى"؟

المستعرات الأعظم من النوع Ia

تبدو آلية انفجارات المستعرات الأعظم من النوع Ia (SN Ia) مختلفة بعض الشيء. هذا هو ما يسمى بالمستعر الأعظم النووي الحراري، والذي تعتمد آلية انفجاره على عملية الاندماج النووي الحراري في قلب النجم الكثيف من الأكسجين والكربون. أسلاف SN Ia هي أقزام بيضاء ذات كتل قريبة من حد شاندراسيخار. من المقبول عمومًا أن مثل هذه النجوم يمكن أن تتشكل عندما تتدفق المادة من المكون الثاني لنظام نجمي ثنائي. يحدث هذا إذا تجاوز النجم الثاني للنظام فص روش أو ينتمي إلى فئة النجوم ذات الرياح النجمية الفائقة. مع زيادة كتلة القزم الأبيض، تزداد كثافته ودرجة حرارته تدريجياً. وأخيرًا، عندما تصل درجة الحرارة إلى حوالي 3×10 8 كلفن، تنشأ الظروف اللازمة للاشتعال النووي الحراري لخليط الكربون والأكسجين. من المركز إلى الطبقات الخارجية، تبدأ جبهة الاحتراق في الانتشار، تاركة وراءها منتجات الاحتراق - نوى المجموعة الحديدية. يحدث انتشار جبهة الاحتراق في نظام احتراق بطيء وغير مستقر لأنواع مختلفة من الاضطرابات. الأهم من ذلك هو عدم استقرار رايلي-تايلور، والذي ينشأ بسبب عمل قوة أرخميدس على منتجات الاحتراق الخفيفة والأقل كثافة، مقارنة بغلاف الأكسجين الكربوني الكثيف. تبدأ عمليات الحمل الحراري المكثفة واسعة النطاق، مما يؤدي إلى تكثيف أكبر للتفاعلات النووية الحرارية وإطلاق طاقة المستعر الأعظم (~ 10 51 إرج) اللازمة لإخراج القشرة. تزداد سرعة جبهة الاحتراق، ومن الممكن حدوث اضطراب في اللهب وتكوين موجة صدمية في الطبقات الخارجية للنجم.

أنواع أخرى من المستعرات الأعظم

هناك أيضًا SN Ib وIc الذين تكون أسلافهم نجومًا ضخمة في الأنظمة الثنائية، على عكس SN II الذي كانت أسلافه نجومًا منفردة.

نظرية السوبرنوفا

لا توجد نظرية كاملة عن المستعرات الأعظم حتى الآن. جميع النماذج المقترحة مبسطة ولها معلمات مجانية يجب تعديلها للحصول على نمط الانفجار المطلوب. في الوقت الحاضر، من المستحيل أن نأخذ في الاعتبار جميع العمليات الفيزيائية التي تحدث في النجوم والتي تعتبر مهمة لتطوير التوهج في النماذج العددية. لا توجد أيضًا نظرية كاملة لتطور النجوم.

لاحظ أن مقدمة المستعر الأعظم المعروف SN 1987A، المخصص للنوع الثاني، هو عملاق أزرق وليس أحمر، كما كان مفترضًا قبل عام 1987 في نماذج SN II. ومن المحتمل أيضًا عدم وجود جسم مضغوط مثل نجم نيوتروني أو ثقب أسود في بقاياه، كما يتبين من عمليات الرصد.

مكان المستعرات الأعظم في الكون

وفقا للعديد من الدراسات، بعد ولادة الكون، كان مليئا فقط بالمواد الخفيفة - الهيدروجين والهيليوم. ولا يمكن أن تتشكل جميع العناصر الكيميائية الأخرى إلا في عملية احتراق النجوم. وهذا يعني أن كوكبنا (وأنت وأنا) يتكون من مادة تشكلت في أعماق نجوم ما قبل التاريخ وتم طرحها في وقت ما في انفجارات المستعرات الأعظم.

وفقًا للعلماء، ينتج كل مستعر أعظم من النوع الثاني نظيرًا نشطًا من الألومنيوم (26Al) يبلغ حوالي 0.0001 كتلة شمسية. وينتج عن اضمحلال هذا النظير إشعاعات صلبة، تمت ملاحظتها منذ فترة طويلة، ويحسب من شدتها أن وفرة هذا النظير في المجرة أقل من ثلاث كتل شمسية. وهذا يعني أن المستعرات الأعظم من النوع الثاني يجب أن تنفجر في المجرة بمعدل مرتين في القرن، وهو أمر لا يتم ملاحظته. ربما، في القرون الأخيرة، لم يتم ملاحظة العديد من هذه الانفجارات (حدثت خلف سحب الغبار الكوني). ولذلك، يتم ملاحظة معظم المستعرات الأعظم في المجرات الأخرى. تسمح الآن المسوحات العميقة للسماء باستخدام الكاميرات الآلية المتصلة بالتلسكوبات لعلماء الفلك باكتشاف أكثر من 300 توهج سنويًا. على أية حال، حان الوقت لانفجار المستعر الأعظم...

وبحسب إحدى فرضيات العلماء فإن سحابة الغبار الكونية التي ظهرت نتيجة انفجار سوبر نوفا يمكن أن تبقى في الفضاء لنحو مليارين أو ثلاثة مليارات سنة!

ملاحظات المستعر الأعظم

لتعيين المستعرات الأعظم، يستخدم علماء الفلك النظام التالي: أولاً، تتم كتابة الحروف SN (من اللاتينية سأعلى نالبويضات)، ثم سنة الاكتشاف، ثم بالأحرف اللاتينية - الرقم التسلسلي للمستعر الأعظم في السنة. على سبيل المثال، إس إن 1997 سي جييدل على اكتشاف سوبر نوفا 26 * 3 ( ج) + 10 (ي) = المركز 88 على التوالي في عام 1997.

أشهر المستعرات الأعظم

• المستعر الأعظم SN 1604 (المستعر الأعظم في كيبلر)
• المستعر الأعظم G1.9+0.3 (الأصغر في مجرتنا)

المستعرات الأعظم التاريخية في مجرتنا (تم رصدها)

سوبر نوفا	تاريخ تفشي المرض	كوكبة	الأعلى. يشرق	المسافة (السنة الحادية)	نوع الفلاش	مدة الرؤية	بقية	ملحوظات
إس إن 185	، 7 ديسمبر	القنطور	-8	3000	I ل؟	8 - 20 شهرا	G315.4-2.3 (آر سي دبليو 86)	السجلات الصينية: تمت ملاحظتها بالقرب من ألفا سنتوري.
إس إن 369		مجهول	مجهول	مجهول	مجهول	5 شهور	مجهول	السجلات الصينية: الوضع غير معروف جيدًا. إذا كان بالقرب من خط الاستواء المجري، فمن المحتمل جدًا أنه كان مستعرًا أعظم، وإذا لم يكن كذلك، فمن المرجح أنه كان مستعرًا بطيئًا.
إس إن 386		برج القوس	+1.5	16,000	ثانيا؟	2-4 أشهر
إس إن 393		برج العقرب	0	34000	مجهول	8 أشهر	عدة مرشحين	السجلات الصينية
إس إن 1006	، 1 مايو	ذئب	-7,5	7200	I ل	18 شهرا	سنر 1006	الرهبان السويسريون والعلماء العرب وعلماء الفلك الصينيون.
إس إن 1054	، 4 يوليو	برج الثور	-6	6300	ثانيا	21 شهرا	سديم السلطعون	في الشرقين الأدنى والأقصى (لا يظهر في النصوص الأوروبية، باستثناء التلميحات الغامضة في السجلات الرهبانية الأيرلندية).
إس إن 1181	، أغسطس	ذات الكرسي	-1	8500	مجهول	6 اشهر	ربما 3C58 (G130.7+3.1)	أعمال أستاذ جامعة باريس ألكسندر نيكيم، النصوص الصينية واليابانية.
إس إن 1572	6 نوفمبر	ذات الكرسي	-4	7500	I ل	16 شهرا	بقايا السوبرنوفا تايكو	تم تسجيل هذا الحدث في العديد من المصادر الأوروبية، بما في ذلك سجلات الشاب تايكو براهي. صحيح أنه لاحظ النجم المتوهج فقط في 11 نوفمبر، لكنه تابعه لمدة عام ونصف كامل وكتب كتاب "دي نوفا ستيلا" ("على نجم جديد") - أول عمل فلكي حول هذا الموضوع.
إس إن 1604	9 أكتوبر	الحواء	-2.5	20000	I ل	18 شهرا	بقايا سوبر نوفا كيبلر	منذ 17 أكتوبر، بدأ دراسة يوهانس كيبلر، الذي وضع ملاحظاته في كتاب منفصل.
إس إن 1680	، 16 أغسطس	ذات الكرسي	+6	10000	بنك الاستثمار الدولي	غير معروف (أقل من أسبوع)	بقايا المستعر الأعظم Cassiopeia A	لاحظ فلامستيد، فصنف النجم على أنه 3 Cas.

أنظر أيضا

روابط

• بسكوفسكي يو.بي. جديدة والمستعرات الأعظم- كتاب عن النجوم الجديدة والمستعرات الأعظم.
• تسفيتكوف د.يو. نجوم السوبرنوفا- نظرة عامة حديثة على المستعرات الأعظم.
• أليكسي ليفين قنابل الفضاء- مقال في مجلة "الميكانيكا الشعبية"
• قائمة جميع المستعرات الأعظمية التي تمت ملاحظتها – قائمة المستعرات الأعظم، IAU
• طلاب استكشاف وتطوير الفضاء - المستعرات الأعظم

ملحوظات

مؤسسة ويكيميديا. 2010 .

• المستعرات الأعظم
• المستعرات الأعظم

ترى ما هو "المستعر الأعظم" في القواميس الأخرى:

نجوم جديدة للغاية القاموس الموسوعي الكبير

المستعرات الأعظم- النجوم المشتعلة فجأة، والتي تكون قوة إشعاعها أثناء التوهج (من 1040 أرج / ثانية وما فوق) أكبر بآلاف المرات من قوة التوهج النجمي الجديد. تنتج انفجارات السوبرنوفا عن انهيار الجاذبية. أثناء الانفجار، الجزء المركزي ... القاموس الفلكي

المستعرات الأعظم- وامض فجأة، ما يسمى بالنجوم البركانية، التي تتجاوز قوة إشعاعها قوة إشعاع مجرة ​​واحدة (يصل عددها إلى مئات المليارات من النجوم). يحدث الانفجار (الفلاش) نتيجة انهيار الجاذبية (الضغط)... بدايات العلوم الطبيعية الحديثة

نجوم جديدة للغاية- النجوم والومضات (الانفجارات) يصاحبها إطلاق طاقة إجمالي = 1051 إرج. في جميع التوهجات النجمية الأخرى، يتم إطلاق طاقة أقل بكثير، على سبيل المثال. خلال تفشي ما يسمى. نجوم جديدة تصل إلى 1046 إرج. ش. رئيسيا مقسمة إلى نوعين (الأول والثاني). من … الموسوعة الفيزيائية

المستعرات الأعظم- المستعرات الأعظم SUPERNOVA STARS، النجوم التي تزداد فجأة (خلال أيام قليلة) لمعانها مئات الملايين من المرات. يحدث مثل هذا الوميض بسبب ضغط المناطق المركزية للنجم تحت تأثير الجاذبية وقوى القذف (المشاركة ... ... القاموس الموسوعي المصور

المستعرات الأعظم- النجوم هي نجوم تنتهي تطورها بعملية انفجارية كارثية. تم استخدام مصطلح "المستعرات الأعظم" للإشارة إلى النجوم التي اندلعت أقوى بكثير (من حيث الحجم) من ما يسمى "النجوم الجديدة". في الواقع، لا هذا ولا ذاك جسديًا ... ... ويكيبيديا

المستعرات الأعظم- النجوم تنهي تطورها بعملية انفجارية كارثية. تم استخدام مصطلح "المستعرات الأعظم" للإشارة إلى النجوم التي اندلعت أقوى بكثير (من حيث الحجم) من ما يسمى "النجوم الجديدة". في الواقع، لا هذا ولا ذاك جديد جسديًا ... ويكيبيديا

المستعرات الأعظم- النجوم المشتعلة فجأة، والتي تكون قوة إشعاعها أثناء التوهج (من 1040 إرج / ثانية وما فوق) أكبر بآلاف المرات من قوة توهج نجم جديد. انهيار الجاذبية اسم مستعار يؤدي إلى انفجار سوبر نوفا عند الانفجار ... ... القاموس الموسوعي

نجوم- أجرام سماوية حارة مضيئة تشبه الشمس. تختلف النجوم في الحجم ودرجة الحرارة والسطوع. في كثير من النواحي، تعتبر الشمس نجمًا نموذجيًا، على الرغم من أنها تبدو أكثر سطوعًا وأكبر من جميع النجوم الأخرى، لأنها تقع بالقرب من ... ... موسوعة كولير

نجوم جديدة للغاية- النجوم الجديدة الفائقة، النجوم التي فجأة (في غضون أيام قليلة) تزيد من لمعانها مئات الملايين من المرات. يحدث مثل هذا التوهج بسبب ضغط المناطق المركزية للنجم تحت تأثير قوى الجاذبية والقذف (بسرعة حوالي 2 ... ... الموسوعة الحديثة إقرأ المزيد

انفجار السوبرنوفا هو ظاهرة كونية حقا. في الواقع، هذا انفجار للطاقة الهائلة، ونتيجة لذلك يتوقف النجم عن الوجود على الإطلاق، أو ينتقل إلى شكل جديد نوعيا - في شكل نجم نيوتروني أو ثقب أسود. وفي هذه الحالة، يتم قذف الطبقات الخارجية للنجم إلى الفضاء. وتنتشر بسرعة عالية، وتؤدي إلى ظهور سدم متوهجة جميلة.

