szupernóvák

szupernóvák- csillagok, amelyek katasztrofális robbanásszerű folyamatban fejezik be evolúciójukat.

A "szupernóva" kifejezést olyan csillagok leírására használták, amelyek sokkal (nagyságrendekkel) erősebben lobbantak fel, mint az úgynevezett "új csillagok". Valójában fizikailag sem az egyik, sem a másik nem új, a már meglévő sztárok mindig fellángolnak. De több történelmi esetben fellángoltak azok a csillagok, amelyek korábban szinte vagy teljesen láthatatlanok voltak az égen, ami egy új csillag megjelenésének hatását keltette. A szupernóva típusát a hidrogénvonalak jelenléte határozza meg a fáklyás spektrumban. Ha igen, akkor II. típusú szupernóva, ha nem, akkor I. típusú szupernóva.

A szupernóvák fizikája

típusú szupernóvák

A modern elképzelések szerint a termonukleáris fúzió végül a csillag belső régióinak összetételének nehéz elemekkel való gazdagodásához vezet. A termonukleáris fúzió és a nehéz elemek képződése során a csillag összehúzódik, középpontjában a hőmérséklet emelkedik. (A gravitációs nem degenerált anyag negatív hőkapacitásának hatása.) Ha a csillag magjának tömege elég nagy (1,2-1,5 naptömeg), akkor a termonukleáris fúzió folyamata a vas képződésével éri el logikus következtetését. és nikkelmagok. A szilíciumhéj belsejében vasmag kezd kialakulni. Egy ilyen mag egy nap alatt megnövekszik, és kevesebb, mint 1 másodperc alatt összeomlik, amint eléri a Chandrasekhar határt. A mag esetében ez a határ 1,2-1,5 naptömeg. Az anyag a csillag belsejébe esik, és az elektronok taszítása nem tudja megállítani a zuhanást. A központi mag egyre jobban összehúzódik, és egy ponton a nyomás hatására neutronizációs reakciók kezdenek lejátszódni benne - a protonok elkezdik elnyelni az elektronokat, és neutronokká alakulnak. Ez gyors energiaveszteséget okoz, amelyet a keletkező neutrínók magukkal visznek (az úgynevezett neutrínóhűtés). Az anyag addig gyorsul, zuhan és zsugorodik, amíg az atommag nukleonjai (protonok, neutronok) közötti taszítás hatni nem kezd. Szigorúan véve a kompresszió ennél a határnál is nagyobb: a lehulló anyag tehetetlensége miatt 50%-kal meghaladja a nukleonok rugalmassága miatti egyensúlyi pontot ("maximális összenyomás"). A központi mag összeomlásának folyamata olyan gyors, hogy ritkulási hullám képződik körülötte. Ezután a magot követve a héj is a csillag közepébe rohan. Ezt követően az "összenyomott gumigolyó visszaüt", és a lökéshullám 30 000-50 000 km/s sebességgel jut be a csillag külső rétegeibe. A csillag külső részei minden irányba szétszóródnak, és a felrobbant tartomány közepén egy kompakt neutroncsillag vagy fekete lyuk marad. Ezt a jelenséget II. típusú szupernóva-robbanásnak nevezik. Ezek a robbanások teljesítményükben és egyéb paramétereikben különböznek, mert. Különböző tömegű és eltérő kémiai összetételű felrobbanó csillagok. Bizonyítékok vannak arra, hogy egy II-es típusú szupernóva-robbanáskor sokkal több energia szabadul fel, mint egy I-es típusú robbanásnál, mert. az energia arányos részét a héj elnyeli, de ez nem mindig így van.

A leírt forgatókönyvben számos félreértés van. A csillagászati ​​megfigyelések során kiderült, hogy a hatalmas csillagok valóban felrobbannak, ennek következtében táguló ködök keletkeznek, a központban pedig egy gyorsan forgó, szabályos rádióhullámimpulzusokat kibocsátó neutroncsillag (pulzár) található. De az elmélet azt mutatja, hogy a kilépő lökéshullámnak az atomokat nukleonokra (protonokra, neutronokra) kell felosztania. Erre energiát kell fordítani, aminek következtében a lökéshullámnak ki kell aludnia. De valamiért ez nem történik meg: néhány másodpercen belül a lökéshullám eléri a mag felszínét, majd - a csillag felszínét, és elfújja az anyagot. Számos hipotézist fontolgatnak különböző tömegekre vonatkozóan, de ezek nem tűnnek meggyőzőnek. Talán a "maximális összenyomás" állapotában vagy a lökéshullám és a tovább zuhanó anyag kölcsönhatása során néhány alapvetően új és ismeretlen fizikai törvény lép életbe. Ráadásul a szupernóva fekete lyuk kialakulásával járó felrobbanásakor a következő kérdések merülnek fel: miért nem nyeli el teljesen a fekete lyuk a robbanás utáni anyagot; van kimenő lökéshullám és miért nem lassul és van valami hasonló a "maximális szorításhoz"?

Ia típusú szupernóvák

Az Ia típusú (SN Ia) szupernóvák kitörésének mechanizmusa némileg eltérően néz ki. Ez az úgynevezett termonukleáris szupernóva, amelynek robbanási mechanizmusa a csillagok sűrű szén-oxigén magjában zajló termonukleáris fúzió folyamatán alapul. Az SN Ia előfutárai fehér törpék, tömegük közel van a Chandrasekhar határértékhez. Általánosan elfogadott, hogy ilyen csillagok akkor keletkezhetnek, amikor az anyag a kettős csillagrendszer második összetevőjéből áramlik. Ez akkor fordul elő, ha a rendszer második csillaga túllép a Roche-lebenyén, vagy a szuperintenzív csillagszellő csillagok osztályába tartozik. Ahogy a fehér törpe tömege növekszik, sűrűsége és hőmérséklete fokozatosan növekszik. Végül, amikor a hőmérséklet eléri a 3×10 8 K körüli értéket, a szén-oxigén keverék termonukleáris meggyulladásának feltételei vannak. A középponttól a külső rétegek felé az égésfront terjedni kezd, és égéstermékeket hagy maga után - a vascsoport magjait. Az égési front terjedése lassú deflagrációs üzemmódban történik, és instabil a különféle zavarokkal szemben. A legnagyobb jelentőségű a Rayleigh-Taylor instabilitás, amely az archimédeszi erőnek a könnyű és kevésbé sűrű égéstermékekre gyakorolt ​​​​hatása miatt keletkezik, összehasonlítva a sűrű szén-oxigén héjjal. Intenzív, nagy léptékű konvektív folyamatok indulnak meg, amelyek a termonukleáris reakciók még nagyobb felerősödéséhez és a héj kilökéséhez szükséges szupernóva-energia (~ 10 51 erg) felszabadulásához vezetnek. Növekszik az égési front sebessége, lehetséges a láng turbulenciája és lökéshullám kialakulása a csillag külső rétegeiben.

Más típusú szupernóvák

Vannak még SN Ib és Ic, amelyek előfutárai kettős rendszerekben lévő hatalmas csillagok, ellentétben az SN II-vel, amelynek előfutárai egyes csillagok.

Szupernóva elmélet

Még nincs teljes elmélet a szupernóvákról. Minden javasolt modell egyszerűsített, és szabad paraméterekkel rendelkezik, amelyeket be kell állítani a kívánt robbanási minta eléréséhez. Jelenleg lehetetlen figyelembe venni a csillagokban előforduló összes fizikai folyamatot, amelyek fontosak a numerikus modellekben a fellángolás kialakulásához. Szintén nincs teljes elmélet a csillagfejlődésről.

