свръхнови

свръхнови- звезди, завършващи еволюцията си в катастрофален експлозивен процес.

Терминът "свръхнови" се използва за описание на звезди, които пламват много (на порядък) по-силно от така наречените "нови звезди". Всъщност нито едното, нито другото са физически нови, вече съществуващи звезди винаги пламват. Но в няколко исторически случая онези звезди, които преди това бяха почти или напълно невидими в небето, пламнаха, което създаде ефекта на появата на нова звезда. Типът свръхнова се определя от наличието на водородни линии в спектъра на избухването. Ако е, тогава свръхнова от тип II, ако не, тогава свръхнова от тип I.

Физика на свръхновите

Свръхнови тип II

Според съвременните концепции термоядреният синтез в крайна сметка води до обогатяване на състава на вътрешните области на звездата с тежки елементи. В процеса на термоядрен синтез и образуването на тежки елементи звездата се свива и температурата в центъра й се повишава. (Ефектът от отрицателния топлинен капацитет на гравитиращата недегенерирана материя.) Ако масата на ядрото на звездата е достатъчно голяма (от 1,2 до 1,5 слънчеви маси), тогава процесът на термоядрен синтез достига своя логичен завършек с образуването на желязо и никелови ядра. Вътре в силиконовата обвивка започва да се образува желязно ядро. Такова ядро ​​расте за един ден и се срива за по-малко от 1 секунда, след като достигне границата на Чандрасекар. За ядрото тази граница е от 1,2 до 1,5 слънчеви маси. Материята пада вътре в звездата и отблъскването на електроните не може да спре падането. Централното ядро ​​се свива все повече и в един момент, поради натиска, в него започват да протичат реакции на неутронизация - протоните започват да поглъщат електрони, превръщайки се в неутрони. Това причинява бърза загуба на енергия, отнесена от получените неутрино (така нареченото охлаждане на неутрино). Веществото продължава да се ускорява, да пада и да се свива, докато не започне да се отразява отблъскването между нуклоните на атомното ядро ​​(протони, неутрони). Строго погледнато, компресията се случва дори повече от тази граница: падащата материя по инерция превишава равновесната точка поради еластичността на нуклоните с 50% ("максимално изстискване"). Процесът на колапс на централното ядро ​​е толкова бърз, че около него се образува вълна на разреждане. След това, следвайки ядрото, черупката също се втурва към центъра на звездата. След това "компресираната гумена топка се отдръпва" и ударната вълна навлиза във външните слоеве на звездата със скорост от 30 000 до 50 000 km/s. Външните части на звездата се разпръскват във всички посоки и компактна неутронна звезда или черна дупка остава в центъра на взривената област. Това явление се нарича експлозия на свръхнова тип II. Тези експлозии са различни по мощност и други параметри, т.к. Експлодиращи звезди с различна маса и различен химичен състав. Има доказателства, че при експлозия на свръхнова тип II се освобождава много повече енергия, отколкото при експлозия от тип I, т.к. пропорционална част от енергията се абсорбира от черупката, но това не винаги може да е така.

В описания сценарий има редица неясноти. В хода на астрономически наблюдения беше установено, че масивните звезди наистина експлодират, което води до образуването на разширяващи се мъглявини, а в центъра има бързо въртяща се неутронна звезда, излъчваща редовни импулси на радиовълни (пулсар). Но теорията показва, че изходящата ударна вълна трябва да раздели атомите на нуклони (протони, неутрони). За това трябва да се изразходва енергия, в резултат на което ударната вълна трябва да изгасне. Но по някаква причина това не се случва: за няколко секунди ударната вълна достига повърхността на ядрото, след това - повърхността на звездата и издухва материята. Разглеждат се няколко хипотези за различни маси, но те не изглеждат убедителни. Може би в състояние на "максимално притискане" или в хода на взаимодействието на ударната вълна с веществото, което продължава да пада, влизат в сила някои принципно нови и непознати физични закони. Освен това по време на експлозията на свръхнова с образуването на черна дупка възникват следните въпроси: защо материята след експлозията не се абсорбира напълно от черната дупка; има ли изходяща ударна вълна и защо не се забавя и има ли нещо подобно на "максимално изстискване"?

Свръхнови тип Ia

Механизмът на изблици на свръхнови тип Ia (SN Ia) изглежда малко по-различен. Това е така наречената термоядрена свръхнова, чийто експлозивен механизъм се основава на процеса на термоядрен синтез в плътното въглеродно-кислородно ядро ​​на звезда. Предшествениците на SN Ia са бели джуджета с маси, близки до границата на Чандрасекар. Общоприето е, че такива звезди могат да се образуват, когато материята изтича от втория компонент на двойна звездна система. Това се случва, ако втората звезда на системата надхвърли лоба на Рош или принадлежи към класа звезди със свръхинтензивен звезден вятър. С увеличаване на масата на бялото джудже неговата плътност и температура постепенно се увеличават. Накрая, когато температурата достигне около 3 × 10 8 K, възникват условия за термоядрено запалване на въглеродно-кислородната смес. От центъра към външните слоеве фронтът на горенето започва да се разпространява, оставяйки след себе си продукти от горенето - ядрата на желязната група. Разпространението на фронта на горене се извършва в режим на бавна дефлаграция и е нестабилно към различни видове смущения. От голямо значение е нестабилността на Релей-Тейлър, която възниква поради действието на Архимедовата сила върху леки и по-малко плътни продукти на горене, в сравнение с плътна въглеродно-кислородна обвивка. Започват интензивни мащабни конвективни процеси, водещи до още по-голяма интензификация на термоядрените реакции и освобождаване на енергия от свръхнова (~ 10 51 erg), необходима за изхвърлянето на обвивката. Скоростта на фронта на горене се увеличава, възможна е турбулентност на пламъка и образуване на ударна вълна във външните слоеве на звездата.

Други видове свръхнови

Има също SN Ib и Ic, чиито предшественици са масивни звезди в двойни системи, за разлика от SN II, чиито предшественици са единични звезди.

Теория за свръхнова

Все още няма пълна теория за свръхновите. Всички предложени модели са опростени и имат свободни параметри, които трябва да се коригират, за да се получи необходимата схема на експлозия. Понастоящем е невъзможно да се вземат предвид всички физически процеси, които се случват в звездите и са важни за развитието на изригване в числените модели. Няма и пълна теория за еволюцията на звездите.

Обърнете внимание, че предшественикът на добре известната свръхнова SN 1987A, причислен към втория тип, е син свръхгигант, а не червен, както се предполагаше преди 1987 г. в моделите SN II. Също така е вероятно да няма компактен обект като неутронна звезда или черна дупка в неговия остатък, както може да се види от наблюденията.

Мястото на свръхновите във Вселената

Според множество изследвания, след раждането на Вселената, тя е била изпълнена само с леки вещества - водород и хелий. Всички други химични елементи могат да се образуват само в процеса на изгаряне на звезди. Това означава, че нашата планета (и вие и аз) се състои от материя, образувана в дълбините на праисторическите звезди и изхвърлена понякога при експлозии на свръхнова.