اكتسب سديم السرطان سمعة سيئة في عام 1758 عندما كان علماء الفلك ينتظرون عودة مذنب هالي. كان تشارلز ميسييه، "صائد المذنبات" الشهير في ذلك الوقت، يبحث عن ضيف ذي ذيل بين قرون برج الثور، حيث تم التنبؤ به. لكن بدلًا من ذلك، اكتشف الفلكي سديمًا ممدودًا، مما أربكه كثيرًا لدرجة أنه ظنه مذنبًا. في المستقبل، ومن أجل تجنب الارتباك، قرر ميسييه تصنيف جميع الأجسام الغامضة في السماء. سديم السرطان هو رقم الكتالوج 1. تم التقاط هذه الصورة لسديم السرطان بواسطة تلسكوب هابل الفضائي. ويظهر العديد من التفاصيل: ألياف الغاز، والعقد، والتكثفات. واليوم، يتوسع السديم بسرعة تبلغ حوالي 1500 كيلومتر في الثانية، ويمكن رؤية التغير في حجمه في الصور الملتقطة بفارق بضع سنوات فقط. الأبعاد الإجمالية لسديم السرطان تتجاوز 5 سنوات ضوئية.

يعد Crab Nebula (أو M1 وفقًا لكتالوج C. Messier) أحد أشهر الأجسام الفضائية. النقطة هنا ليست سطوعها أو جمالها الخاص، ولكن الدور الذي لعبه سديم السرطان في تاريخ العلم. السديم هو بقايا انفجار سوبر نوفا حدث عام 1054. تم الحفاظ على إشارات ظهور نجم ساطع جدًا في هذا المكان في السجلات الصينية. M1 يقع في كوكبة الثور، بجانب النجم ζ؛ وفي الليالي المظلمة الشفافة يمكن رؤيتها بالمنظار.


الجسم الشهير Cassiopeia A، ألمع مصدر للانبعاثات الراديوية في السماء. هذه هي بقايا المستعر الأعظم الذي اندلع حوالي عام 1667 في كوكبة ذات الكرسي. غريب لكننا لا نجد أي ذكر للنجم الساطع في سجلات النصف الثاني من القرن السابع عشر. ربما، في النطاق البصري، تم تخفيف إشعاعها إلى حد كبير بسبب الغبار بين النجوم. ونتيجة لآخر مستعر أعظم تمت ملاحظته في مجرتنا، لا يزال هناك مستعر أعظم كبلر.


سديم السلطعون في البصريات والحرارية والأشعة السينية. يوجد في مركز السديم نجم نابض، وهو نجم نيوتروني فائق الكثافة يصدر موجات راديو ويولد أشعة سينية في المادة المحيطة به (الأشعة السينية موضحة باللون الأزرق). أعطت ملاحظات سديم السرطان بأطوال موجية مختلفة علماء الفلك معلومات أساسية حول النجوم النيوترونية والنجوم النابضة والمستعرات الأعظم. هذه الصورة عبارة عن مزيج من ثلاث صور التقطتها التلسكوبات الفضائية شاندرا وهابل وسبيتزر.


بقايا المستعر الأعظم تايكو. اندلع مستعر أعظم عام 1572 في كوكبة ذات الكرسي. تمت ملاحظة النجم اللامع من قبل الدنماركي تايكو براهي، أفضل مراقب فلكي في عصر ما قبل التلسكوب. كان للكتاب الذي كتبه براهي في أعقاب هذا الحدث أهمية أيديولوجية هائلة، لأنه في ذلك الوقت كان يعتقد أن النجوم لم تتغير. بالفعل في عصرنا هذا، كان علماء الفلك يبحثون عن هذا السديم بالتلسكوبات لفترة طويلة، وفي عام 1952 اكتشفوا انبعاثه الراديوي. تم التقاط أول صورة في مجال البصريات فقط في الستينيات.


بقايا المستعر الأعظم في كوكبة الأشرعة. تظهر معظم المستعرات الأعظم في مجرتنا على مستوى درب التبانة، حيث تولد النجوم الضخمة وتقضي حياتها القصيرة هنا. من الصعب رؤية بقايا المستعر الأعظم الليفي في هذه الصورة بسبب وفرة النجوم وسدم الهيدروجين الحمراء، ولكن لا يزال من الممكن التعرف على القشرة الكروية المتوسعة من خلال توهجها الأخضر. اندلع مستعر أعظم في سيلز منذ حوالي 11-12 ألف سنة. أثناء الانفجار، قام النجم بإخراج كتلة ضخمة من المادة إلى الفضاء، لكنه لم ينهار تمامًا: في مكانه كان هناك نجم نابض، وهو نجم نيوتروني ينبعث من موجات الراديو.


سديم القلم الرصاص (NGC 2736)، جزء من غلاف المستعر الأعظم في كوكبة الشراع. وفي الواقع فإن السديم عبارة عن موجة صدمية تنتشر في الفضاء بسرعة نصف مليون كيلومتر في الساعة (في الصورة تطير من الأسفل إلى الأعلى). منذ عدة آلاف من السنين، كانت هذه السرعة أعلى، لكن ضغط الغاز البينجمي المحيط، بغض النظر عن مدى ضآلة تأثيره، أدى إلى إبطاء القشرة المتوسعة للمستعر الأعظم.


صورة مقربة لـ NGC 6962 أو الحجاب الشرقي. اسم آخر لهذا الكائن هو سديم الشبكة


سديم Simeiz 147 (المعروف أيضًا باسم Sh 2-240) هو بقايا ضخمة من انفجار مستعر أعظم، يقع على حدود كوكبتي الثور والأوريجا. تم اكتشاف السديم في عام 1952 من قبل علماء الفلك السوفييت G. A. Shain و V. E. Gaze في مرصد Simeiz في شبه جزيرة القرم. ووقع الانفجار قبل نحو 40 ألف سنة، وخلال تلك الفترة احتلت المادة المتوسعة مساحة من السماء تعادل 36 ضعف مساحة البدر! وتبلغ الأبعاد الفعلية للسديم 160 سنة ضوئية مثيرة للإعجاب، وتقدر المسافة إليه بـ 3000 سنة ضوئية. سنين. السمة المميزة لهذا الجسم هي خيوط الغاز الطويلة المنحنية، والتي أعطت للسديم اسم السباغيتي.


يقع سديم ميدوسا، وهو من بقايا المستعر الأعظم المعروفة، في كوكبة الجوزاء. المسافة إلى هذا السديم غير معروفة جيدًا وربما تبلغ حوالي 5000 سنة ضوئية. تاريخ الانفجار معروف أيضًا بشكل تقريبي جدًا: منذ 3 - 30 ألف سنة. النجم الساطع على اليمين هو متغير مثير للاهتمام، إيتا الجوزاء، والذي يمكن ملاحظته (ودراسته لمعرفة التغيرات في سطوعه) بالعين المجردة.


آخر انفجارات المستعرات الأعظم التي تم رصدها بالعين المجردة حدثت في عام 1987 في مجرة ​​قريبة، وهي سحابة ماجلان الكبرى. وصل سطوع المستعر الأعظم 1987A إلى 3 درجات، وهو رقم كبير جدًا بالنظر إلى المسافة الهائلة إليه (حوالي 160.000 سنة ضوئية)؛ كان سلف المستعر الأعظم نجمًا أزرقًا عملاقًا. وبعد الانفجار بقي في مكان النجم سديم متوسع وحلقات غامضة على شكل الرقم 8، ويرجح العلماء أن سبب ظهورها قد يكون تفاعل الرياح النجمية للنجم السابق مع الغاز المنبعث خلال فترة الانفجار. انفجار

انفجار المستعر الأعظم هو حدث ذو أبعاد لا تصدق. في الواقع، انفجار المستعر الأعظم يعني نهاية وجوده، أو، وهو ما يحدث أيضًا، ولادة جديدة على شكل ثقب أسود أو نجم نيوتروني. دائمًا ما تكون نهاية حياة المستعر الأعظم مصحوبة بانفجار قوة كبيرة، يتم خلاله قذف مادة النجم إلى الفضاء بسرعة لا تصدق وعلى مسافات كبيرة.

يستمر انفجار المستعر الأعظم بضع ثوانٍ فقط، ولكن خلال هذه الفترة القصيرة من الزمن، يتم إطلاق كمية هائلة من الطاقة. لذلك، على سبيل المثال، يمكن لانفجار المستعر الأعظم أن ينبعث ضوءًا أكثر بمقدار 13 مرة من مجرة ​​بأكملها تتكون من مليارات النجوم، كما أن كمية الإشعاع المنبعثة على شكل موجات جاما وأشعة سينية في ثوانٍ أكبر بعدة مرات من مليارات النجوم. سنوات من الحياة.

نظرًا لأن انفجارات المستعرات الأعظم لا تدوم طويلاً، خاصة مع الأخذ في الاعتبار النطاق والحجم الكوني، فهي معروفة بشكل أساسي بالعواقب. مثل هذه العواقب هي السدم الغازية الضخمة التي تستمر في التوهج والتوسع في الفضاء لفترة طويلة جدًا بعد الانفجار.

ولعل أشهر سديم تشكل نتيجة انفجار سوبر نوفا هو سديم السلطعون. بفضل سجلات علماء الفلك الصينيين القدماء، من المعروف أنها نشأت بعد انفجار نجم في كوكبة الثور عام 1054. كما قد تتخيل، كان الفلاش شديد السطوع بحيث يمكن رؤيته بالعين المجردة. الآن، يمكن رؤية سديم السرطان في ليلة مظلمة بالمنظار العادي.

ولا يزال سديم السرطان يتوسع بسرعة 1500 كيلومتر في الثانية. في الوقت الحالي يتجاوز حجمه 5 سنوات ضوئية.

الصورة أعلاه عبارة عن تجميع لثلاث صور تم التقاطها في ثلاثة أطياف مختلفة: الأشعة السينية (تلسكوب شاندرا)، والأشعة تحت الحمراء (تلسكوب سبيتزر) والأشعة الضوئية التقليدية (). يتم تمثيل الأشعة السينية باللون الأزرق، ومصدرها هو النجم النابض - وهو نجم كثيف بشكل لا يصدق تشكل بعد وفاة المستعر الأعظم.

يعد سديم Simeis 147 واحدًا من أكبر السدم المعروفة في الوقت الحالي. أدى انفجار سوبر نوفا قبل حوالي 40 ألف سنة إلى خلق سديم يبلغ طوله 160 سنة ضوئية. اكتشفه العلماء السوفييت جي. شايون وفي. غزة عام 1952 في مرصد سيميز الذي يحمل نفس الاسم.

تظهر الصورة آخر انفجار سوبر نوفا يمكن رؤيته بالعين المجردة. حدثت عام 1987 في مجرة ​​سحابة ماجلان الكبرى على مسافة 160 ألف سنة ضوئية منا. من المثير للاهتمام جدًا وجود حلقات غير عادية على شكل الرقم 8، والتي لا يزال العلماء يقومون بافتراضات فقط بشأن طبيعتها الحقيقية.

ولم تتم دراسة سديم ميدوسا في كوكبة الجوزاء أيضا، ولكنه يحظى بشعبية كبيرة بسبب جماله غير المسبوق ونجم مرافق كبير يغير سطوعه بشكل دوري.