Megjegyzendő, hogy a jól ismert SN 1987A szupernóva előfutára, amelyet a második típushoz rendeltek, egy kék szuperóriás, nem pedig egy vörös, ahogyan azt 1987 előtt feltételezték az SN II modellekben. Valószínű az is, hogy a maradványában nincs olyan kompakt objektum, mint például neutroncsillag vagy fekete lyuk, amint az a megfigyelésekből látható.

A szupernóvák helye a világegyetemben

Számos tanulmány szerint az Univerzum születése után csak könnyű anyagokkal - hidrogénnel és héliummal - volt tele. Az összes többi kémiai elem csak a csillagok égése során keletkezhetett. Ez azt jelenti, hogy bolygónk (és te és én) az őskori csillagok mélyén keletkezett és valamikor szupernóva-robbanások során kidobott anyagból áll.

A tudósok szerint minden II. típusú szupernóva körülbelül 0,0001 naptömegű aktív alumíniumizotópot (26Al) állít elő. Ennek az izotópnak a bomlása kemény sugárzást hoz létre, amelyet régóta megfigyeltek, és intenzitásából számítják, hogy ennek az izotópnak a mennyisége a Galaxisban kevesebb, mint három naptömeg. Ez azt jelenti, hogy a II. típusú szupernóváknak évszázadonként átlagosan kétszer kell felrobbanniuk a Galaxisban, amit nem figyelnek meg. Valószínűleg az elmúlt évszázadokban sok ilyen robbanást nem vettek észre (a kozmikus porfelhők mögött történt). Ezért a legtöbb szupernóvát más galaxisokban figyelik meg. A teleszkópokhoz csatlakoztatott automata kamerákon végzett mélyég-felmérések révén a csillagászok évente több mint 300 fáklyát fedezhetnek fel. Mindenesetre itt az ideje, hogy egy szupernóva felrobbanjon...

A tudósok egyik hipotézise szerint egy szupernóva-robbanás következtében megjelent kozmikus porfelhő körülbelül két-három milliárd évig maradhat az űrben!

szupernóva megfigyelések

A szupernóvák jelölésére a csillagászok a következő rendszert használják: először az SN betűket írják (a latin szóból). S feljebb N ova), majd a felfedezés éve, majd latin betűkkel - a szupernóva sorozatszáma az évben. Például, SN 1997cj egy felfedezett szupernóvát jelöl 26 * 3 ( c) + 10 (j) = 1997-ben a 88. a sorban.

A leghíresebb szupernóvák

• Supernova SN 1604 (Kepler's Supernova)
• Szupernova G1.9+0.3 (galaxisunk legfiatalabbja)

Történelmi szupernóvák galaxisunkban (megfigyelve)

szupernóva	Kitörés dátuma	csillagkép	Max. ragyog	Távolság (Szent év)	Vaku típusa	Láthatóság időtartama	Maradék	Megjegyzések
SN 185	, december 7	Centaurus	-8	3000	Ia?	8-20 hónap	G315.4-2.3 (RCW 86)	Kínai krónikák: Alpha Centauri közelében figyelték meg.
SN 369		ismeretlen	ismeretlen	ismeretlen	ismeretlen	5 hónap	ismeretlen	Kínai krónikák: a helyzet nagyon kevéssé ismert. Ha a galaktikus egyenlítő közelében volt, akkor nagy valószínűséggel szupernóva volt, ha nem, akkor valószínűleg lassú nóva.
SN 386		Nyilas	+1.5	16,000	II?	2-4 hónap
SN 393		Skorpió	0	34000	ismeretlen	8 hónap	több jelölt	Kínai krónikák
SN 1006	, május 1	Farkas	-7,5	7200	Ia	18 hónap	SNR 1006	Svájci szerzetesek, arab tudósok és kínai csillagászok.
SN 1054	, július 4-e	Bika	-6	6300	II	21 hónap	rák köd	a Közel- és Távol-Keleten (nem jelenik meg az európai szövegekben, eltekintve az ír szerzetesi krónikák homályos utalásaitól).
SN 1181	, augusztus	Cassiopeia	-1	8500	ismeretlen	6 hónap	Esetleg 3C58 (G130.7+3.1)	Alexander Neckem párizsi egyetem professzorának művei, kínai és japán szövegek.
SN 1572	, november 6	Cassiopeia	-4	7500	Ia	16 hónap	Szupernóva maradvány Tycho	Ezt az eseményt számos európai forrás feljegyzi, köztük a fiatal Tycho Brahe feljegyzései. Igaz, a fellobbanó csillagot csak november 11-én vette észre, de egész másfél évig követte, és megírta a "De Nova Stella" ("Egy új csillagról") című könyvet - az első csillagászati ​​munkát ebben a témában.
SN 1604	, október 9	Ophiuchus	-2.5	20000	Ia	18 hónap	Kepler szupernóva-maradványa	Október 17-től Johannes Kepler kezdte el tanulmányozni, aki megfigyeléseit külön könyvben foglalta össze.
SN 1680	, augusztus 16	Cassiopeia	+6	10000	IIb	ismeretlen (kevesebb, mint egy hét)	Szupernóva-maradvány Cassiopeia A	A Flamsteed észrevette, a csillagot 3 Cas néven katalógusba vette.

Lásd még

Linkek

• Pskovskiy Yu. P. Új és szupernóvák- könyv az új és szupernóvákról.
• Tsvetkov D. Yu. Szupernóva csillagok- a szupernóvák modern áttekintése.
• Alekszej Levin Űrbombák- cikk a "Popular Mechanics" magazinban
• Az összes megfigyelt szupernóva listája – List of Supernovae, IAU
• Diákok az űrkutatásért és -fejlesztésért – szupernóvák

Megjegyzések

Wikimédia Alapítvány. 2010 .

• szupernóvák
• szupernóvák

Nézze meg, mi a "Supernova" más szótárakban:

SZUPERÚJ CSILLAGOK Nagy enciklopédikus szótár

szupernóvák- hirtelen fellobbanó csillagok, amelyek sugárzási ereje fellobbanás közben (1040 erg/s-tól és afelettitől) sok ezerszer nagyobb, mint egy új csillag fellobbanása. A szupernóva-robbanásokat a gravitációs összeomlás okozza. A robbanás során a központi rész... Csillagászati ​​szótár

szupernóvák- hirtelen felvillanó, úgynevezett eruptív csillagok, amelyek sugárzási ereje meghaladja egyetlen galaxis (akár több százmilliárd csillag) sugárzási teljesítményét. A gravitációs összeomlás (kompresszió) következtében robbanás (villanás) következik be ... A modern természettudomány kezdetei

SZUPERÚJ CSILLAGOK- csillagok, villanások (robbanások) teljes energiafelszabadulással járnak = 1051 erg. Az összes többi csillagkitörésben például sokkal kevesebb energia szabadul fel. kitörése során az ún. új csillagok 1046 ergig. SH. főleg két típusra osztható (I és II). Tól től … Fizikai Enciklopédia

szupernóvák- Szupernóvák SUPERNOVA STARS, olyan csillagok, amelyek hirtelen (néhány napon belül) több százmilliószorosára növelik fényerejüket. Az ilyen villanás a csillag központi tartományainak összenyomódása miatt következik be a gravitációs és kilökési erők hatására (co ... ... Illusztrált enciklopédikus szótár

szupernóvák- a csillagok olyan csillagok, amelyek evolúciójukat katasztrofális robbanásveszélyes folyamatban fejezik be. A "szupernóva" kifejezést olyan csillagokra használták, amelyek sokkal (nagyságrendekkel) erősebben lobbantak fel, mint az úgynevezett "új csillagok". Valójában sem az egyik, sem a másik fizikailag ... ... Wikipédia

szupernóvák- csillagok, amelyek katasztrofális robbanásszerű folyamatban fejezik be evolúciójukat. A "szupernóva" kifejezést olyan csillagokra használták, amelyek sokkal (nagyságrendekkel) erősebben lobbantak fel, mint az úgynevezett "új csillagok". Valójában sem az egyik, sem a másik fizikailag nem új... Wikipédia

szupernóvák- hirtelen fellobbanó csillagok, amelyek sugárzási ereje a fellobbanás során (1040 erg/s-tól és afelettitől) sok ezerszer nagyobb, mint egy új csillag felvillanásának ereje. Egy gravitációs összeomlás álnév szupernóva robbanásához vezet A robbanásnál ... ... enciklopédikus szótár