Според учените всяка свръхнова тип II произвежда активен изотоп на алуминий (26Al) около 0,0001 слънчеви маси. Разпадането на този изотоп създава твърда радиация, която се наблюдава от дълго време и от нейния интензитет се изчислява, че изобилието на този изотоп в Галактиката е по-малко от три слънчеви маси. Това означава, че свръхнови тип II трябва да експлодират в Галактиката средно два пъти на век, което не се наблюдава. Вероятно през последните векове много такива експлозии не са били забелязани (възникнали зад облаци от космически прах). Следователно повечето свръхнови се наблюдават в други галактики. Проучванията на дълбокото небе с автоматични камери, свързани с телескопи, сега позволяват на астрономите да откриват повече от 300 изригвания годишно. Във всеки случай е крайно време да избухне свръхнова...

Според една от хипотезите на учените, космически облак от прах, който се е появил в резултат на експлозия на свръхнова, може да остане в космоса около два или три милиарда години!

наблюдения на свръхнови

За обозначаване на свръхновите астрономите използват следната система: първо се изписват буквите SN (от лат. С uper н ova), след това годината на откриване и след това с латински букви - серийният номер на свръхновата през годината. Например, SN 1997cjобозначава открита свръхнова 26 * 3 ( ° С) + 10 (й) = 88-ми поред през 1997 г.

Най-известните свръхнови

• Супернова SN 1604 (Свръхнова на Кеплер)
• Супернова G1.9+0.3 (Най-младата в нашата Галактика)

Исторически свръхнови в нашата Галактика (наблюдавани)

свръхнова	Дата на избухване	съзвездие	Макс. блясък	Разстояние (св. година)	Тип светкавица	Продължителност на видимостта	остатък	Бележки
SN 185	, 7 декември	Кентавър	-8	3000	аз?	8 - 20 месеца	G315.4-2.3 (RCW 86)	Китайски хроники: наблюдавани близо до Алфа Кентавър.
SN 369		неизвестен	неизвестен	неизвестен	неизвестен	5 месеца	неизвестен	Китайски хроники: ситуацията е много слабо известна. Ако е била близо до галактическия екватор, много вероятно е да е била свръхнова; ако не, най-вероятно е била бавна нова.
SN 386		Стрелец	+1.5	16,000	II?	2-4 месеца
SN 393		скорпион	0	34000	неизвестен	8 месеца	няколко кандидата	китайски хроники
SN 1006	, 1 май	Вълк	-7,5	7200	Ia	18 месеца	SNR 1006	швейцарски монаси, арабски учени и китайски астрономи.
SN 1054	, 4 юли	Телец	-6	6300	II	21 месеца	мъглявина рак	в Близкия и Далечния изток (не се появява в европейските текстове, с изключение на неясни намеци в ирландските монашески хроники).
SN 1181	, Август	Касиопея	-1	8500	неизвестен	6 месеца	Вероятно 3C58 (G130.7+3.1)	трудовете на професора от Парижкия университет Александър Некем, китайски и японски текстове.
SN 1572	, 6 ноември	Касиопея	-4	7500	Ia	16 месеца	Остатък от свръхнова Тихо	Това събитие е записано в много европейски източници, включително записите на младия Тихо Брахе. Вярно, той забеляза пламналата звезда едва на 11 ноември, но я проследи цяла година и половина и написа книгата "De Nova Stella" ("За нова звезда") - първият астрономически труд на тази тема.
SN 1604	, 9 октомври	Змиеносец	-2.5	20000	Ia	18 месеца	Остатък от свръхнова на Кеплер	От 17 октомври започва да го изучава Йоханес Кеплер, който излага наблюденията си в отделна книга.
SN 1680	, 16 август	Касиопея	+6	10000	IIб	неизвестен (по-малко от седмица)	Остатък от свръхнова Касиопея А	забелязан от Flamsteed, каталогизира звездата като 3 Cas.

Вижте също

Връзки

• Псковски Ю.П. Нови и свръхнови- книга за нови и свръхнови звезди.
• Цветков Д. Ю. Супернови звезди- съвременен преглед на свръхновите.
• Алексей Левин Космически бомби- статия в списание "Популярна механика"
• Списък на всички наблюдавани свръхнови - Списък на свръхновите, IAU
• Студенти за изследване и развитие на космоса - свръхнови

Бележки

Фондация Уикимедия. 2010 г.

• свръхнови
• свръхнови

Вижте какво е "Supernova" в други речници:

СУПЕРНОВИ ЗВЕЗДИ Голям енциклопедичен речник

свръхнови- внезапно пламнали звезди, чиято мощност на излъчване по време на изригване (от 1040 erg / s и повече) е много хиляди пъти по-голяма от мощността на ново избухване на звезда. Експлозиите на свръхнови са причинени от гравитационен колапс. По време на експлозията централната част ... Астрономически речник

свръхнови- внезапно мигащи, така наречените еруптивни звезди, чиято мощност на излъчване надвишава мощността на излъчване на една галактика (наброяваща до стотици милиарди звезди). Експлозия (светкавица) възниква в резултат на гравитационен колапс (компресия) ... Началото на съвременното естествознание

СУПЕРНОВИ ЗВЕЗДИ- звезди, светкавици (експлозии) са придружени от общо освобождаване на енергия = 1051 ерг. При всички други звездни изригвания например се отделя много по-малко енергия. по време на огнища на т.нар. нови звезди до 1046 ерг. С. ч. в основния разделени на два вида (I и II). от… Физическа енциклопедия

свръхнови- Свръхнови СУПЕРНОВИ ЗВЕЗДИ, звезди, които внезапно (в рамките на няколко дни) увеличават яркостта си стотици милиони пъти. Такава светкавица възниква поради компресията на централните области на звездата под въздействието на гравитацията и силите на изтласкване (ко ... ... Илюстрован енциклопедичен речник

свръхнови- звездите са звезди, които завършват еволюцията си в катастрофален експлозивен процес. Терминът "свръхнови" се използва за обозначаване на звезди, които пламват много (на порядък) по-силно от така наречените "нови звезди". Всъщност нито едното, нито другото физически ... ... Wikipedia

свръхнови- звезди, завършващи еволюцията си в катастрофален експлозивен процес. Терминът "свръхнови" се използва за обозначаване на звезди, които пламват много (на порядък) по-силно от така наречените "нови звезди". Всъщност нито едното, нито другото са физически нови ... Уикипедия

свръхнови- внезапно пламнали звезди, чиято мощност на излъчване по време на изригването (от 1040 erg / s и повече) е много хиляди пъти по-голяма от силата на изригването на нова звезда. Псевдоним на гравитационен колапс води до експлозия на свръхнова При експлозията ... ... енциклопедичен речник

ЗВЕЗДИ- горещи светещи небесни тела, подобни на Слънцето. Звездите се различават по размер, температура и яркост. В много отношения Слънцето е типична звезда, въпреки че изглежда много по-ярка и по-голяма от всички други звезди, тъй като се намира много по-близо до ... ... Енциклопедия на Collier

СУПЕРНОВИ ЗВЕЗДИ- СУПЕРНОВИ ЗВЕЗДИ, звезди, които внезапно (в рамките на няколко дни) увеличават своята яркост стотици милиони пъти. Такова изригване възниква поради компресията на централните области на звездата под действието на гравитацията и силите на изтласкване (при скорости около 2 ... ... Съвременна енциклопедия Прочетете повече

Експлозията на свръхнова е наистина космическо явление. Всъщност това е експлозия с колосална мощност, в резултат на която звездата или престава да съществува изобщо, или преминава в качествено нова форма - под формата на неутронна звезда или черна дупка. В този случай външните слоеве на звездата се изхвърлят в космоса. Разпръсквайки се с висока скорост, те пораждат красиви светещи мъглявини.