كان K. Lundmark أول من تحدث عن انفجارات المستعرات الأعظم في مجرتنا عام 1921. كان يعتقد أن الومضات الساطعة التي لوحظت في العصور القديمة والوسطى كانت عبارة عن مستعرات مجرية وتلك النجوم التي سميت فيما بعد بالمستعرات الأعظم. وأشار إلى اندلاع عام 1054 الذي لوحظ في الصين، وأشار إلى أن مكانه قريب من سديم السلطعون - وهو جلطة غازية ذات بنية ليفية تشبه السلطعون. ومن الغريب أن هذا السديم تمت دراسته أيضًا في عام 1921 من قبل الفلكيين الأمريكيين سي. لامبلاند وجي. دنكان، ووجد كلاهما أنه يتوسع بشكل منهجي، ومدة توسعه تقارب تسعة قرون.

أصبح من السهل علينا الآن مقارنة هذه الحقائق وإثبات تزامن الانفجار مع تشكل السديم، لكن لم يتوصل لوندمارك ولا الباحثون الأمريكيون إلى مثل هذا الاستنتاج. بعد سبع سنوات فقط، لاحظ إي. هابل لأول مرة هذه المصادفة، وبعد عشر سنوات، قال لوندمارك بثقة بالفعل أن سديم السرطان قد تشكل نتيجة انفجار عام 1054. ووجد الحجم الواضح للانفجار والمسافة إلى السلطعون وحصلت على نجمها المطلق، وهي قيمة تبين أنها أعلى بكثير من القيمة التقليدية الجديدة. أثبت هذا أنه في عام 1054 حدث انفجار سوبر نوفا في المجرة. ولم يكن أقل أهمية هو إثبات حقيقة بقاء سديم متوسع في مكانه. يبدو أن سبب التأخير لمدة سبعة عشر عامًا هو أنه في السجل الصيني القديم الأكثر موثوقية قيل إنه "على بعد بضع بوصات جنوب شرق تيان كوان ، ظهر نجم ضيف (كما كان يسمى ظهور النجوم والمذنبات في الصين)". "البوصة" في هذه الحالة تبلغ حوالي درجة ونصف من قوس الكرة السماوية. كان يُعتقد عادةً أن النجم الرئيسي لكوكبة "Tian-Kuan" ("الحاجز السماوي") هو برج الثور (الشكل 23). ومع ذلك، فإن سديم السرطان لا يقع في الجنوب الشرقي، ولكن في الشمال الغربي من هذا النجم. كان علي أن أشك في وجود خطأ في النص الصيني.

أرز. 23.كوكبة الثور وضواحيها.
تم تحديد تقسيمات الدرجات على الحافة اليسرى من الخريطة، والخط السميك مع تقسيمات الدرجات هو دائرة البروج. تم تحديد حدود كوكبة برج الثور والأبراج الحديثة الأخرى بخط منقط، ويشار إلى النجوم الرئيسية بأحرف الأبجدية اليونانية. تظهر تكوينات الأبراج الصينية بخطوط متصلة، وأسماءها مكتوبة بخط مائل. تم تمييز سديم السرطان بعلامة X.

لكن احتمالية الخطأ مرفوضة بشدة من قبل مؤرخي العلوم في الصين القديمة. في عام 1971، أشار المتخصص في علم الفلك الصيني القديم هو بينغ يو (ماليزيا) وعلماء الصينيات الأمريكيون ف. بار وبي. بارسونز إلى نص آخر يحتوي على وصف مماثل لتفشي جنوب شرق "تيان كوان". لذلك، لم يكن هناك خطأ في الوقائع. نحن بحاجة إلى البحث عن سبب آخر للارتباك في تحديد موقع تفشي المرض. ويبدو أن هذا قد حققه مؤلف هذا الكتاب.

في الخرائط الصينية القديمة للسماء المرصعة بالنجوم، لا توجد كوكبات تحمل نفس الأسماء تقريبًا، وتبين أن "Tien Guan" فقط هو خمسة: في الأبراج الحديثة برج الثور والعذراء والقوس والجوزاء والجدي. لاحظ أحد الباحثين الأوائل في نظام الأبراج الصيني ج. شليغل في عام 1875 أن كل من هذه "الحواجز السماوية" تتكون من نجمين ساطعين، ولكن الشيء الرئيسي - أن الخط الفاصل بين هذه النجوم الحاجزة يعبر بالضرورة مسير الشمس - ظل دون أن يلاحظه أحد . ولكن هذا كان الغرض من هذه الأبراج الخاصة: لقد لعبوا دور الحواجز الحقيقية التي سدت في خمسة أماكن "الطريق السماوي" الرئيسي - مسير الشمس، حيث تحدث حركة الأجرام السماوية: الكواكب والشمس والقمر.

واعتبر شليغل وآخرون من بعده أن النجم الثاني لـ "تيان كوان" في برج الثور هو نجم خافت جنوب برج الثور ولم يأخذوا في الاعتبار أن مثل هذا الحاجز لا يعبر مسير الشمس. وكان هذا هو الخطأ الذي أدى إلى الارتباك في تحديد مكان انفجار السوبرنوفا.

برج الثور هو أيضًا زوج طبيعي من النجوم يلبي متطلباتنا. بالمناسبة، يسميهم هيبارخوس "قرون" برج الثور، الذي يلتقي معهم النجوم المضيئة التي تتحرك على طول مسير الشمس - وهو دور مشابه تمامًا لـ "الحاجز السماوي"! لماذا لم ينتبه أحد إلى برج الثور باعتباره العنصر الطبيعي والأكثر سطوعًا في "تيان كوان"؟ لأنه لم يتم الكشف عن اتصال الحواجز مع مسير الشمس، وإلى جانب ذلك، كان هذا النجم أحد النجوم الرئيسية للكوكبة المجاورة "U-Che" ("العربات الخمس")، الموجودة في موقع كوكبة Auriga. ولكن هذا كان أيضًا اعتراضًا ضئيلًا، لأن "Tian-Kuan" ليست كوكبات مستقلة تمامًا: في القوس والجوزاء هما في نفس الوقت جزء من الأبراج المجاورة. إنه نفس الشيء مع "الحاجز" في برج الثور.

كان من المعتاد تمامًا أن يشير الصينيون إلى موقع "النجم الضيف" بالنسبة إلى ألمع نجم في الكوكبة. في "Tian-Kuan" في برج الثور، يجب علينا الآن أن نعتبر برج الثور مثل هذا النجم، ثم يتلقى النص المثير للجدل من السجل الصيني تفسيرًا واضحًا: "جنوب شرق برج الثور على مسافة عدة درجات". وإلى الجنوب الشرقي من هذا النجم، وعلى بعد سبع درجات منه، يوجد سديم السرطان.

سنتحدث كثيرًا عن سديم السرطان في الفصول اللاحقة، لأنه لعب دورًا استثنائيًا في أبحاث الفيزياء الفلكية. ولذلك، فإن المعلومات التفصيلية حول الفلاش ذات أهمية خاصة: سطوعه ولونه وتغييراته وميزات أخرى. ومع ذلك، لا توجد تقريبًا أي مقارنات مباشرة بين سطوع النجم المتوهج وأي شيء آخر. ومع ذلك، جرت محاولة لدراسة المشكلة في عام 1942 من قبل عالم الفلك الهولندي ج. أورت والأمريكي ن. مايال. وثبتوا من النصوص الصينية أن المرة الأولى التي لوحظ فيها المستعر الأعظم كانت في 4 يوليو، وكان مرئيًا حتى قبل حلول الظلام لمدة 23 يومًا، وفي الليل تمت ملاحظته حتى منتصف أبريل 1056.

إذا أخذنا في الاعتبار أنه يمكننا رؤية كوكب الزهرة عندما لا تغرب الشمس، عندما يتجاوز سطوعها مقدار 3.5، وتوقف المستعر الأعظم عن الظهور ليلاً، بعد انخفاض سطوعه إلى القدر الخامس، فإننا نحصل على هذا النجم وقد ضعف بمقدار 8.5 درجة خلال 650 يومًا، بمتوسط ​​1.3 درجة لكل مائة يوم. لكننا نعلم الآن أن مثل هذا المعدل البطيء من الاضمحلال، مقترنًا بالتمدد البطيء للقشرة (كما لوحظ في سديم السرطان)، ممكن فقط في المستعرات الأعظم من النوع الثاني.

رفض أورت ومايال عدة إشارات إلى تواريخ سابقة لمشاهدات المستعر الأعظم، ولا سيما السجلات اليابانية من أواخر مايو، حيث كان المستعر الأعظم محجوبًا بالشمس ومن المستحيل رؤيته، وثلاثة نصوص صينية تدعي أنه كان هناك كسوف للشمس في عام 1054. في النهار وظهر "نجم ضيف" في "البيت القمري لماو" (الثريا)". تم حساب أماكن ولحظات كل الخسوف بدقة في كتاب T. Opolzer "قانون الكسوف"، وقد حدث الخسوف المعني عند ظهور القمر الجديد لشهر مايو في جنوب الصين بعد ظهر يوم 9 مايو 1054. والآن، بعد 40 عامًا من حدوث الخسوف من خلال عمل أورت ومايال، يمكننا القول أن النصوص اليابانية والصينية لم تحتوي على أخطاء: فقد شوهد مستعر أعظم في شهر مايو. لقد أخطأ المفسرون المعاصرون. لكن هذا أصبح واضحا بعد العثور على معلومات حول عمليات رصد المستعرات الأعظم في أرمينيا.

في عام 1969، اكتشف الباحثون السوفييت إ.س. أستابوفيتش و ب. تم العثور على تومانيان في مستودع ماتناداران للمخطوطات الأرمنية القديمة، وفي عام 1975 تم أخيرًا فك رموز النص الفلكي لإيتوم باتميتش. وقال في الترجمة إنه في عام 1054 "ظهر نجم على قرص القمر عندما كان هناك قمر جديد في 14 مايو في النصف الأول من الليل". نحن نعلم بالفعل أنه وفقًا للتقويم الحديث، كان القمر الجديد في 9 مايو، وبعد أكثر من يوم بقليل، كما تظهر الحسابات. القمر هو الأقرب إلى المستعر الأعظم. ويمكن ملاحظة هذه اللحظة في يريفان يوم 10 مايو عند غروب القمر، الذي بدا بعد يوم واحد من ظهور القمر الجديد وكأنه هلال ضيق للغاية. لكن المستعر الأعظم كان على بعد أربعة أقطار قمرية تقريبًا تحت القمر. ن.س. أظهر أستابوفيتش بشكل مقنع أن هذه المسافة بالقرب من الأفق يمكن تقليلها بشكل كبير من خلال ثلاثة تأثيرات بصرية: اختلاف المنظر الأفقي للقمر، والإشعاع، والانكسار غير الطبيعي لضوء النجم بالقرب من الأفق. وبالتالي، يمكن ملاحظة مشهد مذهل لنجم ساطع بالقرب من هلال.

إذا رأى باتميتش مستعرًا أعظم، فإن النصوص التي أشارت إلى ظهوره أثناء الكسوف صحيحة. والحقيقة هي أن إشارة "البيت القمري لماو" تشير على ما يبدو إلى الشمس فقط، والتي كانت في وقت الكسوف بالفعل في الثريا. وربما أشار النص إلى أنه في السماء المظلمة أثناء الكسوف، بين النجوم المألوفة، رأوا أيضًا "نجمًا ضيفًا". وعندما انتهى الكسوف، اختفى في وضح النهار، وبالتالي لم يكن ساطعًا بدرجة كافية ووصل إلى الحد الأقصى في اليوم التالي. حتى بداية شهر يوليو، لمدة شهرين تقريبًا، يمكن أن يكون أكثر سطوعًا من -3.5 درجة، وفي بعض الأحيان، يمكن ملاحظته على خلفية زرقاء من السماء مع عدم غروب الشمس بعد. إن البقاء لفترة طويلة عند الحد الأقصى هو أيضًا سمة مميزة، كما نعلم، للمستعرات الأعظم من النوع الثاني - وهذه حجة أخرى لصالح مثل هذا التصنيف للتفشي.

بالإضافة إلى الملاحظة المحتملة للمستعر الأعظم في أرمينيا، أصبحت الظروف الأخرى المرتبطة بتفشي المستعر الأعظم 1054 معروفة الآن، وموثوقيتها مشروطة، ولكن من المعقول دمجها مع معلومات أخرى أكثر موثوقية حول المستعر الأعظم. هذه منحوتات صخرية في صحراء أريزونا الشمالية.