CSILLAGOK- forró világító égitestek, hasonlóak a Naphoz. A csillagok mérete, hőmérséklete és fényessége változó. A Nap sok tekintetben tipikus csillag, bár sokkal fényesebbnek és nagyobbnak tűnik, mint az összes többi csillag, mivel sokkal közelebb található a ... ... Collier Encyclopedia

SZUPERÚJ CSILLAGOK- SZUPERÚJ CSILLAGOK, olyan csillagok, amelyek hirtelen (néhány napon belül) több százmilliószorosára növelik fényerejüket. Az ilyen fellángolás a csillag középső régióinak összenyomódása miatt következik be a gravitációs és kilökési erők hatására (körülbelül 2 ... ... Modern enciklopédia Bővebben

A szupernóva-robbanás valóban kozmikus jelenség. Valójában ez egy kolosszális erő robbanás, amelynek eredményeként a csillag vagy megszűnik létezni, vagy minőségileg új formába kerül - neutroncsillag vagy fekete lyuk formájában. Ebben az esetben a csillag külső rétegei kilökődnek az űrbe. Nagy sebességgel szóródva gyönyörű, izzó ködök keletkeznek.

A Rák-köd 1758-ban vált ismertté, amikor a csillagászok a Halley-üstökös visszatérését várták. Charles Messier, az akkori híres "üstökösfogó" farkú vendéget keresett a Bika szarvai között, ahova jósolták. Ehelyett azonban a csillagász egy hosszúkás ködöt fedezett fel, ami annyira összezavarta, hogy üstökösnek tévesztette. A jövőben a félreértések elkerülése érdekében Messier úgy döntött, hogy katalogizálja az égbolt összes ködös tárgyát. A Rák-köd az 1. katalógusszámú. Ezt a képet a Rák-ködről a Hubble Űrteleszkóp készítette. Sok részletet mutat: gázszálakat, csomókat, páralecsapódásokat. A köd ma mintegy 1500 km/s sebességgel tágul, méretének változása az alig néhány év különbséggel készült fényképeken is jól látszik. A Rák-köd teljes mérete meghaladja az 5 fényévet.

A Rák-köd (vagy C. Messier katalógusa szerint M1) az egyik leghíresebb űrobjektum. Itt nem a fényessége vagy a különleges szépsége a lényeg, hanem az a szerep, amelyet a Rák-köd betöltött a tudomány történetében. A köd egy 1054-ben bekövetkezett szupernóva-robbanás maradványa. A kínai krónikák megőrizték egy nagyon fényes csillag megjelenését ezen a helyen. M1 a Bika csillagképben található, a ζ csillag mellett; sötét átlátszó éjszakákon távcsővel is látható.


A híres objektum, a Cassiopeia A, a rádiósugárzás legfényesebb forrása az égbolton. Ez egy szupernóva maradványa, amely 1667 körül tört ki a Cassiopeia csillagképben. Furcsa, de a 17. század második felének évkönyveiben nem találunk említést fényes csillagról. Valószínűleg az optikai tartományban a sugárzását nagymértékben gyengítette a csillagközi por. Galaxisunkban az utolsó megfigyelt szupernóva eredményeként még mindig létezik Kepler szupernóva.


Rákköd az optikában, a hő- és röntgensugárzásban. A köd közepén egy pulzár, egy szupersűrű neutroncsillag található, amely rádióhullámokat bocsát ki, és röntgensugarakat generál a környező anyagban (a röntgensugarak kékkel láthatók). A Rák-köd különböző hullámhosszokon végzett megfigyelései alapvető információkat adtak a csillagászoknak a neutroncsillagokról, pulzárokról és szupernóvákról. Ez a kép három, a Chandra, Hubble és Spitzer űrteleszkóp által készített kép kombinációja.


A Tycho szupernóvájának maradványa. 1572-ben szupernóva tört ki a Cassiopeia csillagképben. A fényes csillagot a dán Tycho Brahe, a teleszkóp előtti korszak legjobb csillagász-megfigyelője figyelte meg. Az esemény nyomán Brahe által írt könyv óriási ideológiai jelentőséggel bírt, mert akkoriban azt hitték, hogy a csillagok változatlanok. A csillagászok már korunkban is régóta távcsővel vadásztak erre a ködre, és 1952-ben fedezték fel a rádiósugárzását. Az első fénykép az optikában csak az 1960-as években készült.


Szupernóva-maradvány a Vitorlák csillagképben. Galaxisunkban a szupernóvák többsége a Tejútrendszer síkjában jelenik meg, hiszen itt születnek és töltik rövid életüket a hatalmas csillagok. A szálas szupernóva-maradványok ezen a képen nehezen láthatók a rengeteg csillag és vörös hidrogénköd miatt, de a táguló gömbhéjat a zöldes fénye alapján mégis azonosítani lehet. Körülbelül 11-12 ezer éve tört ki egy szupernóva a Sailsben. A kitörés során a csillag hatalmas anyagot lökött ki az űrbe, de nem omlott össze teljesen: a helyén egy pulzár, egy rádióhullámokat kibocsátó neutroncsillag állt.


A Ceruzaköd (NGC 2736), egy szupernóvahéj része a Vela csillagképben. Valójában a köd egy lökéshullám, amely félmillió kilométeres óránkénti sebességgel terjed az űrben (a képen lentről felfelé repül). Több ezer évvel ezelőtt ez a sebesség még nagyobb volt, de a környező csillagközi gáz nyomása, bármilyen jelentéktelen is volt, lelassította a szupernóva táguló héját.


Közeli kép az NGC 6962-ről vagy az Eastern Veilről. Ennek az objektumnak egy másik neve Hálózati köd


A Simeiz 147-es köd (más néven Sh 2-240) egy szupernóva-robbanás hatalmas maradványa, amely a Bika és az Auriga csillagképek határán található. A ködöt 1952-ben fedezték fel G. A. Shain és V. E. Gaze szovjet csillagászok a krími Simeiz obszervatóriumban. A robbanás körülbelül 40 000 évvel ezelőtt történt, ezalatt a táguló anyag a telihold területének 36-szorosát foglalta el az égbolton! A köd tényleges méretei lenyűgöző 160 fényév, a távolságot pedig 3000 fényévre becsülik. évek. Az objektum megkülönböztető jellemzője a hosszú ívelt gázszálak, amelyek a ködnek a Spagetti nevet adták.


A Medúza-köd, egy másik jól ismert szupernóva-maradvány, az Ikrek csillagképben található. A ködtől való távolság kevéssé ismert, és valószínűleg körülbelül 5000 fényév. A robbanás időpontja is nagyon megközelítőleg ismert: 3-30 ezer évvel ezelőtt. A jobb oldali fényes csillag egy érdekes változó, az eta Gemini, amely szabad szemmel is megfigyelhető (és vizsgálható fényességében bekövetkező változásokra).