Мъглявината Рак придобива известност през 1758 г., когато астрономите очакват завръщането на Халеевата комета. Чарлз Месие, известният "ловец на комети" от онова време, търсеше опашат гост сред рогата на Телец, където беше предсказано. Но вместо това астрономът открил продълговата мъглявина, която го объркала толкова много, че той я сбъркал с комета. В бъдеще, за да избегне объркване, Месие реши да каталогизира всички мъгляви обекти в небето. Мъглявината Рак е каталожен номер 1. Това изображение на мъглявината Рак е направено от космическия телескоп Хъбъл. Показва много детайли: газови влакна, възли, кондензации. Днес мъглявината се разширява със скорост от около 1500 km/s, а промяната в размера й се вижда на снимки, направени само с няколко години. Общите размери на мъглявината Рак надхвърлят 5 светлинни години.

Мъглявината Рак (или М1 според каталога на К. Месие) е един от най-известните космически обекти. Въпросът тук не е нейната яркост или специална красота, а ролята, която мъглявината Рак е изиграла в историята на науката. Мъглявината е остатък от експлозия на свръхнова, настъпила през 1054 г. В китайските хроники са запазени споменавания за появата на много ярка звезда на това място. M1 е в съзвездието Телец, до звездата ζ; в тъмни прозрачни нощи може да се види с бинокъл.


Известният обект Касиопея А, най-яркият източник на радиоизлъчване в небето. Това е остатък от свръхнова, избухнала около 1667 г. в съзвездието Касиопея. Странно, но не намираме никакво споменаване на ярка звезда в аналите от втората половина на 17 век. Вероятно в оптичния диапазон излъчването му е силно отслабено от междузвездния прах. В резултат на последната наблюдавана супернова в нашата галактика, все още има супернова на Кеплер.


Крабовидната мъглявина в оптиката, топлинните и рентгеновите лъчи. В центъра на мъглявината е пулсар, свръхплътна неутронна звезда, която излъчва радиовълни и генерира рентгенови лъчи в заобикалящата я материя (рентгеновите лъчи са показани в синьо). Наблюденията на мъглявината Рак при различни дължини на вълните са дали на астрономите фундаментална информация за неутронните звезди, пулсарите и свръхновите. Това изображение е комбинация от три изображения, направени от космическите телескопи Chandra, Hubble и Spitzer.


Остатъкът от свръхновата на Тихо. През 1572 г. в съзвездието Касиопея избухва свръхнова. Ярката звезда е наблюдавана от датчанина Тихо Брахе, най-добрият астроном-наблюдател от предтелескопичната ера. Книгата, написана от Брахе след това събитие, имаше огромно идеологическо значение, тъй като по това време се смяташе, че звездите са непроменени. Още в наше време астрономите отдавна търсят тази мъглявина с телескопи и през 1952 г. откриват нейното радиоизлъчване. Първата снимка в оптика е направена едва през 60-те години на миналия век.


Остатък от свръхнова в съзвездието Платна. Повечето от свръхновите в нашата Галактика се появяват в равнината на Млечния път, тъй като именно тук се раждат и прекарват краткия си живот масивните звезди. Влакнестите останки от супернова трудно се виждат на това изображение поради изобилието от звезди и червени водородни мъглявини, но разширяващата се сферична обвивка все още може да бъде идентифицирана по зеленикавото си сияние. Свръхнова в Sails избухна преди около 11-12 хиляди години. По време на избухването звездата изхвърли огромна маса материя в космоса, но не се срина напълно: на нейно място имаше пулсар, неутронна звезда, излъчваща радиовълни.


Мъглявината Молив (NGC 2736), част от обвивка на свръхнова в съзвездието Вела. Всъщност мъглявината е ударна вълна, разпространяваща се в космоса със скорост половин милион километра в час (на снимката тя лети отдолу нагоре). Преди няколко хиляди години тази скорост е била още по-висока, но налягането на околния междузвезден газ, колкото и незначително да е било, е забавило разширяващата се обвивка на свръхновата.


Близък план на NGC 6962 или Източен воал. Друго име за този обект е Мрежовата мъглявина


Мъглявината Simeiz 147 (известна още като Sh 2-240) е огромен остатък от експлозия на свръхнова, разположена на границата на съзвездията Телец и Възраст. Мъглявината е открита през 1952 г. от съветските астрономи Г. А. Шайн и В. Е. Газе в обсерваторията Симеиз в Крим. Експлозията е станала преди около 40 000 години, през което време разширяващият се материал е заемал площ от небето 36 пъти по-голяма от площта на пълната луна! Реалните размери на мъглявината са внушителните 160 светлинни години, а разстоянието до нея се оценява на 3000 светлинни години. години. Отличителна черта на обекта са дългите извити газови нишки, които дадоха на мъглявината името Спагети.


Мъглявината Медуза, друг добре известен остатък от свръхнова, се намира в съзвездието Близнаци. Разстоянието до тази мъглявина е слабо известно и вероятно е около 5000 светлинни години. Датата на експлозията също е известна много приблизително: преди 3 - 30 хиляди години. Ярката звезда вдясно е интересна променлива, ета Близнаци, която може да се наблюдава (и да се изследва за промени в нейната яркост) с просто око.


Последната експлозия на свръхнова, наблюдавана с невъоръжено око, се случи през 1987 г. в близка галактика, Големия Магеланов облак. Яркостта на свръхнова 1987A достигна 3 величини, което е доста, като се има предвид колосалното разстояние до нея (около 160 000 светлинни години); Прародителят на свръхновата беше син хипергигант. След експлозията на мястото на звездата са останали разширяваща се мъглявина и мистериозни пръстени под формата на числото 8. Учените предполагат, че причината за появата им може да е взаимодействието на звездния вятър на звездата-предшественик с газа, изхвърлен по време на експлозия

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

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

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

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

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

Снимката по-горе е компилация от три изображения, направени в три различни спектъра: рентгенов (телескоп Chandra), инфрачервен (телескоп Spitzer) и конвенционален оптичен (). Рентгеновите лъчи са представени в синьо, а техният източник е пулсар - невероятно плътна звезда, образувана след смъртта на свръхнова.

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

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

Мъглявината Медуза в съзвездието Близнаци също не е проучена, но е много популярна поради безпрецедентната си красота и голяма придружаваща звезда, която периодично променя яркостта си.

К. Лундмарк е първият, който говори за експлозии на свръхнови в нашата Галактика през 1921 г. Той вярваше, че ярките проблясъци, наблюдавани през древността и Средновековието, са галактически нови и онези звезди, които по-късно са наречени свръхнови. Отбелязвайки огнището от 1054 г., наблюдавано в Китай, той посочи, че мястото му е близо до мъглявината рак - газов съсирек с влакнеста структура, наподобяващ рак. Любопитно е, че тази мъглявина също е изследвана през 1921 г. от американските астрономи К. Лампланд и Дж. Дънкан и двамата установяват, че тя систематично се разширява и продължителността на разширяването й е почти девет века.

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

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

Но възможността за грешка е силно отхвърлена от историците на науката в древен Китай. През 1971 г. специалистът по древна китайска астрономия Хо Пинг-ю (Малайзия) и американските синолози Ф. Паар и П. Парсънс посочват друг текст с подобно описание на избухването на югоизточната част на "Тян-Куан". Следователно в хрониката няма грешка. Трябва да потърсим друга причина за объркването при установяване на мястото на огнището. Това изглежда е постигнато от автора на тази книга.