في عام 1955، اكتشف عالم الآثار الأمريكي دبليو ميلر لوحتين صخريتين لمؤامرة غير عادية لهنود أمريكا الشمالية، وهي تحتوي على زخارف هلال ودائرة تصور نجمًا (الشكل 24). كان أحد الرسومات في كهف على جبل وايت تيبل ويصور قمرًا صغيرًا مع نجمة ساطعة على قرنه السفلي، وآخر، يقع على مسافة ليست بعيدة عن الأول على جدار نافاجو كانيون، يصور منجلًا يواجه الاتجاه الآخر، أي: القمر القديم ونجمة تحته.

أرز. 24.الفن الصخري في أريزونا.
تم العثور على الرسم الأيسر في كهف جبل الطاولة البيضاء ويصور القمر الصغير يقترب من النجم، والرسم الأيمن موجود على جدار وادي نافاجو؛ القمر القديم والنجم الساطع.

أظهرت بقايا الفحم في مواقد الكهوف وأسلوب الرسومات في هذا الجزء من الوادي أن الكهوف كانت مأهولة بهنود نافاجو في القرنين العاشر والثاني عشر. على الأرجح، اندهش الهنود من المشهد المذهل لقرب القمر والمستعر الأعظم عام 1054. وتحدث لقاءات القمر مع النجوم في طريقه بالضبط بعد 27 يومًا و7 ساعات. على وجه الخصوص، اقترب القمر القديم من المستعر الأعظم في 4 يونيو 1054، بعد وقت قصير من بدء ملاحظته في الصين. يمكن أن يتوافق هذا الحدث مع النمط الموجود في الوادي. أما الرسم الموجود في الكهف، فقد اعتقد ميلر والفلكيون الذين درسوه فيما بعد أن الفنان القديم قلب صورة القمر رأسا على عقب، كما يفعل معاصرونا عندما يُطلب منهم على حين غرة أن يرسموا القمر من الذاكرة. لتأكيد هذه الحقيقة، تم ترتيب التجارب الجماعية، والتي أكدت عدم اهتمام معاصرينا. حسنًا، كالعادة، ألقوا باللوم مرة أخرى على الفنان القديم في الأخطاء.

أرز. 25.منحنيات ضوئية لخمسة مستعرات أعظمية مجرية.
أفقي - مرحلة بالأيام، عمودي - مقادير نجمية واضحة. 1 - المستعر الأعظم الصيني 185 2 - المستعر الأعظم 1006 3 - المستعر الأعظم 1054، 4 - المستعر الأعظم براهي 1572، 5 - المستعر الأعظم كبلر 1604

لكن المقارنة مع الإنسان الحديث لا تصمد أمام النقد. القمر في العصر الحجري الحديث ولفترة طويلة بعده لم يكن للناس مصباحًا ليليًا بسيطًا ، بل كان أيضًا ساعة وتقويمًا. من خلال الموقع في السماء والمرحلة، كان من الممكن الحكم على الوقت من اليوم واليوم في الشهر القمري. كان لا يزال من المستحيل الخلط بين القمر الصغير والقمر القديم، لأن القمر الصغير يكون مرئيًا في المساء والقمر القديم في الصباح.

يبدو أنه تم تصوير حدثين مختلفين. يكون. ولفت أستابوفيتش الانتباه إلى حقيقة أن الرسم الموجود في الكهف، والذي كان يعتبر مقلوبًا، يتوافق تمامًا مع اقتراب القمر من المستعر الأعظم في شهر مايو، والذي شوهد في 10 مايو في أرمينيا عند غروب الشمس. لكن في أريزونا، كانت هذه اللحظة خلال النهار، ولم يصبح القمر مرئيا إلا بعد ساعات قليلة، عندما بدأ في الغروب. لم تعد المسافة بينها وبين النجم عند غروب الشمس في أريزونا ضئيلة.

على الشكل. يُظهر الشكل 25 منحنى الضوء المفترض للمستعر الأعظم عام 1054. وفي أقصى حد له، وصل إلى القدر -5، وربما كانت فئة القياس الضوئي II.5.

البحث عن المستعرات الأعظم المجرية

في 1943-1945. عالم الفلك السوفيتي ب. قام كوكاركين وعالم الفلك الأمريكي دبليو بادي بالتحقيق بشكل مستقل في اثنين من المستعرات الأعظم في المجرة. كانت هذه هي ألمع الانفجارات النجمية عشية العصر التلسكوبي، المعروف باسم نوفا تايكو براهي عام 1572 ونوفا يوهانس كيبلر عام 1604. استخدم معاصرونا مقارنات بين سطوع الكواكب الجديدة والنجوم المجاورة الواردة في أعمال براهي وكيبلر. . أصبح من الممكن الآن حساب مقادير الكواكب بدقة لأي لحظة في الماضي، كما تم معرفة المقادير الدقيقة للنجوم المرئية بالعين المجردة. هذا جعل من الممكن إعادة بناء منحنيات الضوء لكلا التوهجين الساطعين (كما هو موضح في الشكل 25). تم أيضًا البحث بشكل غير متساوٍ عن السجلات التاريخية الكورية لكبلر الجديد، مما أدى إلى استكمال الملاحظات الأوروبية بشكل كبير. أقصى سطوع للمستعر الأعظم عام 1572، حسب تعريفاتنا، كان -4.5، والمستعر الأعظم عام 1604 كان -3.5، أي أنه في كلتا الحالتين وصل إلى سطوع كوكب الزهرة. لكن الشيء الأكثر إثارة للاهتمام هو أن منحنيات الضوء الخاصة بهم لم تكن من النوع الأول بالتأكيد فحسب، بل إن كلاهما يتوافق بشكل أفضل مع الفئة الضوئية I.12.

في مواقع الانفجارات، أولًا في نيو كيبلر، ثم في نيو براهي، اكتشف دبليو. بادي سدمًا خيطية باهتة خشنة. وعلى الرغم من أن هذه السدم تختلف في التفاصيل عن سديم السرطان، إلا أنها كانت لا تزال علامة جديدة للبحث عن المستعرات الأعظم في مجرتنا، بما في ذلك تلك التي، لسبب أو لآخر، لم يتم رصدها كمضات في الماضي. لذلك، كان من الطبيعي تمامًا أن نقترح، الذي طرحه أورت في عام 1946، أن السديم الخيطي الكبير في كوكبة الدجاجة هو أيضًا من بقايا المستعر الأعظم الذي تباطأ منذ فترة طويلة في الغاز بين النجوم. وقد تم بالفعل العثور على أكثر من ثلاثين من هذه السدم الخيطية في السماء. تمت دراسة ألمعهم من قبل علماء الفيزياء الفلكية السوفييت ج.أ. شين وف.ف. غزة. كل هذه بقايا المستعر الأعظم عمرها آلاف السنين.

وفي عام 1948، تم اكتشاف أول مصادر قوية للانبعاث الراديوي الكوني، وكان بعضها يقع في منطقة درب التبانة. تم تسمية هذه المصادر باسم القوس A (الذي تم العثور عليه لاحقًا في قلب المجرة)، وCassiopeia A، وTaurus A. في ذلك الوقت، حددت التلسكوبات الراديوية موقع المصدر الراديوي في السماء بشكل تقريبي للغاية، ولكن بعد مرور عام، حدد الأسترالي اكتشف عالم الفلك الراديوي ج. بولتون وزملاؤه أن المصدر الراديوي المفتوح سابقًا لبرج الثور A يتزامن في موضعه مع سديم السرطان.

وأظهرت دراسة هذا المصدر الراديوي عند عدة أطوال موجية أن شدته تزداد مع الانتقال إلى أطوال موجية أطول. وكانت هذه حقيقة مهمة تم فهم عواقبها لاحقًا. نحن نعلم بالفعل أن الأجرام السماوية الساخنة تنبعث منها أيضًا موجات في النطاق الراديوي، ولكن إذا كان مصدر الإشعاع حراريًا، فإن شدته على موجات الراديو تتناقص مع الانتقال إلى موجات أطول. ومع ذلك، في حالة سديم السرطان، يختلف مسار التغير في شدة البث الراديوي مع الطول الموجي: تزداد الشدة مع زيادة الطول الموجي. وهذا يدل على أن الانبعاث الراديوي للجسم له طابع غير حراري. وبالنظر إلى المستقبل، نلاحظ أنه بالإضافة إلى بقايا المستعرات الأعظم، فإن الإشعاع غير الحراري موجود في مصادر خارج المجرة: المجرات الراديوية والكوازارات. يتم أيضًا إنشاء انبعاث راديوي غير حراري ضعيف من الوسط البينجمي للأذرع الحلزونية.

أدى اكتشاف الانبعاثات الراديوية غير الحرارية من سديم السرطان إلى البحث عن بقايا المستعر الأعظم باستخدام هذه الميزة الجديدة. في عام 1952، اكتشف بادي سديمًا خيطيًا خافتًا في الموقع الذي يُرصد فيه المصدر الراديوي ذات الكرسي A. علماء الفلك السوفييت ص. باريناجو وج.س. اقترح شكلوفسكي أن هذا أيضًا هو بقايا مستعر أعظم، وربما تم ملاحظته في الصين القديمة (في كوكبة ذات الكرسي، رأى المراقبون القدامى العديد من حالات التفشي). اختلف باحثون آخرون، مثل مينكوفسكي، مع وجهة نظرهم.

ولكن في عام 1955، تمكن ر. مينكوفسكي من قياس حركة كتل هذا السديم، ووجد أنه على الرغم من اختلافه عن سديم السرطان، فهو أيضًا جزء من غلاف سريع التوسع. وكان عليه أن يسحب اعتراضاته. ومن خلال توسع السديم، كان من الممكن تحديد عمر هذا المستعر الأعظم. تشير أحدث الأبحاث التي أجراها علماء الفلك الكنديون K. Camper وS. van den Berg إلى تاريخ تفشي المرض حوالي عام 1653 مع عدم اليقين لمدة 3 سنوات تقريبًا. وهذا يعني أنه حدث مؤخرًا، بالفعل بعد اندلاع المستعرات الأعظم براهي وكيبلر، في عصر تلسكوبات جان هيفيليوس، ولكن في الوقت نفسه، لم يتم رؤيته في كوكبة ذات الكرسي، والتي يمكن دائمًا الوصول إليها من خلال عمليات الرصد ولا يتم تحديدها في خطوط العرض المعتدلة من نصف الكرة الأرضية لدينا. لقد تبين أن المستعر الأعظم الشاب الذي اكتشفه علم الفلك الراديوي هو كائن مثير للاهتمام بشكل استثنائي في كثير من النواحي.

حتى الآن، مكّن علم الفلك الراديوي من العثور على 135 مصدرًا راديويًا غير حراري ينتمي إلى مجرتنا. وهي بقايا مستعر أعظم من مختلف الأعمار. فقط بالنسبة للأجسام الصغيرة نسبيًا، والتي تمت ملاحظتها بتفاصيل كافية في القرون الماضية من قبل أسلافنا، يمكننا تحديد نوع المستعر الأعظم، وأحيانًا حتى فئته الضوئية، من منحنيات الضوء.

ملاحظات المستعر الأعظم في العصور القديمة

لقد قام العلماء بجمع معلومات حول الملاحظات القديمة لتوهجات النجوم وظهور المذنبات وغيرها من الظواهر غير العادية لفترة طويلة. تعود الملخصات الأولى لهذه البيانات، المجمعة من مصادر صينية وشرق أوسطية وأوروبية، إلى الباحث الفرنسي في مجال المذنبات أ.ج. بينجر، الذي نشر عام 1783 كتابًا مكونًا من مجلدين بعنوان "Cometography". استخدم بعض النصوص الرومانية والتوراتية، بالإضافة إلى الترجمات الأولى للموسوعة الصينية في العصور الوسطى "وينكسيان تونغكاو" التي جمعها ما دوانلين، وبعض المخطوطات الأخرى، التي فُقد بعضها بالكامل بعد ذلك في عهد الثورة الفرنسية.

لسوء الحظ، تم نسيان قائمة بينجر بشكل غير مستحق من قبل همبولت ولوندمارك. حتى الآن، تم تجميع المجموعة الأكثر اكتمالا لجميع الظواهر التي تعتبر توهجات نجمية لسبب أو لآخر من قبل مؤلف هذا الكتاب وإدراجها في "الكتالوج العام الدولي للنجوم المتغيرة"، الذي يتم تحديثه بانتظام ببيانات جديدة.