A szabad szemmel megfigyelt szupernóva-robbanások közül az utolsó 1987-ben történt egy közeli galaxisban, a Nagy Magellán-felhőben. Az 1987A szupernóva fényereje elérte a 3 magnitúdót, ami a hozzá való kolosszális távolságot (kb. 160 000 fényév) tekintve elég sok; A szupernóva elődje egy kék hiperóriás csillag volt. A robbanás után a csillag helyén egy táguló köd és a 8-as szám alakjában rejtélyes gyűrűk maradtak, amelyek megjelenésének oka a tudósok szerint az elődcsillag csillagszelének kölcsönhatása lehet a kilövellt gázzal. robbanás

A szupernóva-robbanás hihetetlen méretű esemény. Valójában a szupernóva-robbanás a létezésének végét jelenti, vagy ami szintén megtörténik, az újjászületést fekete lyuk vagy neutroncsillag formájában. A szupernóva életének végét mindig nagy erejű robbanás kíséri, melynek során a csillag anyaga hihetetlen sebességgel és nagy távolságokra lökődik ki az űrbe.

A szupernóva-robbanás mindössze néhány másodpercig tart, de ez alatt a rövid idő alatt fenomenális mennyiségű energia szabadul fel. Így például egy szupernóva-robbanás 13-szor több fényt bocsáthat ki, mint egy egész galaxis, amely több milliárd csillagból áll, és a gamma- és röntgenhullámok formájában másodpercek alatt felszabaduló sugárzás mennyisége sokszorosa a több milliárd csillagból álló galaxisnak. életévek.

Mivel a szupernóva-robbanások nem tartanak túl sokáig, különösen a kozmikus léptéket és nagyságrendet figyelembe véve, elsősorban a következményekről ismerjük őket. Ilyen következmények a hatalmas gáznemű ködök, amelyek a robbanás után még nagyon sokáig izzanak és tágulnak az űrben.

Talán a leghíresebb szupernóva-robbanás eredményeként keletkezett köd rák köd. Az ókori kínai csillagászok krónikáinak köszönhetően ismert, hogy a Bika csillagképben 1054-ben egy csillag robbanása után keletkezett. Ahogy sejteni lehetett, a vaku olyan erős volt, hogy szabad szemmel is megfigyelhető volt. A Rák-köd most egy sötét éjszakán látható közönséges távcsővel.

A Rák-köd továbbra is 1500 km/s sebességgel tágul. Jelenleg mérete meghaladja az 5 fényévet.

A fenti kép három különböző spektrumban készült kép összeállítása: röntgen (Chandra teleszkóp), infravörös (Spitzer távcső) és hagyományos optikai (). A röntgensugarak kék színnel vannak ábrázolva, és forrásuk egy pulzár - egy hihetetlenül sűrű csillag, amely egy szupernóva halála után alakult ki.

A Simeis 147 köd az egyik legnagyobb jelenleg ismert köd. A körülbelül 40 000 éve felrobbant szupernóva 160 fényév hosszúságú ködöt hozott létre. G. Shayon és V. Gaza szovjet tudósok fedezték fel 1952-ben az azonos nevű Simeizi obszervatóriumban.

A képen az utolsó szabad szemmel is megfigyelhető szupernóva-robbanás látható. 1987-ben történt a Nagy Magellán-felhő galaxisban, tőlünk 160 000 fényév távolságra. Nagy érdeklődésre tartanak számot a 8-as szám formájú szokatlan gyűrűk, amelyek valódi természetéről a tudósok még mindig csak feltételezéseket tesznek.

Az Ikrek csillagképben található Medúza-ködöt ugyancsak nem tanulmányozták, de példátlan szépsége és egy nagy kísérőcsillag miatt, amely időről időre változtatja a fényességét, nagyon népszerű.

K. Lundmark volt az első, aki 1921-ben beszélt galaxisunkban a szupernóva-robbanásokról. Úgy vélte, hogy az ókori és középkorban megfigyelt fényes villanások galaktikus nóvák és azok a csillagok, amelyeket később szupernóvának neveztek. A Kínában megfigyelt 1054-es járvány kitörése kapcsán rámutatott, hogy annak helye közel van a rákködhöz – egy rostos szerkezetű, rákra emlékeztető gázröghöz. Érdekesség, hogy ezt a ködöt 1921-ben C. Lampland és J. Duncan amerikai csillagászok is tanulmányozták, és mindketten azt találták, hogy szisztematikusan tágul, és tágulási ideje csaknem kilenc évszázad.

Ma már könnyen összevethetjük ezeket a tényeket, és megállapíthatjuk a kitörés és a köd kialakulásának egybeesését, de sem Lundmark, sem az amerikai kutatók nem vontak le ilyen következtetést. Csak hét évvel később E. Hubble először csak futólag vette észre ezt az egybeesést, tíz évvel később pedig Lundmark már magabiztosan kijelentette, hogy a Rák-köd egy 1054-es kitörés eredményeként jött létre. Megtalálta a kitörés látszólagos nagyságát. és a Rák távolságát, és abszolút csillagának értéket kapott, amely sokkal magasabbnak bizonyult, mint egy hagyományos újé. Ez bebizonyította, hogy 1054-ben szupernóva-robbanás történt a Galaxisban. Nem kevésbé fontos volt annak megállapítása, hogy egy táguló köd maradt a helyén. A tizenhét éves késés oka nyilvánvalóan az volt, hogy a leghitelesebb ókori kínai krónikában azt írták, hogy "a Tien-Kuantól néhány centire délkeletre egy vendégcsillag jelent meg (ahogyan a csillagok és üstökösök megjelenését nevezték). Kína)". A "hüvelyk" ebben az esetben az égi szféra ívének körülbelül másfél foka. Általában azt hitték, hogy a "Tian-Kuan" ("Égi korlát") csillagkép fő csillaga a $\zeta$ Bika (23. ábra). A Rák-köd azonban nem délkeletre, hanem északnyugatra található ettől a csillagtól. Gyanítanom kellett, hogy hiba van a kínai szövegben.

Rizs. 23. A Bika csillagkép és környéke.
A térkép bal szélén a fokosztások vannak jelölve, a vastag vonal a fokosztásokkal az ekliptika. A Bika csillagkép és más modern csillagképek határait szaggatott vonal jelöli, a fő csillagokat a görög ábécé betűi jelzik. A kínai csillagképek konfigurációi folyamatos vonallal, neveik dőlt betűvel vannak feltüntetve. A Rák-köd X-szel van jelölve.

A tévedés lehetőségét azonban az ókori Kína tudománytörténészei határozottan elvetik. 1971-ben az ókori kínai csillagászat szakembere, Ho Ping-yu (Malajzia), valamint F. Paar és P. Parsons amerikai sinológus egy másik szövegre mutatott rá, amely hasonló leírást tartalmaz a "Tian-Kuan" délkeleti részének kitöréséről. Ezért nem volt hiba a krónikában. Más okot kell keresnünk a zavarodottságra a járvány helyének meghatározásában. Úgy tűnik, ezt a könyv szerzője elérte.

A csillagos égbolt ősi kínai térképein szinte nincsenek azonos nevű csillagképek, és csak a "Tien Guan" lett öt: a modern Bika, Szűz, Nyilas, Ikrek és Bak csillagképekben. A kínai csillagképrendszer másik első kutatója, G. Schlegel 1875-ben megjegyezte, hogy ezek az "Égi korlátok" mindegyike két fényes csillagból áll, de a legfontosabb dolog - hogy a gátcsillagok közötti vonal szükségszerűen átlépi az ekliptikát - észrevétlen maradt. . De ez volt ezeknek a különleges csillagképeknek a célja: valódi akadályok szerepét játszották, amelyek öt helyen blokkolták a fő "égi autópályát" - az ekliptikát, amelynek területén az égitestek mozgása zajlik: bolygók, a Nap és a Hold.