На древните китайски карти на звездното небе почти няма съзвездия с еднакви имена и само "Тиен Гуан" се оказа пет: в съвременните съзвездия на Телец, Дева, Стрелец, Близнаци и Козирог. Друг от първите изследователи на китайската система от съзвездия Г. Шлегел през 1875 г. отбелязва, че всяка от тези "Небесни бариери" се състои от две ярки звезди, но основното - че линията между тези бариерни звезди задължително пресича еклиптиката - остава незабелязано . Но това беше целта на тези специални съзвездия: те изиграха ролята на истински бариери, които блокираха на пет места главната "небесна магистрала" - еклиптиката, в зоната на която се извършва движението на небесните тела: планети, Слънцето и Луната.

Шлегел и други след него смятаха втората звезда от "Тен-Куан" в Телец за слаба звезда на юг от Телец и не взеха предвид, че такава бариера не пресича еклиптиката. Това беше грешката, която доведе до объркване при установяването на местоположението на експлозията на свръхновата.

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

За китайците беше строго обичайно да посочват позицията на „звездата гост“ спрямо най-ярката звезда в съзвездието. В "Тиен-Куан" в Телец сега трябва да разглеждаме Телец като такава звезда и тогава противоречивият текст от китайската хроника получава ясно тълкуване: "югоизточно от Телец на разстояние няколко градуса". Югоизточно от тази звезда, на седем градуса от нея, е мъглявината Рак.

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

Ако вземем предвид, че можем да видим Венера, когато Слънцето не е залязло, когато яркостта му надвиши величината - 3,5, а свръхновата престана да се вижда през нощта, след като яркостта й падна до 5-та величина, тогава получаваме, че звездата е отслабнал с 8,5 величини в рамките на 650 дни, средно с 1,3 величини на сто дни. Но сега знаем, че такава бавна скорост на разпадане, съчетана с бавното разширяване на обвивката (както се наблюдава в мъглявината Рак), е възможна само при свръхнови тип II.

Оорт и Майал отхвърлиха няколко препратки към по-ранни дати за наблюдения на супернова, по-специално японски записи от края на май, тъй като тогава суперновата беше скрита от Слънцето и невъзможна за виждане, и три китайски текста, които твърдят, че е имало слънчево затъмнение през 1054 г. през деня и "гостуваща звезда" се появи в "лунния дом на Мао" (Плеядите)". Местата и моментите на всички затъмнения са точно изчислени в "Канона на затъмненията" на T. Oppolzer, а въпросното затъмнение се е случило на майското новолуние в Южен Китай следобед на 9 май 1054 г. Сега, 40 години след работа на Oort и Mayall, можем да кажем, че както японските, така и китайските текстове не съдържат грешки: свръхнова беше видяна през май. Съвременните преводачи грешат. Но това стана ясно, след като беше открита информация за наблюдения на свръхнови в Армения.

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

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

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

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

Ориз. 24.Скално изкуство в Аризона.
Лявата рисунка е открита в пещерата на планината Бяла маса и изобразява младата Луна, приближаваща се към звездата, дясната рисунка е на стената на каньона Навахо; стара луна и ярка звезда.

Останките от въглени в огнищата на пещерите и стилът на рисунките в тази част на каньона показват, че пещерите са били обитавани от индианците навахо през 10-12 век. Най-вероятно индийците са били изумени от зрелищния спектакъл на близостта на Луната и свръхновата от 1054 г. Срещите на Луната със звездите по пътя й се случват точно след 27 дни и 7 часа. По-специално, старата Луна се приближи до свръхнова на 4 юни 1054 г., малко след като започна да се наблюдава в Китай. Това събитие може да съответства на модела в каньона. Що се отнася до рисунката в пещерата, Милър и астрономите, които я изучават, по-късно вярват, че древният художник е обърнал изображението на Луната с главата надолу, както правят нашите съвременници, когато са помолени от изненада да нарисуват Луната по памет. За потвърждаване на този факт дори бяха организирани масови експерименти, които потвърдиха невниманието на нашите съвременници. Е, както обикновено, те отново обвиниха древния художник за грешките.

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

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

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

На фиг. 25 показва предполагаемата светлинна крива на свръхновата от 1054 г. В своя максимум тя достига -5-та величина и фотометричният клас вероятно е II.5.

Търсенето на галактически свръхнови

През 1943-1945г. Съветският астроном Б.В. Кукаркин и американският астроном У. Бааде независимо изследват още две галактически свръхнови. Това бяха най-ярките изблици на звезди в навечерието на телескопичната епоха, известни като Nova на Тихо Брахе от 1572 г. и Nova на Йоханес Кеплер от 1604 г. Нашите съвременници използваха сравнения на яркостта на нови планети и съседни звезди, дадени в трудовете на Брахе и Кеплер . Вече е възможно да се изчислят точно величините на планетите за всеки момент в миналото и са известни точните величини на звездите, видими с невъоръжено око. Това направи възможно реконструирането на светлинните криви на двете ярки изригвания (те са показани на фиг. 25). Корейските исторически записи на Новия Кеплер също бяха търсени неравномерно, което значително допълваше европейските наблюдения. Максималната яркост на свръхновата от 1572 г. според нашите определения е -4,5, а тази на свръхновата от 1604 г. е -3,5, т.е. и в двата случая тя достига яркостта на Венера. Но най-интересното е, че техните светлинни криви не само се оказаха определено тип I, но и двете отговаряха най-добре на фотометричния клас I.12.

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

През 1948 г. са открити първите силни източници на космическо радиоизлъчване, като някои от тях се намират в района на Млечния път. Тези източници бяха наречени Стрелец А (по-късно открит в ядрото на Галактиката), Касиопея А и Телец А. По това време радиотелескопите определяха позицията на радиоизточника в небето много грубо, но още една година по-късно австралийският радиоастрономът Дж. Болтън и колегите му откриха, че откритият по-рано радиоизточник от Телец А съвпада по позиция с мъглявината Рак.

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

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

Но през 1955 г. Р. Минковски успява да измери движението на струпванията на тази мъглявина и открива, че въпреки нейното различие с мъглявината Рак, тя също е част от бързо разширяваща се обвивка. Трябваше да оттегли възраженията си. От разширяването на мъглявината беше възможно да се определи възрастта на тази свръхнова. Последните изследвания на канадските астрономи К. Кемпер и С. ван ден Берг сочат датата на избухването около 1653 г. с несигурност от около 3 години. Това означава, че това се е случило съвсем наскоро, вече след избухването на свръхновите Брахе и Кеплер, в ерата на телескопите на Ян Хевелий, но междувременно не е било наблюдавано в съзвездието Касиопея, което винаги е достъпно за наблюдения и не залязва в умерените ширини на нашето полукълбо. Младата свръхнова, открита от радиоастрономията, се оказа изключително интересен обект в много отношения.

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

Наблюдения на свръхнови в древността

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

За съжаление списъкът на Пингре е незаслужено забравен както от Хумболт, така и от Лундмарк. Към днешна дата най-пълната колекция от всички явления, считани за звездни изригвания по една или друга причина, е съставена от автора на тази книга и е включена в международния "Общ каталог на променливите звезди", редовно актуализиран с нови данни.