منذ العصور القديمة حتى عام 1700، كان هناك حوالي 200 حالة تفشي، معظمها من النجوم الجدد، ويستمر البحث في سجلات المخطوطات والسجلات. لاحظ أنه حتى وقت قريب، كان يُعتقد أنه تم رصد عدد قليل من حالات تفشي المرض في أوروبا والبحر الأبيض المتوسط ​​والشرق الأوسط: 5-7 فقط، وشوهدت البقية في بلدان الشرق الأقصى. بالاعتماد على مواد بينجر، أظهرت السجلات الرومانية أنه تم ملاحظة حوالي 25 حالة تفشي في الغرب. هذه بالفعل مساهمة جادة تُستخدم للمقارنة بين أوصاف التوهج.

كيف يمكن التعرف على المستعرات الأعظم من بين التوهجات المرصودة؟ إن المستعرات الأعظمية المجرية الثلاثة الساطعة التي ناقشناها في الصفحات السابقة قد وصلت إلى -3.5 وتجاوزتها. وهذا ليس حادثا. لكي يتم اكتشاف توهج النجم بسهولة بالعين المجردة، يجب أن يكون على الأقل من الدرجة الثالثة. ثم يكسر الأشكال المعتادة للأبراج ويلفت الأنظار. سيكون للنجم الجديد مثل هذا السطوع الأقصى إذا كان لا يبعد عنا أكثر من ألف سنة ضوئية. من ناحية أخرى، فإن المستعر الأعظم الذي ينفجر في أبعد جزء من مجرتنا، إذا لم يكن هناك امتصاص بين النجوم، سيكون أكثر سطوعًا من الصفر ويمكن ملاحظته، اعتمادًا على نوع منحنى الضوء، من 3 إلى 8 أشهر. وبالتالي، هناك احتمال قوي أن يكون الوميض الأكثر سطوعًا من الصفر هو مستعر أعظم.

حتى السنوات الأخيرة، كان أقدم تقرير وصل إلينا عن ملاحظات النجوم الساطعة هو ذكر مذنب في عام 2296 قبل الميلاد. هـ، التي وجدها بينجر والموجودة في سجلات التقاليد الشفهية عن الحاكم الصيني الأول ياو. نشأت الكتابة في الصين بعد ألف ونصف سنة. ولكن قبل بضع سنوات، قام جي ميخانوفسكي (الولايات المتحدة الأمريكية) بفك رموز لوح طيني للسومريين (سكان بلاد ما بين النهرين القديمة)، والذي سجل أيضًا أقدم أسطورة شفهية عن "إله الشمس الثاني" الذي ظهر في الجانب الجنوبي من السماء ولكن سرعان ما تلاشت واختفت. ترجع هذه الظاهرة إلى 3-4 آلاف سنة قبل الميلاد. ه. وترتبط بانفجار مستعر أعظم، وبعد ذلك بقيت البقايا الأقرب إلينا - سديم Sail X.

لدينا الآن معلومات مؤكدة وموثوقة حول انفجار، على ما يبدو سوبر نوفا، الذي شوهد في الصين في 7 ديسمبر 185 م. ه. وكان مرئيًا حتى 186 أو 187 يوليو. وإليك كيفية وصف هذه الظاهرة: "في فترة تشونغ تشينغ، في السنة الثانية، القمر العاشر في يوم كوي هاو، ظهر نجم غير عادي في منتصف القمر". "نان مينغ. كان بحجم عداد الخيزران وأظهر خمسة ألوان على التوالي. تدريجيًا انخفض تألقها نحو القمر السادس بعد العام التالي، عندما اختفت." ويتضمن هذا الوصف تاريخ الظاهرة ومدتها ومكانها في السماء، ويدل على طابعها: الجمود بين النجوم وضعف التألق وتغير اللون. علماً أن هذا هو الذكر الوحيد لظاهرة 185، ولم تصلنا معلومات أخرى.

كوكبة "Nan-Man" هي أيضًا القنطور. وفي لويانغ، العاصمة القديمة للصين، ارتفع النجم ثلاث درجات فوق الأفق وكان مرئيًا لمدة لا تزيد عن ساعتين في الليلة، لذا يجب أن يكون النجم ساطعًا بشكل استثنائي حتى يمكن ملاحظته. كان من المعتقد أن التفشي قد لوحظ لمدة 7 أشهر، لكن ف. ستيفنسون يجادل بأن الهيروغليفية المقابلة في النص لا ينبغي ترجمتها على أنها "العام المقبل"، ولكن بمعنى "العام المقبل"، وتقدر المدة بـ 20 شهور.

وفي رأينا، فإن الحجة الحاسمة التي تشهد على اندلاع مستعر أعظم، وليس نجما جديدا، هي التغير المستمر في لون الانفجار. نادرًا ما تغير النجوم الجديدة لونها، بينما تكون المستعرات الأعظم بيضاء في أقصى حالاتها ثم تتحول على التوالي إلى اللون الأصفر والأحمر والأصفر والأبيض مرة أخرى. وبما أن النص يتحدث عن خمسة ألوان، فإن الملاحظات الأولى تشير إلى مرحلة اللون الأبيض، أي إلى أقصى سطوع.

ما هو أقصى سطوع للمستعر الأعظم؟ لا يقدم النص معلومات مباشرة، لكن يمكننا حسابها من مدة الظاهرة. تشير رؤية النجم لمدة سبعة أشهر بالقرب من الأفق إلى حجم نجمي للتوهج لا يزيد عن -4، وتشير رؤية لمدة 20 شهرًا إلى حجم من -4 إلى -8. اتضح أن هناك خيارًا واسعًا إلى حد ما، والذي يمكن أن يكون محدودًا إذا وجدت بقايا مستعر أعظم.

تم العثور على أربعة مصادر راديوية غير حرارية، أي بقايا المستعر الأعظم، بين قنطورس. يقع في المنتصف ويتزامن مع سديم خيطي خافت. تم اكتشاف انبعاث الأشعة السينية الحرارية مؤخرًا، وهي علامة على الشباب النسبي لبقايا المستعر الأعظم. وعمرها، المحسوب على أساس شدة البث الراديوي، أقل من عمر الثلاثة الآخرين، لكنه يتجاوز 1700 سنة، أي أنه يتبين أنه أقدم من الانفجار المرصود، وهو ما ينبغي أن يعزى إلى خشونة هذه الطريقة في الرصد. تحديد العمر. المسافة إلى البقايا هي 2-3 كيلو فرسخ فلكي، وبالتالي فإن المستعر الأعظم من النوع الأول الذي انفجر على هذه المسافة، بعد إضعافه بواسطة الامتصاص بين النجوم، سيصل إلى -4 درجة، وفي حالة النوع الثاني سيكون -2 درجة . على ما يبدو، النوع الأول هو الأنسب.

كانت محاولات التعرف على انفجارات المستعرات الأعظم الموصوفة في النصوص القديمة، "من الباب الخلفي"، باستخدام بيانات عن بقايا المستعرات الأعظم المجرية، رائجة للغاية منذ حوالي عشرين عامًا. وكانت نقطة ضعفهم هي المؤشرات التقريبية للغاية للسجلات المتعلقة بمنطقة تفشي المرض. عندما أصبح من الممكن بطريقة أو بأخرى تحديد أعمار البقايا، تم الكشف عن الطبيعة الخيالية للعديد من "التعريفات".

ويلعب الآن دورًا مهمًا البحث عن النصوص القديمة التي تحتوي على معلومات فلكية قيمة. من المفيد بشكل خاص في هذا الصدد تاريخ دراسة المستعر الأعظم عام 1006. وقد تم ذكر هذا التفشي، الذي لوحظ في كوكبة الذئب الجنوبية، بالقرب من الأفق، في سبعة كتب يابانية، وستة صينية، وستة أوروبية، وخمسة عربية، وواحدة كورية. سجلات. لم يكن المؤرخون الذين يصفون الظواهر دائمًا مراقبين وشهود عيان محترفين، ولكن في بعض الأحيان توجد أوصاف لشهود عيان. هكذا كان المنجم علي بن رضوان الذي وصف بالتفصيل ظاهرة 1006 التي رآها بنفسه في شبابه. وكان يتذكر جيداً موقع الكواكب عند ظهور النجم، وتمكن الباحث الأمريكي ب. غولدشتاين من تحديد تاريخ ومكان هذه الظاهرة في السماء. حصل على نتائج مماثلة من السجلات الصينية.

وكما في حالة المستعر الأعظم عام 1054، فإننا نواجه هنا ندرة المعلومات حول سطوع المستعر الأعظم. لكن من الغريب أن الوصف الأول للمستعر الأعظم في 28 أبريل، من قبل علماء الفلك اليابانيين، أشار إلى اللون الأبيض والأزرق للنجم، وأجمع المراقبون اللاحقون على تسمية لون النجم باللون الأصفر والذهبي. انطلاقا من هذه المعلومات، رأى اليابانيون هذا المستعر الأعظم حتى قبل أن يصل إلى أقصى سطوع. كما أشارت مصادر صينية إلى أنه في الأول من مايو، زاد سطوعه تدريجيا واقترب من سطوع كوكب الزهرة. تقارن خمسة مصادر تألق المستعر الأعظم مع تألق القمر غير المكتمل، على الرغم من عدم ذكر أحد أن النجم شوهد أيضًا في النهار. وبطبيعة الحال، في شهر مايو، أشرق النجم وغروب في وقت متأخر من الليل. وحتى لو كان مساويا لتألق كوكب الزهرة، فإنه سيترك انطباعا كبيرا على خلفية ليلة عميقة بلا قمر، بينما نرى كوكب الزهرة فقط عند الغسق على خلفية الفجر الساطعة. كما عززت الظلال الناتجة عن إضاءة أجسام المستعرات الأعظم الانطباع وعملت، على ما يبدو، كأساس للمقارنات مع القمر غير المكتمل. وفي الواقع، يمكن أن يبدو المستعر الأعظم أكثر سطوعًا من كوكب الزهرة، ولكنه أكثر خفوتًا من القمر بمقدار ربع. ويشير علي بن رضوان إلى أن "حجم" النجم تجاوز كوكب الزهرة بمقدار 2.5-3 مرات. وكانت هذه المقارنة "غائبة"، لأن النجم ارتفع متأخرا بكثير عن غروب كوكب الزهرة. وحاول الباحثون إعادة حساب تقدير علي بن رضوان استنادا إلى البيانات العربية القديمة والحديثة حول الأبعاد الزاويّة الظاهرية لكوكب الزهرة، لكن تبين أن ذلك محض هراء. ويبدو أن علي بن رضوان كان يعني أن النجم كان أكثر سطوعا من كوكب الزهرة بمقدار 2-3 درجات. وبما أن كوكب الزهرة كان من الممكن أن يكون بمقياس -3 في أمسيات مايو، فإن المستعر الأعظم في أقصى سطوعه يمكن أن يكون بمقياس -6.

تلك الظروف؛ أنه في يوليو/تموز، كان من المفترض أن يرتفع المستعر الأعظم نهارا بعد الظهر، لكن لم تتم رؤيته على خلفية سماء النهار، مما يشير إلى أنه بدا أضعف من -3.5 درجة في هذا الشهر. وعندما أصبح مرئيا مرة أخرى في الليل، كان لا يزال يبرز في تألق من النجوم المحيطة به. وفي الفترة من يوليو إلى نهاية نوفمبر، أبلغ علماء الفلك اليابانيون الإمبراطور برؤية القمر تسعة أضعاف. رآها علماء الفلك الصينيون في الصباح في الشرق حتى نهاية العام. في عام 1007، لم تعد هناك أي معلومات حول المستعر الأعظم. صحيح أن هناك تقريرًا في أحد المصادر، والذي ترجمه غولدشتاين على أنه تصريح بأنه شوهد قبل عام 1016، لكن هذا سوء فهم واضح، لأنه في هذه الحالة سيكون المستعر الأعظم في أقصى حد له ساطعًا لدرجة أنه سيتألق أثناء النهار. لفترة طويلة.

إن النظر في ظروف رؤية المستعر الأعظم يتحدث لصالح حقيقة أنه كان من النوع الأول من المستعرات الأعظم. من بين عدة مصادر للانبعاثات الراديوية غير الحرارية في منطقة التوهج، تم العثور على مصدر يحتوي على آثار لخيوط الغاز وانبعاث أشعة سينية مميزة. في عام 1979، اكتشف F. Schweitzer و J. Middleditch، وليس بعيدًا عن مركز بقايا المستعر الأعظم، نجمًا أزرقًا بقوة 17 درجة، وهو قزم أبيض، وفقًا للطيف.