Schlegel és mások utána a „Tian-Kuan” második csillagát a Bikában halvány csillagnak tartották a Bikától délre, és nem vették figyelembe, hogy egy ilyen akadály nem haladja át az ekliptikát. Ez volt az a hiba, amely zavart okozott a szupernóva-robbanás helyének meghatározásában.

A Bika is egy természetes csillagpár, amely kielégíti igényünket. Hipparkhosz egyébként a Bika "szarvának" nevezi őket, ami találkozik velük az ekliptika mentén mozgó világítótestekkel – ez a szerep nagyon hasonlít a "mennyei korláthoz"! Miért nem figyelt senki a Bikára, mint a "Tian-Kuan" természetes, és mi több, fényes alkotóelemére? Mivel az akadályok és az ekliptika kapcsolatát nem tárták fel, ráadásul ez a csillag a szomszédos "U-Che" ("Öt szekér") csillagkép egyik fő csillaga volt, amely az Auriga csillagképünk helyén található. De ez is jelentéktelen ellenvetés volt, mert a "Tian-Kuan" nem teljesen független csillagkép: a Nyilasban és az Ikrekben egyszerre részei a szomszédos csillagképeknek. Ugyanez a helyzet a Bikában található „sorompóval”.

Szigorúan bevett szokás volt, hogy a kínaiak a "vendégcsillag" helyzetét a csillagkép legfényesebb csillagához viszonyítva jelezték. A Bika "Tian-Kuan"-ban most ilyen csillagnak kell tekintenünk a Bikát, majd a kínai krónika vitatott szövege egyértelmű értelmezést kap: "a Taurustól délkeletre több fokos távolságban". Ettől a csillagtól délkeletre, tőle hét fokra található a Rák-köd.

A következő fejezetekben még sokat fogunk beszélni a Rák-ködről, mert kivételes szerepet játszott az asztrofizikai kutatásokban. Ezért különösen érdekesek a vaku részletes információi: fényereje, színe, változásai és egyéb jellemzői. A fellángoló csillag fényességét azonban szinte semmi mással nem lehet közvetlenül összehasonlítani. Ennek ellenére 1942-ben kísérletet tett a probléma kivizsgálására J. Oort holland csillagász és N. Mayall amerikai. Kínai szövegekből megállapították, hogy először július 4-én vettek észre szupernóvát, amely még sötétedés előtt 23 napig volt látható, éjszaka pedig 1056. április közepéig.

Ha figyelembe vesszük, hogy a Vénuszt akkor láthatjuk, amikor a Nap még nem nyugszik, amikor fényessége meghaladja a - 3,5 magnitúdót, és a szupernóva éjszaka megszűnt látható lenni, miután fényessége az 5. magnitúdóra esett, akkor azt kapjuk, hogy a csillag 650 napon belül 8,5 magnitúdóval, száz naponként átlagosan 1,3 magnitúdóval gyengült. De ma már tudjuk, hogy ilyen lassú bomlási sebesség a héj lassú tágulásával kombinálva (amint azt a Rák-ködnél megfigyelték) csak a II. típusú szupernóvák esetében lehetséges.

Oort és Mayall elutasított több utalást a szupernóva-észlelések korábbi dátumaira, különösen a május végi japán feljegyzésekre, mivel a szupernóvát ekkor eltakarta a Nap, és nem lehetett látni, valamint három kínai szöveget, amelyek azt állítják, hogy 1054-ben napfogyatkozás történt. nappal és egy "vendégcsillag" jelent meg a "Mao holdházban" (Plejádok). Az összes fogyatkozás helyét és pillanatát pontosan kiszámítja T. Oppolzer „A fogyatkozások kánonja”, és a szóban forgó fogyatkozás a májusi újholdkor történt Dél-Kínában, 1054. május 9-én délután. Most, 40 évvel azután, hogy Oort és Mayall munkája alapján elmondhatjuk, hogy a japán és a kínai szövegek sem tartalmaztak hibákat: májusban szupernóvát láttak. A modern tolmácsok tévedtek. Ez azonban világossá vált, miután információt találtak az örményországi szupernóva-megfigyelésekről.

1969-ben szovjet kutatók I.S. Astapovics és B.E. A Tumanyant az ókori örmény kéziratok matenadarani letéteményesében találták meg, és 1975-ben végre megfejtették Etum Patmich csillagászati ​​szövegét. A fordításban azt mondta, hogy 1054-ben "egy csillag jelent meg a Hold korongján, amikor május 14-én újhold volt az éjszaka első felében". Azt már tudjuk, hogy a mai naptár szerint az újhold május 9-én volt, és a számítások szerint valamivel több mint egy nappal később. A Hold van a legközelebb a szupernóvához. Ezt a pillanatot lehetett megfigyelni Jerevánban május 10-én a Hold lenyugvásakor, amely egy nappal az újhold után rendkívül keskeny sarlónak tűnt. De a szupernóva csaknem négy holdátmérővel volt a Hold alatt. N.S. Astapovics meggyőzően kimutatta, hogy ez a horizont közeli távolság jelentősen csökkenthető három optikai effektussal: a Hold vízszintes parallaxisával, a besugárzással és a csillag fényének rendellenes fénytörésével a horizont közelében. Következésképpen egy fényes csillag feltűnő látványa volt megfigyelhető egy félhold közelében.

Ha Patmich szupernóvát látott, akkor azok a szövegek helyesek, amelyek a napfogyatkozás alatti megjelenését jelezték. A helyzet az, hogy a "Mao holdháza" láthatóan csak a Napra vonatkozik, amely a napfogyatkozás idején valóban a Plejádokon volt. Talán a szöveg feljegyezte, hogy a napfogyatkozáskor elsötétült égen, az ismerős csillagok között egy „vendégcsillagot” is láttak. Amikor a napfogyatkozás véget ért, eltűnt a nappali fényben, ezért még mindig nem volt elég fényes, és másnap érte el a maximumot. Július elejéig, közel két hónapig fényesebb is lehetett, mint -3,5 magnitúdó, és esetenként az égbolt kék hátterében is megfigyelhető, a Nap még le nem nyugodott. A maximumon való hosszú tartózkodás szintén jellemző, mint tudjuk, a II. típusú szupernóvák esetében – ez egy újabb érv a járvány ilyen osztályozása mellett.

Az örményországi szupernóva esetleges megfigyelése mellett ma már más, az 1054-es kitöréshez kapcsolódó körülmények is ismertek, amelyek megbízhatósága feltételes, de ezek hihetően kombinálódnak a szupernóváról szóló egyéb megbízhatóbb információkkal. Ezek sziklafaragványok az észak-arizonai sivatagban.

1955-ben W. Miller amerikai régész két, az észak-amerikai indiánok számára szokatlan cselekményt ábrázoló sziklafestményt fedezett fel ott, amelyek egy holdsarló és egy csillagot ábrázoló kör motívumait tartalmazták (24. ábra). Az egyik rajz a White Table Mountain barlangjában volt, és egy fiatal Holdat ábrázolt fényes csillaggal az alsó szarván, egy másik pedig, amely nem messze az elsőtől a Navajo-kanyon falán, egy sarlót ábrázolt a másik irányba. azaz az öreg Hold és egy csillag alatta .

Rizs. 24. Arizona rock art.
A bal oldali rajzot a Fehér Asztalhegy barlangjában találták, és a csillaghoz közeledő fiatal Holdat ábrázolja, a jobb oldali rajz a Navajo-kanyon falán; öreg hold és fényes csillag.