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

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

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

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

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

Според нас решаващият аргумент, който свидетелства за избухването на свръхнова, а не на нова звезда, е последователната промяна в цвета на избухването. Новите звезди почти не променят цвета си, докато свръхновите са бели в максимума си и след това последователно стават жълти, червени, жълти и отново бели. Тъй като текстът говори за пет цвята, първите наблюдения се отнасят до етапа на белия цвят, т.е. до максималната яркост.

Каква беше максималната яркост на свръхнова? Текстът не дава директна информация, но можем да я изчислим от продължителността на явлението. Седеммесечна видимост на звезда близо до хоризонта показва звездна величина на изригването не по-висока от -4, а 20-месечна - от -4 до -8 величина. Оказва се доста широк избор, който може да бъде ограничен, ако откриете остатък от свръхнова.

Четири нетермични радиоизточника, т.е. останки от свръхнови, са открити между и Кентавър. Намира се в средата и съвпада със слаба нишковидна мъглявина. Неговото топлинно рентгеново излъчване беше открито наскоро, знак за относителната младост на остатъка от свръхновата. Неговата възраст, изчислена от интензитета на радиоизлъчването, е по-малка от възрастта на другите три, но надхвърля 1700 години, т.е. оказва се по-стара от наблюдаваното изригване, което трябва да се отдаде на грубостта на този метод на определяне на възрастта. Разстоянието до остатъка е 2-3 kpc и следователно свръхнова от тип I, която избухна на такова разстояние, след отслабването си от междузвездно поглъщане, ще достигне -4-та величина, а в случая на тип II ще бъде -2-ра величина . Очевидно тип I е по-подходящ.

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

Сега важна роля играе търсенето на стари текстове, които съдържат ценна астрономическа информация. Особено поучителна в това отношение е историята на изследването на свръхновата от 1006 г. Това избухване, наблюдавано в южното съзвездие на Вълка, близо до хоризонта, се споменава в седем японски, шест китайски, шест европейски, пет арабски и един корейски хроники. Летописците, описващи явленията, не винаги са били професионални наблюдатели и очевидци, но понякога има описания на очевидци. Такъв бил астрологът Али бен Ридуан, който описал подробно феномена от 1006 г., който лично видял в младостта си. Той добре си спомни положението на планетите, когато се появи звездата, а американският изследовател Б. Голдщайн успя да установи датата и мястото на това явление в небето. Той получи подобни резултати от китайските хроники.

Както в случая със свръхновата от 1054 г., тук се сблъскваме с недостига на информация за яркостта на свръхновата. Любопитно е обаче, че първото описание на свръхновата на 28 април от японски астрономи отбелязва бяло-синия цвят на звездата, а следващите наблюдатели единодушно наричат ​​цвета на звездата жълт и златист. Съдейки по тази информация, японците са видели тази свръхнова още преди да достигне максималната си яркост. Китайски източници също отбелязаха, че на 1 май нейната яркост постепенно се увеличава и се доближава до яркостта на Венера. Пет източника сравняват блясъка на свръхнова с този на непълна луна, въпреки че никой не споменава, че звездата е била наблюдавана и през деня. Разбира се, през май звездата изгрява и залязва късно през нощта. Дори и да беше равен по блясък на Венера, той би направил огромно впечатление на фона на безлунна дълбока нощ, докато ние виждаме Венера само привечер на яркия фон на зората. Сенките от осветяването на обектите от свръхнова също засилиха впечатлението и очевидно послужиха като основа за сравнения с непълната Луна. И всъщност една свръхнова може да изглежда по-ярка от Венера, но по-бледа от Луната с една четвърт. Али бен Ридуан отбелязва, че "размерът" на звездата надвишава Венера 2,5-3 пъти. Това сравнение беше „задочно“, тъй като звездата изгря много по-късно от залеза на Венера. Изследователите се опитаха да преизчислят оценката на Али бен Ридуан въз основа на стари арабски и съвременни данни за видимите ъглови размери на Венера, но се оказаха глупости. Али бен Ридуан очевидно е имал предвид, че звездата е по-ярка от Венера с 2-3 величини. Тъй като Венера можеше да бъде с -3-та величина през майските вечери, свръхновата при максималната си яркост можеше да бъде с -6-та величина.

Това обстоятелство; че през юли суперновата е трябвало да изгрее през деня след обяд, но не се е виждала на фона на дневното небе, което показва, че тя изглежда е била по-слаба от -3,5 величини през този месец. Когато стана видим отново през нощта, той все още се открояваше в блясък от околните звезди. От юли до края на ноември японски придворни астрономи докладваха девет пъти за видимостта му на императора. Китайските астрономи я виждаха сутрин на изток до самия край на годината. През 1007 г. вече няма информация за свръхнова. Вярно е, че в един източник има доклад, който Голдщайн превежда като твърдение, че е бил видян преди 1016 г., но това е очевидно недоразумение, тъй като в този случай свръхновата в своя максимум би била толкова ярка, че ще свети през деня за дълго време.

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

Гледайки напред, отбелязваме, че по това време слаби сини централни звезди вече са открити и изследвани в две останки от свръхнови - в мъглявината Рак и Sails X, които се оказаха мигащи с висока честота - 30 и 10 пъти в секунда , съответно. Въпреки това не са открити колебания в яркостта на звездата на Швейцер. Може да се окаже, че тази звезда случайно се проектира върху радиоизточник и е един от обичайните обекти на галактическия диск пред или зад остатъка от свръхнова. Но, от друга страна, това може да бъде и първият открит звезден остатък от свръхнова тип I! Трябваше да се подреди. И през януари 1982 г. от сателит, въоръжен с ултравиолетови спектрометри, бяха получени спектрите на този обект от 1200 до 3200. Спектрите разкриват линии на поглъщане, принадлежащи на разширяващата се обвивка на остатъка от свръхнова, разположен пред звездата; тяхното изместване показва скорост на разширение от 5000 до 6000 km/s. Това изигра решаваща роля при установяването на истинската схема за развитие на изблици на свръхнови тип I.

Таблица 13. Галактически свръхнови
Супернова, светкавична година	185	1006	1054	1181	1572	1592	1604
съзвездие	Кентавър	Вълк	Телец	Касиопея	Касиопея	Касиопея	Змиеносец
Държава или част от света, където е забелязана свръхнова	Китай	Азия, Африка	Азия, Америка	Азия	Европа Азия	Корея	Европа Азия
Продължителност на наблюдението, дни	225	240	710	185	560	100	365
Максимална видима величина	-4	-6	-5	1	-4.5	2	-3.5
Фотометричен клас	аз пиша	I.14	II. 5	II. 3	I.12	?	I.12
Скорост на разширение на черупката, km/s	-	-8 000	-7 000	-8 000	-10 000	?	-10 000
остатък от свръхнова	Яжте	Яжте	Телец A "Краб"	3S 58	Касиопея Б	Касиопея А	Яжте
Разстояние до останалата част, kps	2-3	4	2	8	5	3	10

Остава да разкажем за ярката светкавица от 1181 г., която се наблюдава главно в Япония (Ф. Стивънсън преброи шест хроники, където се споменава), както и в Китай и Европа. Виждаше се половин година, по едно време имаше "синьо-жълт" цвят и беше равен по яркост на Сатурн. Избухването е настъпило в съзвездието Касиопея. Отслабването на свръхнова с 4 величини за половин година е типично за тип II. На мястото на изригването, което беше надеждно установено, има открит през 1952 г. нетермичен радиоизточник с ярко ядро ​​- "близнакът" на радиоизточника Телец А. Наскоро нишковидна мъглявина, наподобяваща мъглявината Рак намира се и тук в силно прашен участък от Млечния път. Това потвърждава, че изригването принадлежи към свръхнови тип II.