وبالنظر إلى المستقبل، نلاحظ أنه بحلول ذلك الوقت، تم بالفعل العثور على نجوم مركزية زرقاء باهتة ودراستها في بقايا مستعر أعظم - في سديم السرطان وسديم الأشرعة X، اللذين تبين أنهما يومضان بتردد عالٍ - 30 و10 مرات في الثانية. ، على التوالى. ومع ذلك، لم يتم العثور على أي تقلبات في سطوع نجم شفايتزر. من الممكن أن يتبين أن هذا النجم قد تم إسقاطه عن طريق الخطأ على مصدر راديوي وهو أحد الأجسام المعتادة للقرص المجري أمام أو خلف بقايا المستعر الأعظم. ولكن، من ناحية أخرى، يمكن أيضًا أن يكون أول بقايا نجمية مكتشفة لمستعر أعظم من النوع الأول! كان لا بد من تسويتها. وفي يناير 1982، تم الحصول على أطياف هذا الكائن من 1200 إلى 3200 من قمر صناعي مسلح بمطياف الأشعة فوق البنفسجية. وكشفت الأطياف عن خطوط امتصاص تابعة للقشرة المتوسعة لبقايا المستعر الأعظم الموجود أمام النجم؛ يشير إزاحتها إلى سرعة تمدد تتراوح بين 5000 إلى 6000 كم/ثانية. وقد لعب هذا دورًا حاسمًا في إنشاء المخطط الحقيقي لتطور انفجارات المستعرات الأعظم من النوع الأول.

الجدول 13. المستعرات الأعظم المجرية
سوبر نوفا، سنة فلاش	185	1006	1054	1181	1572	1592	1604
كوكبة	القنطور	ذئب	برج الثور	ذات الكرسي	ذات الكرسي	ذات الكرسي	الحواء
البلد أو الجزء من العالم الذي تم رصد المستعر الأعظم فيه	الصين	آسيا، أفريقيا	آسيا، أمريكا	آسيا	أوروبا آسيا	كوريا	أوروبا آسيا
مدة المراقبة، أيام	225	240	710	185	560	100	365
الحجم الظاهر عند الحد الأقصى	-4	-6	-5	1	-4.5	2	-3.5
الطبقة الضوئية	انا اطبع	I.14	ثانيا. 5	ثانيا. 3	I.12	?	I.12
معدل توسع الصدفة، كم/ثانية	-	-8 000	-7 000	-8 000	-10 000	?	-10 000
بقايا السوبرنوفا	يأكل	يأكل	برج الثور "سرطان البحر"	3س 58	كاسيوبيا ب	كاسيوبيا أ	يأكل
المسافة إلى الباقي، كيلو ثانية	2-3	4	2	8	5	3	10

يبقى لنا أن نتحدث عن الوميض الساطع لعام 1181، والذي لوحظ بشكل رئيسي في اليابان (أحصى ف. ستيفنسون ستة سجلات حيث تم ذكره)، وكذلك في الصين وأوروبا. لقد كان مرئيًا لمدة نصف عام، وفي وقت ما كان لونه "أزرق-أصفر" وكان مساويًا في سطوع زحل. حدث تفشي المرض في كوكبة ذات الكرسي. يعد ضعف المستعر الأعظم بمقدار 4 درجات في نصف عام أمرًا نموذجيًا للنوع الثاني. في موقع الانفجار، الذي تم تحديده بشكل موثوق، يوجد مصدر راديوي غير حراري ذو نواة لامعة تم اكتشافه في عام 1952 - "التوأم" لمصدر راديو Taurus A. ومؤخرًا، ظهر سديم خيطي يشبه سديم السرطان. تم العثور عليها أيضًا هنا في قسم مليء بالغبار من درب التبانة. وهذا يؤكد أن التوهج ينتمي إلى المستعرات الأعظم من النوع الثاني.

ما مدى تكرار انفجارات السوبرنوفا في المجرة؟

حتى الآن، لدينا قائمة صغيرة نسبيًا من المستعرات الأعظمية المرصودة (الجدول 13)؛ وفي الوقت نفسه، تم العثور على 135 مصدرًا راديويًا هي بقايا مستعر أعظم. معظم البقايا قديمة جدًا، وتقع في درب التبانة في مناطق الانقراض القوي بين النجوم. لذلك، بالكاد يمكن رؤية ومضاتهم على الإطلاق. ولكن من بين البقايا، تم العثور على أولئك الذين حدث تفشيهم في منتصف القرن الماضي، ولكن لم يتم ملاحظتهم للأسباب المذكورة أعلاه.

وبما أننا أنفسنا في المجرة، وانفجارات المستعرات الأعظم ليست مجرد مشهد عظيم، ولكنها أيضًا، كما سنرى لاحقًا، عامل مؤثر في حياة نظامنا الشمسي، فإن السؤال عن مدى تكرار انفجارات المستعرات الأعظم في المجرة هو بعيدة كل البعد عن الأكاديمية، ولكنها حيوية أيضًا.

حسب الجدول في الشكل 11 في الفصل السابع، حصلنا على فاصل زمني بين انفجارات المستعرات الأعظم في مجرتنا قدره 110 سنوات مع نسبة عدم يقين تبلغ 60%، أي أن متوسط ​​الفواصل الزمنية من 44 إلى 176 سنة ممكنة. تعتمد هذه الحسابات على ملاحظات المستعرات الأعظم في المجرات الحلزونية الأخرى وتستند إلى افتراض أن نظامنا النجمي من النوع Sb. إذا كان من النوع Sc، فيجب تقليل الفترات الفاصلة بين الومضات بمعامل 10. وبطبيعة الحال، يجب التحقق من مثل هذه الاستنتاجات الغامضة من خلال دراسة مباشرة لتكرار انفجارات السوبرنوفا في مجرتنا.

أرز. 26.موقع المستعرات الأعظم المجرية السبعة في الإسقاط على المستوى الرئيسي للمجرة.
يتم تمييز المستعرات الأعظم بتواريخ انفجاراتها. ج - مركز المجرة - الشمس والمسافة بينهما 10 كيلو فرسخ فلكي. HI هي حدود توزيع الهيدروجين المحايد في المجرة، وHII هي حدود انتشار الهيدروجين المتأين (أي السدم الغازية الساطعة).

مؤخرًا، حاول إتش. تامان حساب متوسط ​​الفاصل الزمني بين الانفجارات لخمسة مستعرات أعظمية في الألفية الحالية: 1006، و1054، و1572، و1604. وCassiopeia A. Supernova 1181 تم رفضه من قبله. تقع هذه المستعرات الأعظم الخمسة في قطاع له زاوية مركزية قدرها 50 درجة ورأسه في قلب المجرة (أي أن القطاع يمثل سُبع المجرة، انظر الشكل 26). إذا قسمنا 1000 عام على خمسة، نحصل على فاصل زمني قدره 200 عام بين الانفجارات في قطاع ما، أو بتقسيمه على 7 أخرى، نحصل على فاصل زمني قدره 28 عامًا بين انفجارات المستعرات الأعظم للمجرة بأكملها. ولكن داخل القطاع هناك مناطق مهمة يمكن أن يؤدي فيها الامتصاص القوي للضوء إلى إخفاء الشعلات عنا. بالإضافة إلى ذلك، تم الحفاظ على البيانات المتعلقة بملاحظات العصور الوسطى فقط في نصف الكرة الشمالي للكوكب، وبالتالي يمكن أن تمر الومضات في الأبراج بالقرب من القطب السماوي الجنوبي دون أن يلاحظها أحد. لن نخوض في تفاصيل التصحيحات المقابلة، لكننا نشير فقط إلى أن تامان حصل في النهاية على فاصل متوسط ​​قدره 12 عامًا، أو 8 مستعرات عظمى في كل قرن، مع انحراف محتمل قدره 5 توهجات في اتجاه أو آخر.

ولكن سيكون من الممكن اتخاذ مسار أقل تعقيدا. بدلًا من قطاع به شكوك كبيرة، دعونا نأخذ حيًا حول الشمس ضمن دائرة نصف قطرها 8 كيلو فرسخ فلكي. ومن ثم، وبما أنها تمت دراستها جيدًا بالطرق الفلكية البصرية والأشعة السينية والراديو، فيمكننا التأكد من أنها تحتوي على ستة بقايا صغيرة فقط، كما هو موضح في الجدول. 13 على الأقل خلال الـ 1800 سنة الماضية، منذ اندلاع 185، وفي الواقع لفترة أطول. خارج الحي كان هناك مستعر أعظم كيبلر عام 1604، والذي انفجر في مكان ما فوق مركز المجرة.

لاحظ أن اثنين من المستعرات الأعظم الستة من النوع الثاني، والباقي من النوع الأول. دعونا نحاول معرفة أين يمكن أن تشتعل هذه الأنواع من المستعرات الأعظم في المجرة. المستعرات الأعظم من النوع الأول، إذا حكمنا من خلال الانفجارات في الأنظمة النجمية الأخرى، تحدث على أي مسافة من المركز، وبشكل أكثر تحديدًا، في منطقة توزيع الهيدروجين غير المتأين، والذي، في جوهره، هو إلى حد كبير نتاج نشاط المستعرات الأعظم. أما المستعرات الأعظم من النوع الثاني فهي مرتبطة بالنجوم الشابة التي يتم تحديد منطقة توزيعها في المجرات بوضوح بواسطة السدم الغازية المضيئة - سحب الهيدروجين المتأين.

نصف قطر انتشار الهيدروجين غير المتأين في المجرة هو 21 كيلو فرسخ فلكي، والهيدروجين المتأين هو 16 كيلو فرسخ فلكي. لذلك، من السهل حساب جزء الحي الذي نعيش فيه بنصف قطر 8 كيلو فرسخ فلكي بالنسبة للمنطقة المقابلة لانتشار مراحل تأين الهيدروجين في المجرة: 0.15 لغير المتأين و0.25 للمتأين. في الواقع، هذه هي العوامل الوحيدة التي نحتاجها لحساب متوسط ​​الفترات الفاصلة بين انفجارات المستعرات الأعظم من كلا النوعين. وبأخذ الفاصل الزمني الأدنى وهو 1800 سنة، نحصل على 1800:4*0.15 = 67 سنة للنوع الأول، و1800:2*0.25 = 225 سنة للنوع الثاني، أو، دون التمييز بين الأنواع، حوالي مستعرين أعظمين في كل قرن. يمكن اعتبار هذه الأرقام صحيحة مع وجود خطأ يصل إلى 50%، ولكن بما أن دراسات الانبعاث الراديوي لبقايا المستعر الأعظم في منطقة يبلغ نصف قطرها 8 كيلو فرسخ فلكي حول الشمس لم تكشف عن أجسام أخرى أصغر من 2500 عام، فإن متوسط ​​الفواصل الزمنية بين الانفجارات التي تم الحصول عليها أعلاه يمكن زيادتها بعامل 1.4، وينخفض ​​عدد الانفجارات بنفس المقدار خلال مائة عام.

ومن المثير للاهتمام أن نلاحظ أن الانفجارات التي لوحظت بصريًا على مدار ألفي عام لم تتبع بعضها البعض بشكل تقريبي، في "سلسلة": كان أحدها في القرن الثاني، ثم كان هناك انقطاع في القرن الثامن، وفي القرن الحادي عشر - في القرن الثاني عشر، كانت هناك ثلاث ثورات، وبعدها مرة أخرى كان هناك توقف دام أربعة قرون، وانتهت بثلاث ثورات تلت ذلك لمدة 32 عامًا في مطلع القرنين السادس عشر والسابع عشر. ومنذ ذلك الحين، بدأت فترة توقف جديدة دامت أربعة قرون. "السلسلة" و"التوقف المؤقت" ليس لهما معنى مادي خاص. هذه مجرد حوادث محض في تسلسل عدد صغير من الأحداث. بطريقة أو بأخرى، ولكن خلال القرون الأربعة الماضية، حدثت انفجارات مستعرات أعظمية خارج الحي بنصف قطر 8 كيلو فرسخ فلكي حول الشمس. المجرة "تدين" لمنطقتنا بما لا يقل عن اثنين من المستعرات الأعظم.

إن موقع النظام الشمسي في المجرة هو أن ملاحظات انفجارات المستعرات الأعظم متاحة لنا بصريًا بحوالي نصف حجمها، وفي بقية المجرة يكون سطوع التوهجات مكتومًا بسبب الامتصاص بين النجوم والبعد كثيرًا لدرجة أنه حتى في عصرنا هذا يمكن تفويتها واكتشافها بعد التوهج بالفعل كمخلفات ينبعث منها الراديو.