A barlangok kandallóiban található szénmaradványok és a rajzok stílusa a kanyon ezen részén azt mutatta, hogy a barlangokat a 10-12. században navahó indiánok lakták. Valószínűleg az indiánokat lenyűgözte a Hold közelségének látványos látványa és az 1054-es szupernóva. A Hold találkozása az útjába kerülő csillagokkal pontosan 27 nap és 7 óra múlva következik be. Az öreg Hold 1054. június 4-én közeledett egy szupernóvához, röviddel azután, hogy Kínában elkezdték megfigyelni. Ez az esemény megfelelhet a kanyon mintájának. Ami a barlangban készült rajzot illeti, Miller és az azt tanulmányozó csillagászok később úgy vélték, hogy az ókori művész feje tetejére állította a Hold képét, ahogyan azt kortársaink teszik, amikor meglepetésre kérik, hogy emlékezetből rajzolják meg a Holdat. Ennek a ténynek a megerősítésére tömeges kísérleteket is szerveztek, amelyek megerősítették kortársaink figyelmetlenségét. Nos, szokás szerint ismét az ősi művészt hibáztatták a hibákért.

Rizs. 25.Öt galaktikus szupernóva fénygörbéi.
Vízszintes - fázis napokban, függőleges - látszólagos csillagmagasság. 1 - Kínai szupernóva 185 2 - szupernóva 1006 3 - szupernóva 1054, 4 - szupernóva Brahe 1572, 5 - Kepler szupernóva 1604

De a modern emberrel való összehasonlítás nem bírja a kritikát. A hold a neolitikumban és még sokáig azután is nem egyszerű éjszakai lámpa volt, hanem óra és naptár is. Az égbolton elfoglalt helyzet és fázis szerint meg lehetett ítélni a nap és a napszakot a holdhónapban. Még mindig lehetetlen volt összetéveszteni a fiatal Holdat az öreggel, mert a fiatal Hold este látszik, az öreg pedig reggel.

Nyilvánvalóan két különböző eseményt ábrázoltak. I.S. Asztapovics felhívta a figyelmet arra, hogy a barlangban lévő, fejjel lefelé tartott rajz pontosan megfelel a Hold májusi szupernóvához való közeledésének, amelyet május 10-én, naplementekor láttak Örményországban. De Arizonában ez a pillanat nappal volt, a Hold csak néhány órával később vált láthatóvá, amikor elkezdett lenyugodni. A távolság közte és a csillag között napnyugtakor Arizonában már nem volt minimális.

ábrán. A 25. ábra az 1054-es szupernóva feltételezett fénygörbéjét mutatja. Maximumában elérte a -5 magnitúdót, a fotometriai osztály pedig valószínűleg II.5 volt.

Galaktikus szupernóvák keresése

1943-1945-ben. A szovjet csillagász B.V. Kukarkin és W. Baade amerikai csillagász egymástól függetlenül további két galaktikus szupernóvát vizsgált meg. Ezek voltak a legfényesebb csillagkitörések a teleszkópos korszak előestéjén, amelyeket Tycho Brahe 1572-es Novájaként és Johannes Kepler 1604-es Novájaként ismertek. Kortársaink Brahe és Kepler munkáiban az új bolygók és a szomszédos csillagok fényességének összehasonlítását alkalmazták. . Ma már a múlt bármely pillanatában pontosan kiszámítható a bolygók magnitúdója, és ismert a szabad szemmel látható csillagok pontos magnitúdója. Ez lehetővé tette mindkét fényes fáklya fénygörbéjének rekonstruálását (a 25. ábrán láthatók). Az Új Kepler koreai történelmi feljegyzéseit is egyenlőtlenül kutatták, jelentősen kiegészítve az európai megfigyeléseket. Az 1572-es szupernóva maximális fényereje definícióink szerint -4,5, az 1604-es szupernóváé pedig -3,5 volt, azaz mindkét esetben elérte a Vénusz fényességét. A legérdekesebb azonban az, hogy a fénygörbéik nemcsak egyértelműen I-es típusúnak bizonyultak, hanem mindkettő megfelelt a legjobban az I.12 fotometriai osztálynak.

A kitörések helyén, először New Keplernél, majd New Brahenál, W. Baade halvány, rongyos fonalas ködöket fedezett fel. Bár ezek a ködök részleteiben különböznek a Rák-ködtől, ez még mindig új jel volt a galaxisunkban a szupernóvák keresésében, beleértve azokat is, amelyeket ilyen vagy olyan okból nem észleltek felvillanásként a múltban. Ezért teljesen természetes volt az Oort által 1946-ban felvetett, hogy a Cygnus csillagképben lévő nagy fonalas köd is egy szupernóva-maradvány, amely már régen lelassult a csillagközi gázban. Több mint három tucat ilyen fonalas ködöt találtak már az égen. Közülük a legfényesebbeket a szovjet asztrofizikusok, G.A. Shain és V.F. Gáza. Mindezek a szupernóva-maradványok több ezer évesek.

1948-ban fedezték fel a kozmikus rádiósugárzás első erős forrásait, és ezek egy része a Tejútrendszerben feküdt. Ezeket a forrásokat Nyilas A-nak (később a Galaxis magjában találták meg), Cassiopeia A-nak és Taurus A-nak nevezték el. Akkoriban a rádióteleszkópok nagyon durván határozták meg a rádióforrás helyzetét az égbolton, de még egy évvel később az ausztrál J. Bolton rádiócsillagász és munkatársai felfedezték, hogy a korábban nyílt Taurus A rádióforrás egybeesik a Rák-köddel.

Ennek a rádióforrásnak a több hullámhosszon történő vizsgálata azt mutatta, hogy intenzitása növekszik a hosszabb hullámhosszokra való átállással. Ez fontos tény volt, aminek a következményeit később megértették. Azt már tudjuk, hogy a felhevült égitestek is a rádiótartományban bocsátanak ki hullámokat, de ha a sugárzás forrása termikus, akkor a rádióhullámokon az intenzitása a hosszabb hullámokra való áttéréssel csökken. A Rák-köd esetében azonban a rádiósugárzás intenzitásának hullámhosszal történő változásának menete eltérő: az intenzitás a hullámhossz növekedésével nő. Ez azt mutatja, hogy az objektum rádiósugárzása nem termikus jellegű. A jövőre nézve megjegyezzük, hogy a szupernóva-maradványok mellett nem termikus sugárzás is jelen van az extragalaktikus forrásokban: rádiógalaxisokban és kvazárokban. Gyenge, nem termikus rádiósugárzást a spirálkarok csillagközi közege is generál.

A Rák-köd nem termikus rádiósugárzásának felfedezése késztette a szupernóva-maradványok keresését ennek az új funkciónak a segítségével. 1952-ben Baade egy halvány fonalas ködöt talált azon a helyen, ahol a Cassiopeia A rádióforrást észlelték. A szovjet csillagászok P.P. Parenago és J.S. Shklovsky felvetette, hogy ez is egy szupernóva maradványa, amelyet talán még az ókori Kínában is megfigyeltek (a Cassiopeia csillagképben az ókori megfigyelők sok járványt láttak). Más kutatók, mint például Minkowski, nem értettek egyet álláspontjukkal.