Колко чести са експлозиите на свръхнови в галактиката?

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

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

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

Ориз. 26.Местоположението на седемте галактически свръхнови в проекция върху главната равнина на Галактиката.
Свръхновите са отбелязани с датите на избухването им. C - центърът на Галактиката, - Слънцето, разстоянието между тях е 10 kpc. HI е границата на разпространение на неутрален водород в Галактиката, HII е границата на разпространение на йонизиран водород (т.е. светли газови мъглявини).

Наскоро Х. Тамман се опита да изчисли средния интервал между изблиците на пет свръхнови от нашето хилядолетие: 1006, 1054, 1572 и 1604. и Cassiopeia A. Supernova 1181 беше отхвърлена от него. Тези пет свръхнови са разположени в сектор, който има централен ъгъл от 50° с връх в ядрото на Галактиката (т.е. секторът е една седма от Галактиката, виж Фиг. 26). Ако разделим 1000 години на пет, получаваме интервал от 200 години между избухванията в даден сектор или, разделяйки на още 7, получаваме интервал от 28 години между избухванията на свръхнова за цялата Галактика. Но в рамките на сектора има значителни области, където силното поглъщане на светлина може да скрие изригванията от нас. Освен това данните за средновековните наблюдения бяха запазени само за северното полукълбо на планетата и следователно проблясъците в съзвездията близо до южния небесен полюс можеха да останат незабелязани. Няма да навлизаме в подробности за съответните корекции, а само ще посочим, че Тамман в крайна сметка е получил среден интервал от 12 години, или 8 свръхнови на век, с възможно отклонение от 5 изригвания в една или друга посока.

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

Имайте предвид, че две от шестте свръхнови са тип II, а останалите са тип I. Нека се опитаме да разберем къде могат да избухнат свръхнови от тези типове в Галактиката. Свръхновите тип I, съдейки по изблиците в други звездни системи, се появяват на всяко разстояние от центъра и по-точно в областта на разпространение на нейонизиран водород, който по същество е до голяма степен продукт на активността на свръхнови. Що се отнася до свръхновите тип II, те са свързани с млади звезди, чиято област на разпространение в галактиките е ясно очертана от светещи газови мъглявини - облаци от йонизиран водород.

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

Интересно е да се отбележи, че изблиците, наблюдавани оптически в течение на две хилядолетия, не следват едно след друго с приблизителна еднаквост, в „серии“: единият беше през втори век, след това имаше прекъсване от 8 века и през 11-ти век - 12-ти век имаше три изблика, след което отново имаше пауза от четири века, завършваща с три избухвания, които последваха в продължение на 32 години в началото на 16-17 век. Оттогава тече нова четиривековна пауза. „Серии“ и „паузи“ нямат специално физическо значение. Това са чисти случайности в поредицата от малък брой събития. По един или друг начин, но през последните четири века, избухвания на свръхнови се случиха извън квартала с радиус от 8 kpc около Слънцето. Галактиката "дължи" на нашата зона поне две свръхнови.

Положението на Слънчевата система в Галактиката е такова, че наблюденията на експлозии на свръхнови са оптически достъпни за нас в около половината от нейния обем, а в останалата част на Галактиката яркостта на изригванията е заглушена от междузвездното поглъщане и отдалеченост до такава степен, че дори в наше време те могат да бъдат пропуснати и открити след изригването вече като радиоизлъчващи остатъци.

Едно от важните постижения на 20 век е разбирането на факта, че почти всички елементи, по-тежки от водород и хелий, се образуват във вътрешните части на звездите и навлизат в междузвездната среда в резултат на експлозии на свръхнови, едно от най-мощните явления. във вселената.

На снимката: Блестящи звезди и струйки газ осигуряват спиращ дъха фон на самоунищожението на масивна звезда, наречена Супернова 1987A. Експлозията му е наблюдавана от астрономи в южното полукълбо на 23 февруари 1987 г. Това изображение от Хъбъл показва остатък от свръхнова, заобиколен от вътрешни и външни пръстени от материя в дифузни облаци от газ. Това трицветно изображение е комбинация от няколко снимки на свръхновата и съседния й регион, направени през септември 1994 г., февруари 1996 г. и юли 1997 г. Множество ярки сини звезди в близост до свръхновата са масивни звезди, всяка от които е на около 12 милиона години и 6 пъти по-тежка от Слънцето. Всички те принадлежат към същото поколение звезди като това, което избухна. Наличието на ярки газови облаци е още един знак за младостта на този регион, който все още е плодородна почва за раждането на нови звезди.

Първоначално всички звезди, чиято яркост внезапно се увеличи повече от 1000 пъти, се наричаха нови. Мигайки, такива звезди внезапно се появиха в небето, нарушавайки обичайната конфигурация на съзвездието и увеличиха яркостта си до максимум, няколко хиляди пъти, след това яркостта им започна рязко да спада и след няколко години те станаха толкова слаби, колкото бяха Преди избухването. Повтарянето на изригвания, по време на всяко от които звездата изхвърля до една хилядна от масата си с висока скорост, е характерно за новите звезди. И все пак, въпреки цялото величие на феномена на такава светкавица, той не е свързан нито с радикална промяна в структурата на звездата, нито с нейното унищожаване.

За пет хиляди години е запазена информация за повече от 200 ярки изблика на звезди, ако се ограничим до тези, които не надвишават блясъка на 3-та величина. Но когато беше установена извънгалактична природа на мъглявините, стана ясно, че новите, които пламнаха в тях, превъзхождаха обикновените нови по своите характеристики, тъй като тяхната яркост често се оказваше равна на яркостта на цялата галактика, в която пламнаха. Необичайният характер на подобни явления навежда астрономите на идеята, че подобни събития са нещо напълно различно от обикновените нови звезди и затова през 1934 г., по предложение на американските астрономи Фриц Цвики и Уолтър Бааде, тези звезди, чиито проблясъци достигат яркостта на нормалните галактики при тяхната максимална яркост бяха изолирани в отделен, най-ярък по яркост и рядък клас свръхнови.

За разлика от избухванията на обикновени нови звезди, избухванията на свръхнови в сегашното състояние на нашата Галактика са изключително рядко явление, което се случва не повече от веднъж на всеки 100 години. Най-ярките огнища са през 1006 и 1054 г., информация за тях се съдържа в китайски и японски трактати. През 1572 г. изключителният астроном Тихо Брахе наблюдава избухването на такава звезда в съзвездието Касиопея, докато Йоханес Кеплер е последният, който следва свръхновата в съзвездието Змиеносец през 1604 г. За четири века от "телескопичната" ера в астрономията не са наблюдавани подобни изригвания в нашата Галактика. Позицията на Слънчевата система в нея е такава, че наблюденията на свръхнови са оптически достъпни за нас в около половината от нейния обем, а в останалата част яркостта на огнищата е заглушена от междузвездното поглъщане. В И. Красовски и И.С. Шкловски изчисли, че експлозиите на свръхнови в нашата галактика се случват средно веднъж на всеки 100 години. В други галактики тези процеси се случват с приблизително същата честота, следователно основната информация за свръхновите в стадия на оптичното избухване е получена от наблюденията им в други галактики.