من أهم إنجازات القرن العشرين هو فهم حقيقة أن جميع العناصر الأثقل من الهيدروجين والهيليوم تقريباً تتشكل في الأجزاء الداخلية للنجوم وتدخل إلى الوسط النجمي نتيجة انفجارات السوبرنوفا، وهي من أقوى الظواهر. في الكون.

في الصورة: توفر النجوم اللامعة وخصلات من الغاز خلفية مذهلة للتدمير الذاتي لنجم ضخم يطلق عليه اسم المستعر الأعظم 1987A. وقد لاحظ علماء الفلك انفجاره في نصف الكرة الجنوبي في 23 فبراير 1987. تُظهر صورة هابل هذه بقايا مستعر أعظم محاطة بحلقات داخلية وخارجية من المادة في سحب غازية منتشرة. هذه الصورة ثلاثية الألوان عبارة عن مركب من عدة صور للمستعر الأعظم والمنطقة المجاورة له تم التقاطها في سبتمبر 1994، فبراير 1996، ويوليو 1997. العديد من النجوم الزرقاء الساطعة القريبة من المستعر الأعظم هي نجوم ضخمة، يبلغ عمر كل منها حوالي 12 مليون سنة وأثقل بـ 6 مرات من الشمس. جميعهم ينتمون إلى نفس جيل النجوم الذي انفجر. ويعد وجود السحب الغازية اللامعة علامة أخرى على شباب هذه المنطقة التي لا تزال أرضا خصبة لولادة نجوم جديدة.

في البداية، كانت جميع النجوم التي زاد سطوعها فجأة بأكثر من 1000 مرة تسمى المستعرات. وامضة، ظهرت مثل هذه النجوم فجأة في السماء، فكسرت التكوين المعتاد للكوكبة، وازداد سطوعها عند الحد الأقصى عدة آلاف المرات، ثم بدأ سطوعها ينخفض ​​بشكل حاد، وبعد سنوات قليلة أصبحت ضعيفة كما كانت. قبل التفشي. إن تكرار التوهجات، التي يقذف النجم خلالها ما يصل إلى جزء من الألف من كتلته بسرعة عالية، هو سمة من سمات النجوم الجديدة. ومع ذلك، على الرغم من عظمة ظاهرة مثل هذا الوميض، فإنه لا يرتبط بتغيير جذري في بنية النجم، ولا بتدميره.

لمدة خمسة آلاف عام، تم الحفاظ على معلومات حول أكثر من 200 انفجار ساطع للنجوم، إذا اقتصرنا على تلك التي لم تتجاوز تألق الحجم الثالث. ولكن عندما تم تحديد طبيعة السدم خارج المجرة، أصبح من الواضح أن المستعرات التي اشتعلت فيها تجاوزت المستعرات العادية في خصائصها، حيث تبين أن لمعانها غالبًا ما يكون مساويًا لضياء المجرة بأكملها التي اندلعت فيها. إن الطبيعة غير العادية لمثل هذه الظواهر قادت علماء الفلك إلى فكرة أن مثل هذه الأحداث هي شيء مختلف تمامًا عن النجوم الجديدة العادية، وبالتالي، في عام 1934، بناءً على اقتراح الفلكيين الأمريكيين فريتز زويكي ووالتر بادي، تلك النجوم التي يصل ومضاتها إلى لمعان النجوم. تم عزل المجرات العادية في أقصى سطوع لها إلى فئة منفصلة، ​​ألمع في اللمعان ونادرة من المستعرات الأعظم.

وعلى النقيض من انفجارات النجوم الجديدة العادية، فإن انفجارات المستعرات الأعظم في الوضع الحالي لمجرتنا هي ظاهرة نادرة للغاية، ولا تحدث أكثر من مرة واحدة كل 100 عام. كانت أبرز حالات تفشي المرض في عامي 1006 و1054، وترد المعلومات المتعلقة بها في الأطروحات الصينية واليابانية. وفي عام 1572، لاحظ عالم الفلك المتميز تايكو براهي ظهور مثل هذا النجم في كوكبة ذات الكرسي، بينما كان يوهانس كيبلر آخر من تابع المستعر الأعظم في كوكبة الحواء في عام 1604. لمدة أربعة قرون من عصر "التلسكوبي" في علم الفلك، لم يتم ملاحظة مثل هذه التوهجات في مجرتنا. إن موقع النظام الشمسي فيه يجعل رصد المستعرات الأعظمية متاحًا لنا بصريًا بحوالي نصف حجمه، وفي الباقي يتم كتم سطوع الانفجارات عن طريق الامتصاص بين النجوم. في و. كراسوفسكي وإي. حسب شكلوفسكي أن انفجارات المستعرات الأعظم في مجرتنا تحدث في المتوسط ​​مرة واحدة كل 100 عام. وفي المجرات الأخرى، تحدث هذه العمليات بنفس التردد تقريبًا؛ لذلك، تم الحصول على المعلومات الأساسية حول المستعرات الأعظم في مرحلة الانفجار البصري من ملاحظاتها في المجرات الأخرى.

وإدراكًا لأهمية دراسة مثل هذه الظواهر القوية، بدأ علماء الفلك دبليو. بادي وإف. زويكي، الذين عملوا في مرصد بالومار في الولايات المتحدة الأمريكية، بحثًا منهجيًا منهجيًا عن المستعرات الأعظم في عام 1936. كان لديهم تلسكوب شميدت تحت تصرفهم، مما جعل من الممكن تصوير مناطق بعشرات الدرجات المربعة وقدم صورًا واضحة جدًا حتى للنجوم والمجرات الخافتة. وعلى مدار ثلاث سنوات، اكتشفوا 12 انفجارًا للمستعر الأعظم في مجرات مختلفة، والتي تمت دراستها بعد ذلك باستخدام القياس الضوئي والتحليل الطيفي. ومع تحسن تكنولوجيا الرصد، زاد عدد المستعرات الأعظم المكتشفة حديثا بشكل مطرد، وأدى الإدخال اللاحق للبحث الآلي إلى زيادة أشبه بالانهيار الجليدي في عدد الاكتشافات (أكثر من 100 مستعر أعظم سنويا، بإجمالي عدد 1500). وفي السنوات الأخيرة، بدأت التلسكوبات الكبيرة أيضًا في البحث عن المستعرات الأعظمية البعيدة جدًا والخافتة، نظرًا لأن أبحاثها يمكن أن تقدم إجابات للعديد من الأسئلة حول بنية ومصير الكون بأكمله. وفي ليلة واحدة من عمليات الرصد بهذه التلسكوبات، يمكن اكتشاف أكثر من 10 مستعرات أعظمية بعيدة.

نتيجة انفجار نجم يُلاحظ كظاهرة سوبر نوفا، يتشكل حوله سديم يتوسع بسرعة هائلة (حوالي 10000 كم/ث). إن معدل التمدد العالي هو السمة الرئيسية التي يتم من خلالها تمييز بقايا المستعرات الأعظم عن السدم الأخرى. في بقايا المستعرات الأعظم، كل شيء يتحدث عن انفجار بقوة هائلة، مما أدى إلى تشتيت الطبقات الخارجية للنجم وإضفاء سرعات هائلة على الأجزاء الفردية من القشرة المقذوفة.

سديم السلطعون

لم يقدم أي جسم فضائي لعلماء الفلك نفس القدر من المعلومات القيمة مثل سديم السرطان الصغير نسبيًا الذي لوحظ في كوكبة الثور والذي يتكون من مادة غازية منتشرة تتوسع بسرعة عالية. كان هذا السديم، وهو من بقايا المستعر الأعظم الذي تم رصده عام 1054، أول جسم مجري تم التعرف عليه من خلال مصدر راديوي. اتضح أن طبيعة الانبعاث الراديوي لا علاقة لها بالإشعاع الحراري: حيث تزداد شدته بشكل منهجي مع طول الموجة. وسرعان ما أصبح من الممكن تفسير طبيعة هذه الظاهرة. ويجب أن يكون هناك مجال مغناطيسي قوي في بقايا المستعر الأعظم، يحمل الأشعة الكونية (الإلكترونات، البوزيترونات، النوى الذرية) التي تنشأ عنها، والتي لها سرعات قريبة من سرعة الضوء. وفي المجال المغناطيسي، تشع الطاقة الكهرومغناطيسية في شعاع ضيق في اتجاه الحركة. دفع اكتشاف الانبعاثات الراديوية غير الحرارية الصادرة عن سديم السرطان علماء الفلك إلى البحث عن بقايا المستعر الأعظم على هذا الأساس تحديدًا.

تبين أن السديم الموجود في كوكبة ذات الكرسي هو مصدر قوي بشكل خاص للانبعاثات الراديوية؛ عند الأطوال الموجية المترية، يكون تدفق الانبعاث الراديوي منه أعلى بعشر مرات من التدفق الصادر من سديم السرطان، على الرغم من أنه أبعد بكثير من الأخير. في الحزم الضوئية، يكون هذا السديم سريع التوسع ضعيفًا جدًا. يُعتقد أن سديم الكرسي هو بقايا انفجار سوبر نوفا حدث قبل حوالي 300 عام.

أظهر نظام من السدم الخيطية في كوكبة الدجاجة أيضًا خاصية الانبعاث الراديوي لبقايا المستعرات الأعظم القديمة. وقد ساعد علم الفلك الراديوي في العثور على العديد من المصادر الراديوية غير الحرارية الأخرى، والتي تبين أنها بقايا مستعرات أعظمية من مختلف الأعمار. وهكذا، تم التوصل إلى أن بقايا المستعرات الأعظم، حتى قبل عشرات الآلاف من السنين، تبرز بين السدم الأخرى بانبعاثها الراديوي القوي غير الحراري.

كما ذكرنا سابقًا، كان سديم السرطان هو أول جسم تم اكتشاف انبعاث الأشعة السينية فيه. وفي عام 1964، أمكن اكتشاف أن مصدر الأشعة السينية المنبعثة منه ممتد، على الرغم من أن أبعاده الزاويّة أصغر بـ 5 مرات من الأبعاد الزاويّة لسديم السرطان نفسه. ومن هنا استنتج أن الأشعة السينية لا تنبعث من نجم اندلع في السابق على شكل مستعر أعظم، بل من السديم نفسه.

تأثير المستعر الأعظم

في 23 فبراير 1987، انفجر مستعر أعظم في مجرتنا المجاورة، سحابة ماجلان الكبرى، والتي أصبحت في غاية الأهمية لعلماء الفلك لأنها كانت أول سحابة يمكنهم دراستها بالتفصيل، مسلحين بالأدوات الفلكية الحديثة. وقد أكد هذا النجم سلسلة كاملة من التوقعات. بالتزامن مع الفلاش البصري، سجلت أجهزة الكشف الخاصة المثبتة في اليابان وأوهايو (الولايات المتحدة الأمريكية) تدفقًا من النيوترينوات - وهي جسيمات أولية تولد في درجات حرارة عالية جدًا أثناء انهيار قلب النجم وتخترق بسهولة غلافه. أكدت هذه الملاحظات الافتراض السابق بأن حوالي 10٪ من كتلة النواة النجمية المنهارة تنبعث على شكل نيوترينوات في اللحظة التي ينهار فيها القلب نفسه إلى نجم نيوتروني. في النجوم الضخمة للغاية، أثناء انفجار المستعر الأعظم، يتم ضغط النوى إلى كثافات أكبر وربما تتحول إلى ثقوب سوداء، لكن الطبقات الخارجية للنجم لا تزال تتخلص منها. وفي السنوات الأخيرة، ظهرت دلائل تشير إلى أن بعض انفجارات أشعة جاما الكونية مرتبطة بالمستعرات الأعظم. ومن الممكن أن تكون طبيعة انفجارات أشعة جاما الكونية مرتبطة بطبيعة الانفجارات.

إن انفجارات السوبرنوفا لها تأثير قوي ومتنوع على الوسط النجمي المحيط بها. وتقوم قذيفة المستعر الأعظم، التي يتم قذفها بسرعة هائلة، بتجميع الغاز المحيط بها وضغطه، مما يمكن أن يعطي قوة دافعة لتكوين نجوم جديدة من السحب الغازية. توصل فريق من علماء الفلك بقيادة الدكتور جون هيوز من جامعة روتجرز، باستخدام ملاحظات مرصد شاندرا للأشعة السينية التابع لناسا، إلى اكتشاف مهم يلقي الضوء على كيفية تشكل السيليكون والحديد والعناصر الأخرى في انفجارات المستعرات الأعظم. تكشف صورة الأشعة السينية لبقايا المستعر الأعظم Cassiopeia A (Cas A) عن كتل من السيليكون والكبريت والحديد المقذوفة من داخل النجم أثناء الانفجار.