De 1955-ben R. Minkowski meg tudta mérni ennek a ködnek a csomóinak mozgását, és megállapította, hogy a Rák-ködhöz való hasonlósága ellenére egy gyorsan táguló burának is része. Vissza kellett vonnia kifogásait. A köd tágulásából meg lehetett határozni ennek a szupernóvának a korát. K. Camper és S. van den Berg kanadai csillagászok legújabb kutatásai a járvány kitörésének időpontját 1653 körül jelzik, körülbelül 3 éves bizonytalansággal. Ez azt jelenti, hogy ez egészen a közelmúltban történt, már a Brahe és a Kepler szupernóva kitörése után, Jan Hevelius teleszkópjainak korszakában, de időközben nem volt látható a Cassiopeia csillagképben, amely mindig elérhető a megfigyelések számára, és nem áll be. féltekénk mérsékelt övi szélességein. A rádiócsillagászat által felfedezett fiatal szupernóva több szempontból is rendkívül érdekes tárgynak bizonyult.

A rádiócsillagászat eddig 135 nem termikus rádióforrás megtalálását tette lehetővé, amelyek galaxisunkhoz tartoznak. Különböző korú szupernóva-maradványok. Csak viszonylag fiatal objektumok esetében, amelyeket az elmúlt évszázadokban elődeink kellő részletességgel figyeltek meg, határozhatjuk meg a fénygörbékből a szupernóva típusát, sőt néha a fotometriai osztályát is.

Szupernóva megfigyelések az ókorban

A tudósok régóta gyűjtik az információkat a csillagkitörések ősi megfigyeléseiről, az üstökösök megjelenéséről és más szokatlan jelenségekről. Az ilyen adatok első összefoglalásai, amelyeket kínai, közel-keleti és európai forrásokból állítottak össze, a francia üstököskutató, A.G. Pingre, aki 1783-ban kiadta a Cometography című kétkötetes művét. Használt néhány római és bibliai szöveget, valamint a Ma Duanlin által összeállított "Wenxian Tongkao" középkori kínai enciklopédia első fordításait és néhány más kéziratot, amelyek közül néhány teljesen elveszett a francia forradalom idején.

Sajnos Pingre listáját Humboldt és Lundmark is méltatlanul elfelejtette. A könyv szerzője a mai napig a legteljesebb gyűjteményt állította össze az összes olyan jelenségről, amelyet ilyen vagy olyan okból csillagkitörésnek tekintenek, és bekerült a nemzetközi "változócsillagok általános katalógusába", amelyet rendszeresen frissítenek új adatokkal.

Az ókortól 1700-ig körülbelül 200 járvány tör ki, főleg új csillagok, és a kéziratok és krónikák évkönyveiben továbbra is folyik a keresés. Vegye figyelembe, hogy egészen a közelmúltig azt hitték, hogy Európában, a Földközi-tengeren és a Közel-Keleten kevés járványt észleltek: mindössze 5-7, a többit pedig a távol-keleti országokban észlelték. Pingre anyagaira támaszkodva a római krónikák kimutatták, hogy körülbelül 25 járványkitörést figyeltek meg Nyugaton. Ez már komoly hozzájárulás, amelyet a fáklyaleírások kereszt-összehasonlítására használnak fel.

Hogyan azonosíthatók a szupernóvák a megfigyelt fáklyák között? A három fényes galaktikus szupernóva, amelyekről az előző oldalakon beszéltünk, elérte és meghaladta a -3,5 magnitúdót. És ez nem véletlen. Ahhoz, hogy egy csillag kitörését szabad szemmel könnyen észlelni lehessen, legalább 3. magnitúdójúnak kell lennie. Aztán megtöri a csillagképek szokásos figuráit, és megragadja a tekintetet. Egy új csillag akkora maximális fényerővel rendelkezik, ha legfeljebb ezer fényévnyire található tőlünk. Másrészt egy szupernóva, amely Galaxisunk legtávolabbi részén tört ki, ha nem lenne csillagközi abszorpció, fényesebb lenne a nulla magnitúdónál, és a fénygörbe típusától függően 3-8 hónapig megfigyelhető lenne. Így nagy a valószínűsége annak, hogy a nulla magnitúdónál fényesebb villanás szupernóva.

Az elmúlt évekig a legrégebbi jelentés, amely a fényes csillagok megfigyeléséről érkezett hozzánk, egy üstökös említése volt ie 2296-ban. e., amelyet Pingre talált meg, és az első kínai uralkodóról, Yaoról szóló szájhagyományok feljegyzései tartalmazzák. Az írás Kínában másfél évezreddel később jelent meg. De néhány évvel ezelőtt J. Mihanovszkij (USA) megfejtette a sumérok (az ókori Mezopotámia lakói) agyagtábláját, amely egyben a legrégebbi szóbeli legendát is rögzítette az égbolt déli oldalán megjelent "második istenség-napról". , de hamarosan elhalványult és eltűnt. Ezt a jelenséget az ie 3-4 évezrednek tulajdonítják. e. és egy szupernóva-robbanáshoz kapcsolódnak, amely után a hozzánk legközelebb eső maradvány – a Sail X köd – megmaradt.

Most már biztos és megbízható információink vannak egy kitörésről, nyilvánvalóan egy szupernóváról, amelyet 185. december 7-én láttak Kínában. e. és 186 vagy 187 júliusáig volt látható. Így írják le ezt a jelenséget: "Csong-Qing korszakában, a második évben, a 10. hold Kwei-Hao napján, egy rendkívüli csillag jelent meg a közepén. Nan-Meng. Akkora volt, mint egy bambusz abakusz, és egymás után öt színt mutatott. Fokozatosan csökkentette fényességét a 6. hold felé a következő év után, amikor eltűnt." Ez a leírás tartalmazza a jelenség dátumát, időtartamát és helyét az égbolton, jellemét jelzi: mozdulatlanság a csillagok között, a ragyogás gyengülése és a színváltozás. Vegye figyelembe, hogy ez az egyetlen említés a 185-ös jelenségről, más információ nem jutott el hozzánk.

A "Nan-Man" csillagkép egyben a Centauri is. Luoyangban, Kína ősi fővárosában három fokkal emelkedett a horizont fölé, és legfeljebb két órán keresztül volt látható éjszaka, ezért a csillagnak kivételesen fényesnek kell lennie ahhoz, hogy észrevegyék. Úgy gondolták, hogy a járványt 7 hónapig figyelték meg, de F. Stephenson azzal érvel, hogy a szövegben szereplő megfelelő hieroglifát nem „jövőre”, hanem „jövő évre” kell fordítani, és 20-ra becsüli az időtartamot. hónapok.

Véleményünk szerint a döntő érv, amely egy szupernóva, és nem egy új csillag kitöréséről tanúskodik, a kitörés színének következetes változása. Az új csillagok alig változtatják a színüket, míg a szupernóvák maximum fehérek, majd egymás után sárgává, vörössé, sárgává és újra fehérré válnak. Mivel a szöveg öt színről beszél, az első megfigyelések a fehér szín szakaszára, azaz a maximális fényerőre vonatkoznak.

Mekkora volt a szupernóva maximális fényereje? A szöveg nem ad közvetlen információt, de a jelenség időtartamából kiszámolhatjuk. Egy csillag hét hónapos láthatósága a horizont közelében azt jelzi, hogy a fellobbanás nem haladja meg a csillagok magnitúdóját -4-nél, a 20 hónapos pedig -4 és -8 magnitúdó közötti értéket. Kiderül, hogy meglehetősen széles a választék, amely korlátozható, ha szupernóva-maradványt talál.

Négy nem termikus rádióforrást, azaz szupernóva-maradványokat találtak Centauri és Centauri között. Középen található egy halvány fonalas köddel. A közelmúltban észlelték termikus röntgensugárzását, ami a szupernóva-maradvány viszonylagos fiatalságának jele. A rádiókibocsátás intenzitásából számolt kora kisebb, mint a másik háromé, de meghaladja az 1700 évet, azaz idősebbnek bizonyul, mint a megfigyelt fáklya, ami ennek a módszernek a durvaságának tudható be. az életkor meghatározása. A maradék távolsága 2-3 kpc, ezért egy ilyen távolságra felrobbanó I-es típusú szupernóva a csillagközi abszorpció általi gyengülése után elérné a -4-es, a II-es típus esetében pedig a -2-es magnitúdót. . Úgy tűnik, az I. típus alkalmasabb.