Осъзнавайки важността на изучаването на такива мощни явления, астрономите У. Бааде и Ф. Цвики, които са работили в обсерваторията Паломар в САЩ, започват систематично систематично търсене на свръхнови през 1936 г. Те имаха на разположение телескоп Schmidt, който позволяваше да се снимат площи от няколко десетки квадратни градуса и даваше много ясни изображения дори на бледи звезди и галактики. В продължение на три години те откриха 12 експлозии на свръхнови в различни галактики, които след това бяха изследвани с помощта на фотометрия и спектроскопия. С подобряването на технологията за наблюдение броят на новооткритите свръхнови непрекъснато се увеличава и последващото въвеждане на автоматизирано търсене доведе до лавинообразно нарастване на броя на откритията (повече от 100 свръхнови годишно, с общ брой 1500). През последните години големи телескопи също започнаха да търсят много далечни и слаби свръхнови, тъй като техните изследвания могат да дадат отговори на много въпроси за структурата и съдбата на цялата Вселена. За една нощ на наблюдения с такива телескопи могат да бъдат открити повече от 10 далечни свръхнови.

В резултат на експлозията на звезда, която се наблюдава като феномен на свръхнова, около нея се образува мъглявина, разширяваща се с огромна скорост (около 10 000 km / s). Високата скорост на разширяване е основната характеристика, по която остатъците от свръхнови се отличават от другите мъглявини. В останките от свръхнови всичко говори за експлозия с огромна мощност, която разпръснала външните слоеве на звездата и придала огромни скорости на отделни части от изхвърлената обвивка.

мъглявина рак

Нито един космически обект не е дал на астрономите толкова ценна информация, колкото сравнително малката мъглявина Рак, наблюдавана в съзвездието Телец и състояща се от газообразно дифузно вещество, разширяващо се с висока скорост. Тази мъглявина, която е остатък от свръхнова, наблюдавана през 1054 г., е първият галактически обект, с който е идентифициран радиоизточник. Оказа се, че природата на радиоизлъчването няма нищо общо с топлинното излъчване: неговият интензитет систематично нараства с дължината на вълната. Скоро беше възможно да се обясни природата на това явление. Трябва да има силно магнитно поле в остатъка от свръхнова, което задържа създадените от него космически лъчи (електрони, позитрони, атомни ядра), които имат скорости, близки до скоростта на светлината. В магнитно поле те излъчват електромагнитна енергия в тесен лъч по посока на движението. Откриването на нетермично радиоизлъчване от мъглявината Рак подтикна астрономите да търсят останки от свръхнова точно на тази основа.

Мъглявината, разположена в съзвездието Касиопея, се оказа особено мощен източник на радиоизлъчване; при метрови дължини на вълните потокът на радиоизлъчването от нея е 10 пъти по-висок от потока от мъглявината Рак, въпреки че е много по-далеч от последната. В оптичните лъчи тази бързо разширяваща се мъглявина е много слаба. Смята се, че мъглявината Касиопея е остатък от експлозия на свръхнова, станала преди около 300 години.

Система от нишковидни мъглявини в съзвездието Лебед също показа радиоизлъчване, характерно за останки от стари свръхнови. Радиоастрономията помогна да се намерят много други нетермични радиоизточници, които се оказаха останки от свръхнови от различни възрасти. Така се стигна до заключението, че останките от свръхнови, дори преди десетки хиляди години, се открояват сред другите мъглявини с мощното си нетермично радиоизлъчване.

Както вече споменахме, мъглявината Рак е първият обект, в който е открито рентгеново излъчване. През 1964 г. е установено, че източникът на рентгеново лъчение, излъчвано от нея, е разширен, въпреки че ъгловите му размери са 5 пъти по-малки от ъгловите размери на самата мъглявина Рак. От което се заключава, че рентгеновите лъчи се излъчват не от звезда, която някога е избухнала като свръхнова, а от самата мъглявина.

Влияние на свръхнова

На 23 февруари 1987 г. в съседната ни галактика Големият Магеланов облак избухна свръхнова, която стана изключително важна за астрономите, тъй като беше първата, която те, въоръжени със съвременни астрономически инструменти, можеха да изследват в детайли. И тази звезда даде потвърждение на цяла поредица от прогнози. Едновременно с оптичната светкавица специални детектори, инсталирани в Япония и Охайо (САЩ), регистрираха поток от неутрино – елементарни частици, които се раждат при много високи температури по време на колапса на ядрото на звездата и лесно проникват през нейната обвивка. Тези наблюдения потвърдиха по-ранното предположение, че около 10% от масата на колабиращото звездно ядро ​​се излъчва като неутрино в момента, когато самото ядро ​​колабира в неутронна звезда. При много масивни звезди, по време на експлозия на свръхнова, ядрата се компресират до още по-голяма плътност и вероятно се превръщат в черни дупки, но външните слоеве на звездата все още се изхвърлят. През последните години се появиха индикации, че някои космически изблици на гама лъчи са свързани със свръхнови. Възможно е природата на космическите гама-изригвания да е свързана с природата на експлозиите.

Експлозиите на свръхнова имат силен и разнообразен ефект върху околната междузвездна среда. Обвивката на свръхновата, която се изхвърля с огромна скорост, загребва и компресира газа около нея, което може да даде тласък на образуването на нови звезди от газовите облаци. Екип от астрономи, ръководен от д-р Джон Хюз от университета Рутгерс, използвайки наблюдения от рентгеновата обсерватория Чандра на НАСА, направи важно откритие, което хвърля светлина върху това как силиций, желязо и други елементи се образуват при експлозии на свръхнова. Рентгеново изображение на остатъка от свръхновата Касиопея A (Cas A) разкрива бучки силиций, сяра и желязо, изхвърлени от вътрешността на звездата по време на експлозията.

Високото качество, яснота и информационно съдържание на изображенията на остатъка от свръхнова Cas A, получени от обсерваторията Чандра, позволиха на астрономите не само да определят химичния състав на много възли на този остатък, но и да разберат къде точно са се образували тези възли. Например, най-компактните и ярки възли са съставени главно от силиций и сяра с много малко желязо. Това показва, че те са се образували дълбоко в звездата, където температурите са достигнали три милиарда градуса по време на колапса, завършил с експлозия на свръхнова. В други възли астрономите откриха много високо съдържание на желязо с примеси от известно количество силиций и сяра. Това вещество се образува още по-дълбоко в онези части, където температурата по време на експлозията достигна по-високи стойности от четири до пет милиарда градуса. Сравнението на подредбите в остатъка от свръхновата Cas A както на ярки, богати на силиций, така и на по-слаби възли, богати на желязо, разкри, че "железните" характеристики, произхождащи от най-дълбоките слоеве на звездата, са разположени във външните краища на остатъка. Това означава, че експлозията е хвърлила "железните" възли по-далеч от всички останали. И дори сега те изглежда се отдалечават от центъра на експлозията с по-бърза скорост. Изследването на данните, получени от Чандра, ще позволи да се спрем на един от няколкото механизма, предложени от теоретиците, които обясняват природата на експлозията на свръхнова, динамиката на процеса и произхода на нови елементи.