إن الجودة العالية والوضوح والمحتوى المعلوماتي لصور بقايا المستعر الأعظم Cas A، التي حصل عليها مرصد شاندرا، سمحت لعلماء الفلك ليس فقط بتحديد التركيب الكيميائي للعديد من العقد من هذه البقايا، ولكن أيضًا بمعرفة مكان تشكل هذه العقد بالضبط. على سبيل المثال، تتكون العقد الأكثر إحكاما وسطوعًا بشكل أساسي من السيليكون والكبريت مع القليل جدًا من الحديد. ويشير ذلك إلى أنها تشكلت في أعماق النجم، حيث وصلت درجات الحرارة إلى ثلاثة مليارات درجة مئوية خلال الانهيار الذي انتهى بانفجار سوبر نوفا. وفي العقد الأخرى، وجد علماء الفلك نسبة عالية جدًا من الحديد مع شوائب كمية معينة من السيليكون والكبريت. وتشكلت هذه المادة بشكل أعمق في تلك الأجزاء حيث وصلت درجة الحرارة أثناء الانفجار إلى قيم أعلى من أربعة إلى خمسة مليارات درجة. كشفت مقارنة الترتيبات في بقايا المستعر الأعظم Cas A لكل من العقد الغنية بالسيليكون اللامعة والعقد الغنية بالحديد الخافتة أن السمات "الحديدية" الناشئة من أعمق طبقات النجم تقع عند الحواف الخارجية للبقايا. وهذا يعني أن الانفجار ألقى بالعقد "الحديدية" أبعد من جميع العقد الأخرى. وحتى الآن، يبدو أنهم يبتعدون عن مركز الانفجار بمعدل أسرع. إن دراسة البيانات التي حصل عليها تشاندرا ستجعل من الممكن التركيز على إحدى الآليات العديدة التي اقترحها المنظرون والتي تشرح طبيعة انفجار المستعر الأعظم، وديناميكيات العملية، وأصل العناصر الجديدة.

تحتوي المستعرات الأعظمية SN I على أطياف متشابهة جدًا (بدون خطوط هيدروجين) وأشكال منحنى ضوئي، بينما تحتوي أطياف SN II على خطوط هيدروجين ساطعة وتتميز بمجموعة متنوعة من الأطياف والمنحنيات الضوئية. وبهذا الشكل، كان تصنيف المستعرات الأعظم موجودًا حتى منتصف الثمانينيات. ومع بداية الاستخدام الواسع النطاق لأجهزة الاستقبال CCD، زادت كمية ونوعية مواد الرصد بشكل كبير، مما جعل من الممكن الحصول على مخططات طيفية للأجسام الخافتة التي لم يكن من الممكن الوصول إليها سابقًا، وتحديد شدة وعرض الخطوط بدقة أكبر بكثير، وكذلك تسجيل خطوط أضعف في الأطياف. ونتيجة لذلك، بدأ التصنيف الثنائي الثابت للمستعرات الأعظمية يتغير بسرعة ويصبح أكثر تعقيدًا.

تتميز المستعرات الأعظم أيضًا بأنواع المجرات التي تشتعل فيها. في المجرات الحلزونية، تشتعل المستعرات الأعظم من كلا النوعين، ولكن في المجرات الإهليلجية، حيث لا يوجد وسط بين النجوم تقريبًا وانتهت عملية تكوين النجوم، لم يتم ملاحظة سوى المستعرات الأعظم من النوع SN I، ومن الواضح أنه قبل الانفجار كانت هذه نجوم قديمة جدًا، والتي تقترب كتلتها من كتلة الشمس. وبما أن أطياف ومنحنيات الضوء للمستعرات الأعظمية من هذا النوع متشابهة جدًا، فهذا يعني أن نفس النجوم تنفجر في المجرات الحلزونية. النهاية الطبيعية للمسار التطوري للنجوم ذات الكتل القريبة من الشمس هي التحول إلى قزم أبيض مع التكوين المتزامن لسديم كوكبي. لا يوجد هيدروجين تقريبًا في تركيبة القزم الأبيض، لأنه المنتج النهائي لتطور النجم العادي.

تتشكل العديد من السدم الكوكبية في مجرتنا كل عام، وبالتالي فإن معظم النجوم ذات هذه الكتلة تكمل حياتها بهدوء، ولا ينفجر مستعر أعظم من نوع SN I إلا مرة واحدة كل مائة عام. ما هي الأسباب التي تحدد نهاية مميزة للغاية، لا تشبه مصير النجوم الآخرين من نفس النوع؟ أظهر عالم الفيزياء الفلكية الهندي الشهير S. Chandrasekhar أنه في حالة أن كتلة القزم الأبيض أقل من حوالي 1.4 كتلة شمسية، فإنه "سيعيش" حياته بهدوء. أما إذا كان في نظام ثنائي قريب بما فيه الكفاية، فإن جاذبيته القوية قادرة على "سحب" المادة من النجم المرافق، مما يؤدي إلى زيادة تدريجية في الكتلة، وعندما يتجاوز الحد المسموح به يحدث انفجار قوي يؤدي إلى وفاة النجم.

من الواضح أن المستعرات الأعظم SN II ترتبط بالنجوم الشابة الضخمة التي يوجد الهيدروجين بكميات كبيرة في أصدافها. وتعتبر انفجارات هذا النوع من المستعرات الأعظم المرحلة النهائية في تطور النجوم التي تبلغ كتلتها الأولية أكثر من 810 كتلة شمسية. بشكل عام، فإن تطور مثل هذه النجوم يمضي بسرعة كبيرة، ففي بضعة ملايين من السنين يحرق الهيدروجين الموجود فيه، ثم الهيليوم الذي يتحول إلى كربون، وبعدها تبدأ ذرات الكربون بالتحول إلى ذرات ذات أعداد ذرية أعلى.

في الطبيعة، تنتهي تحولات العناصر ذات الإطلاق الكبير للطاقة بالحديد، الذي تكون نواته هي الأكثر استقرارًا، ولا يتم إطلاق أي طاقة أثناء اندماجها. وهكذا، عندما يصبح قلب النجم حديدًا، يتوقف إطلاق الطاقة فيه، ولا يعود قادرًا على مقاومة قوى الجاذبية، وبالتالي يبدأ في الانكماش أو الانهيار بسرعة.

العمليات التي تحدث أثناء الانهيار لا تزال بعيدة عن الفهم الكامل. ومع ذلك، فمن المعروف أنه إذا تحولت كل مادة النواة إلى نيوترونات، فيمكنها مقاومة قوى الجذب، ويتحول قلب النجم إلى "نجم نيوتروني"، ويتوقف الانهيار. وفي هذه الحالة تنطلق طاقة ضخمة تدخل قشرة النجم وتسبب التوسع، وهو ما نراه على شكل انفجار سوبر نوفا.

ومن هذا يمكن للمرء أن يتوقع وجود صلة وراثية بين انفجارات السوبرنوفا وتشكل النجوم النيوترونية والثقوب السوداء. إذا حدث تطور النجم قبل ذلك "بهدوء"، فيجب أن يكون نصف قطر غلافه أكبر بمئات المرات من نصف قطر الشمس، ويحتفظ أيضًا بما يكفي من الهيدروجين لتفسير طيف المستعرات الأعظم SN II.

المستعرات الأعظم والنجوم النابضة

حقيقة أنه بعد انفجار المستعر الأعظم، بالإضافة إلى القشرة المتوسعة وأنواع مختلفة من الإشعاع، تبقى أجسام أخرى، أصبحت معروفة في عام 1968 نظرًا لحقيقة أنه قبل عام، اكتشف علماء الفلك الراديوي النجوم النابضة - مصادر راديوية، إشعاعها يتركز في نبضات منفصلة، ​​تتكرر بعد فترة زمنية محددة بدقة. لقد أذهل العلماء بالتواتر الصارم للنبضات وقصر فتراتها. استحوذ النجم النابض على أكبر قدر من الاهتمام، حيث كانت إحداثياته ​​قريبة من إحداثيات سديم مثير للاهتمام للغاية لعلماء الفلك، يقع في كوكبة الأشرعة الجنوبية، والذي يعتبر من بقايا انفجار سوبر نوفا بلغت مدته 0.089 ثانية فقط. وبعد اكتشاف النجم النابض في وسط سديم السرطان (كانت مدته 1/30 من الثانية)، أصبح من الواضح أن النجوم النابضة مرتبطة بطريقة ما بانفجارات السوبرنوفا. في يناير 1969، تم التعرف على نجم نابض من سديم السرطان مع نجم خافت بقوة 16 درجة يتغير سطوعه مع نفس الفترة، وفي عام 1977، تم التعرف أيضًا على نجم نابض في كوكبة الأشرعة مع نجم.

ترتبط دورية انبعاث النجوم النابضة بدورانها السريع، ولكن لا يمكن لأي نجم عادي، حتى القزم الأبيض، أن يدور خلال فترة زمنية مميزة للنجوم النابضة، حيث سيتم تمزيقها على الفور بواسطة قوى الطرد المركزي، ونجم نيوتروني فقط، كثيفة جدًا وصغيرة الحجم، ويمكن أن تقف أمامهم. ونتيجة لتحليل العديد من الخيارات، توصل العلماء إلى استنتاج مفاده أن انفجارات المستعرات الأعظم يصاحبها تكوين نجوم نيوترونية، وهو نوع جديد نوعيا من الأجسام، التي تنبأت بوجودها نظرية تطور النجوم ذات الكتلة الكبيرة.

المستعرات الأعظم والثقوب السوداء

تم الحصول على أول دليل على وجود صلة مباشرة بين انفجار المستعر الأعظم وتكوين ثقب أسود من قبل علماء الفلك الإسبان. ونتيجة لدراسة الإشعاع المنبعث من نجم يدور حول ثقب أسود في النظام الثنائي نوفا سكوربي 1994، تبين أنه يحتوي على كميات كبيرة من الأكسجين والمغنيسيوم والسيليكون والكبريت. هناك افتراض بأنه تم التقاط هذه العناصر عندما تحول نجم قريب، بعد أن نجا من انفجار سوبر نوفا، إلى ثقب أسود.

تعد المستعرات الأعظم (خاصة المستعرات الأعظم من النوع Ia) من بين أكثر الأجسام النجمية سطوعًا في الكون، لذلك يمكن استكشاف أبعدها باستخدام المعدات المتاحة حاليًا. تم اكتشاف العديد من المستعرات الأعظم من النوع Ia في المجرات القريبة نسبيًا. مكنت التقديرات الدقيقة بما فيه الكفاية للمسافات إلى هذه المجرات من تحديد لمعان المستعرات الأعظم التي انفجرت فيها. إذا افترضنا أن المستعرات العظمى البعيدة لها نفس متوسط ​​اللمعان، فيمكن أيضًا استخدام الحجم المرصود عند أقصى سطوع لتقدير المسافة إليها. إن مقارنة المسافة إلى المستعر الأعظم مع معدل الإزالة (الانزياح الأحمر) للمجرة التي انفجرت فيها يجعل من الممكن تحديد الكمية الرئيسية التي تميز توسع الكون، وهو ما يسمى بثابت هابل.

حتى قبل 10 سنوات، تم الحصول على قيم تختلف بمقدار مرتين تقريبًا من 55 إلى 100 كم/ثانية Mpc، أما اليوم فقد زادت الدقة بشكل كبير، ونتيجة لذلك تم قبول قيمة 72 كم/ثانية Mpc (بخطأ حوالي 10%). بالنسبة للمستعرات الأعظمية البعيدة، التي يقترب انزياحها الأحمر من 1، فإن العلاقة بين المسافة والانزياح الأحمر تجعل من الممكن أيضًا تحديد الكميات التي تعتمد على كثافة المادة في الكون. وفقا للنظرية النسبية العامة لأينشتاين، فإن كثافة المادة هي التي تحدد انحناء الفضاء، وبالتالي مصير الكون في المستقبل. وهي: هل ستتوسع إلى أجل غير مسمى أم ستتوقف هذه العملية يومًا ما ويحل محلها الانكماش. وقد أظهرت الدراسات الحديثة للمستعرات الأعظمية أنه على الأرجح أن كثافة المادة في الكون غير كافية لوقف التوسع، وسوف يستمر. ومن أجل تأكيد هذا الاستنتاج، هناك حاجة إلى عمليات رصد جديدة للمستعرات الأعظم.