Суперновите SN I имат много сходни спектри (без водородни линии) и форми на светлинни криви, докато спектрите на SN II съдържат ярки водородни линии и се отличават с разнообразие от спектри и светлинни криви. В този вид класификацията на свръхновите съществува до средата на 80-те години на миналия век. И с началото на широкото използване на CCD приемници, количеството и качеството на наблюдателния материал се увеличи значително, което направи възможно получаването на спектрограми за недостъпни преди това слаби обекти, определяне на интензитета и ширината на линиите с много по-голяма точност, както и запис по-слаби линии в спектрите. В резултат на това очевидно установената бинарна класификация на свръхновите започва бързо да се променя и да става по-сложна.

Свръхновите се отличават и с типовете галактики, в които пламват. В спиралните галактики избухват свръхнови от двата типа, но в елиптичните галактики, където почти няма междузвездна среда и процесът на звездообразуване е приключил, се наблюдават само супернови тип SN I, очевидно преди експлозията това са много стари звезди, чиито маси са близки до слънчевите. И тъй като спектрите и светлинните криви на свръхнови от този тип са много сходни, това означава, че едни и същи звезди експлодират в спирални галактики. Естественият завършек на еволюционния път на звезди с маса, близка до слънчевата, е превръщането им в бяло джудже с едновременното образуване на планетарна мъглявина. В състава на бяло джудже почти няма водород, тъй като той е крайният продукт от еволюцията на нормална звезда.

Няколко планетарни мъглявини се образуват в нашата Галактика всяка година, следователно повечето от звездите с такава маса тихо завършват живота си и само веднъж на всеки сто години избухва супернова тип SN I. Какви причини определят много специален край, който не прилича на съдбата на други звезди от същия вид? Известният индийски астрофизик С. Чандрасекар показа, че в случай, че бяло джудже има маса, по-малка от около 1,4 слънчеви маси, то спокойно ще „изживее“ живота си. Но ако е в достатъчно близка двойна система, нейната мощна гравитация е в състояние да "издърпа" материята от звездата-компаньон, което води до постепенно увеличаване на масата, а когато тя премине допустимата граница, настъпва мощна експлозия, водеща до смъртта на звездата.

Суперновите SN II са ясно свързани с млади, масивни звезди, в чиито черупки присъства водород в големи количества. Експлозиите на този тип свръхнови се считат за последния етап от еволюцията на звезди с първоначална маса над 810 слънчеви маси. Като цяло, еволюцията на такива звезди протича доста бързо за няколко милиона години те изгарят своя водород, след това хелий, който се превръща във въглерод, след което въглеродните атоми започват да се трансформират в атоми с по-високи атомни номера.

В природата трансформациите на елементи с голямо освобождаване на енергия завършват с желязо, чиито ядра са най-стабилни и при тяхното сливане не се отделя енергия. Така, когато ядрото на една звезда стане желязо, освобождаването на енергия в нея спира, тя вече не може да устои на гравитационните сили и следователно започва бързо да се свива или да се свива.

Процесите, които се случват по време на колапс, все още са далеч от пълното разбиране. Известно е обаче, че ако цялата материя на ядрото се превърне в неутрони, то може да устои на силите на привличане, ядрото на звездата се превръща в "неутронна звезда" и колапсът спира. В този случай се освобождава огромна енергия, която навлиза в обвивката на звездата и предизвиква разширяване, което виждаме като експлозия на свръхнова.

От това може да се очаква генетична връзка между експлозиите на свръхнови и образуването на неутронни звезди и черни дупки. Ако еволюцията на звездата преди това се е случила „тихо“, тогава нейната обвивка трябва да има радиус стотици пъти по-голям от радиуса на Слънцето и също така да задържа достатъчно водород, за да обясни спектъра на суперновите SN II.

Свръхнови и пулсари

Фактът, че след експлозия на свръхнова, в допълнение към разширяваща се обвивка и различни видове радиация, остават и други обекти, стана известно през 1968 г. поради факта, че година по-рано радиоастрономите откриха пулсари - радиоизточници, чието излъчване се концентрира в отделни импулси, повтарящи се след строго определен период от време. Учените бяха поразени от строгата периодичност на импулсите и краткостта на техните периоди. Най-голямо внимание привлече пулсарът, чиито координати бяха близки до координатите на една много интересна за астрономите мъглявина, разположена в южното съзвездие Платна, която се смята за остатък от експлозия на свръхнова, нейният период е само 0,089 секунди. И след откриването на пулсар в центъра на мъглявината Рак (нейният период беше 1/30 от секундата), стана ясно, че пулсарите по някакъв начин са свързани с експлозии на свръхнова. През януари 1969 г. пулсар от мъглявината Рак беше идентифициран със слаба звезда от 16-та величина, която променя яркостта си със същия период, а през 1977 г. пулсар в съзвездието Платна също беше идентифициран със звезда.

Периодичността на излъчването на пулсарите е свързана с тяхното бързо въртене, но нито една обикновена звезда, дори бяло джудже, не може да се върти с период, характерен за пулсарите, тя веднага ще бъде разкъсана от центробежни сили и само неутронна звезда, много плътен и компактен, можеше да стои пред тях. В резултат на анализ на много варианти учените стигнаха до извода, че експлозиите на свръхнови са придружени от образуването на неутронни звезди, качествено нов тип обекти, чието съществуване беше предсказано от теорията за еволюцията на звезди с голяма маса.

Супернови и черни дупки

Първото доказателство за пряка връзка между експлозията на свръхнова и образуването на черна дупка беше получено от испански астрономи. В резултат на изследването на радиацията, излъчвана от звезда, обикаляща около черна дупка в двойната система Nova Scorpii 1994, беше установено, че тя съдържа големи количества кислород, магнезий, силиций и сяра. Има предположение, че тези елементи са били уловени от него, когато близка звезда, след като е оцеляла от експлозия на свръхнова, се е превърнала в черна дупка.

Свръхновите (особено свръхновите тип Ia) са сред най-ярките звездни обекти във Вселената, така че дори най-отдалечените могат да бъдат изследвани с наличното в момента оборудване. Много свръхнови тип Ia са открити в сравнително близки галактики. Достатъчно точни оценки на разстоянията до тези галактики позволиха да се определи яркостта на избухналите в тях свръхнови. Ако приемем, че далечните свръхнови имат една и съща средна яркост, тогава наблюдаваната величина при максимална яркост може също да се използва за оценка на разстоянието до тях. Сравнението на разстоянието до свръхнова със скоростта на отстраняване (червеното отместване) на галактиката, в която е избухнала, дава възможност да се определи основното количество, характеризиращо разширяването на Вселената, така наречената константа на Хъбъл.

Дори преди 10 години за него бяха получени стойности, които се различаваха почти два пъти от 55 до 100 km/s Mpc, днес точността е значително повишена, в резултат на което се приема стойност от 72 km/s Mpc (с грешка около 10%). За далечни свръхнови, чието червено отместване е близко до 1, връзката между разстоянието и червеното отместване също прави възможно определянето на количества, които зависят от плътността на материята във Вселената. Според общата теория на относителността на Айнщайн именно плътността на материята определя кривината на пространството и, следователно, бъдещата съдба на Вселената. А именно: дали ще се разширява безкрайно или този процес някога ще спре и ще бъде заменен от свиване. Последните изследвания на свръхновите показват, че най-вероятно плътността на материята във Вселената е недостатъчна, за да спре разширяването и то ще продължи. И за да се потвърди това заключение, са необходими нови наблюдения на свръхнови.