Az ókori szövegekben leírt szupernóva-robbanások „hátsó ajtóból” történő azonosítására tett kísérletek galaktikus szupernóva-maradványok adatainak felhasználásával nagy divat volt körülbelül húsz évvel ezelőtt. Gyenge pontjuk a krónikák nagyon durva jelzései voltak a járványok területéről. Amikor lehetővé vált valamilyen módon a maradványok korának meghatározása, számos „azonosítás” képzeletbeli természete feltárult.

Manapság fontos szerepet játszik az értékes csillagászati ​​információkat tartalmazó régi szövegek felkutatása. Ebben a tekintetben különösen tanulságos az 1006-os szupernóva tanulmányozásának története. Ezt a kitörést, amelyet a Farkas déli csillagképében, a horizont közelében figyeltek meg, hét japán, hat kínai, hat európai, öt arab és egy koreai említést tettek. krónika. A jelenségeket leíró krónikások nem mindig hivatásos megfigyelők és szemtanúk voltak, de néha előfordulnak szemtanúleírások is. Ilyen volt Ali ben Ridwan asztrológus is, aki részletesen leírta az 1006-os jelenséget, amelyet fiatalkorában személyesen látott. Jól emlékezett a bolygók helyzetére, amikor megjelent a csillag, és B. Goldstein amerikai kutatónak sikerült megállapítania ennek a jelenségnek a dátumát és helyét az égen. Hasonló eredményeket kapott a kínai krónikákból.

Akárcsak az 1054-es szupernóva esetében, itt is a szupernóva fényességére vonatkozó információk szegényesével kell szembenéznünk. Különös azonban, hogy a szupernóva április 28-i első leírása során a japán csillagászok feljegyezték a csillag fehér-kék színét, a későbbi megfigyelők pedig egyöntetűen sárgának és aranynak nevezik a csillag színét. Ezen információk alapján a japánok még azelőtt látták ezt a szupernóvát, hogy elérte volna a maximális fényességét. Kínai források azt is megjegyezték, hogy május 1-jén fényereje fokozatosan nőtt, és megközelítette a Vénusz fényességét. Öt forrás hasonlítja össze a szupernóva ragyogását egy nem teljes holdéval, bár senki nem említi, hogy a csillagot nappal is látták. Természetesen májusban késő este felkelt és lenyugodott a csillag. Még ha fényességében egyenlő is lenne a Vénusszal, hatalmas benyomást keltene a holdtalan mély éjszaka hátterében, miközben a Vénuszt csak alkonyatkor látjuk a hajnali fényes háttér előtt. A szupernóva-objektumok megvilágításából származó árnyékok szintén fokozták a benyomást, és láthatóan alapul szolgáltak a nem teljes Holddal való összehasonlításhoz. Valójában egy szupernóva fényesebbnek tűnhet, mint a Vénusz, de halványabbnak tűnik, mint a Hold egy negyed alatt. Ali ben Ridwan megjegyzi, hogy a csillag "mérete" 2,5-3-szor haladta meg a Vénuszt. Ez az összehasonlítás „hiányzó volt”, mivel a csillag sokkal később emelkedett fel, mint a Vénusz lenyugvása. A kutatók megpróbálták újraszámolni Ali ben Ridwan becslését a Vénusz látszólagos szögdimenzióira vonatkozó régi arab és modern adatok alapján, de ez nonszensznek bizonyult. Ali ben Ridwan nyilvánvalóan arra gondolt, hogy a csillag 2-3 magnitúdóval fényesebb a Vénusznál. Mivel a Vénusz május esténként -3. magnitúdójú lehetett, a szupernóva maximális fényereje -6. magnitúdója lehetett.

Az a körülmény; hogy júliusban a szupernóvának dél után nappal kellett volna felkelnie, de a nappali égbolt hátterében nem látszott, ami azt jelzi, hogy ebben a hónapban gyengébbnek tűnt, mint -3,5 magnitúdó. Amikor éjszaka ismét láthatóvá vált, még mindig ragyogóan kiemelkedett a környező csillagok közül. Júliustól november végéig a japán udvari csillagászok kilencszeres láthatóságáról számoltak be a császárnak. Kínai csillagászok reggel látták őt keleten egészen az év végéig. 1007-ben már nem volt információ szupernóváról. Igaz, az egyik forrásban van egy jelentés, amit Goldstein úgy fordít le, hogy 1016 előtt látták, de ez nyilvánvaló félreértés, hiszen ebben az esetben a szupernóva a maximumon olyan fényes lenne, hogy nappal is világítana. hosszú ideje.

A szupernóva láthatóságának körülményeinek figyelembevétele amellett szól, hogy I. típusú szupernóváról van szó. A fáklyás régióban a nem termikus rádiósugárzás több forrása közül egyet találtak gázszálak nyomaival és jellegzetes röntgensugárzással. 1979-ben, nem messze ennek a szupernóva-maradványnak a központjától, F. Schweitzer és J. Middleditch felfedezett egy 17. magnitúdójú kék csillagot, amely a spektrum alapján egy fehér törpe.

A jövőre nézve megjegyezzük, hogy ekkorra már halványkék központi csillagokat találtak és tanulmányoztak két szupernóva-maradványban - a Rák-ködben és a Sails X-ben, amelyekről kiderült, hogy nagy frekvencián villognak - másodpercenként 30-szor és 10-szer. , ill. A Schweitzer-csillag fényességében azonban nem találtak ingadozást. Kiderülhet, hogy ez a csillag véletlenül egy rádióforrásra vetül, és a galaktikus korong egyik szokásos objektuma a szupernóva-maradvány előtt vagy mögött. Másrészt azonban ez lehet az I. típusú szupernóva első felfedezett csillagmaradványa is! Rendezni kellett. 1982 januárjában pedig egy ultraibolya spektrométerekkel felfegyverzett műholdról szerezték meg ennek az objektumnak a spektrumát 1200 és 3200 között. A spektrumok a csillag előtt elhelyezkedő szupernóva-maradvány táguló héjához tartozó abszorpciós vonalakat tártak fel; elmozdulásuk 5000-6000 km/s tágulási sebességet jelzett. Ez döntő szerepet játszott az I. típusú szupernóva-kitörések valódi sémájának kialakításában.

13. táblázat: Galaktikus szupernóvák
Szupernova, villanásév	185	1006	1054	1181	1572	1592	1604
csillagkép	Centaurus	Farkas	Bika	Cassiopeia	Cassiopeia	Cassiopeia	Ophiuchus
Ország vagy a világ része, ahol szupernóvát észleltek	Kína	Ázsia, Afrika	Ázsia, Amerika	Ázsia	Európa Ázsia	Korea	Európa Ázsia
A megfigyelés időtartama, napok	225	240	710	185	560	100	365
Látszólagos nagyság maximumon	-4	-6	-5	1	-4.5	2	-3.5
Fotometriai osztály	gépelek	I.14	II. 5	II. 3	I.12	?	I.12
A héj tágulási sebessége, km/s	-	-8 000	-7 000	-8 000	-10 000	?	-10 000
szupernóva-maradvány	Eszik	Eszik	Bika Egy "rák"	3C 58	Cassiopeia B	Cassiopeia A	Eszik
Távolság a többitől, kps	2-3	4	2	8	5	3	10

Maradunk hátra az 1181-es fényes villanásról, amelyet főleg Japánban figyeltek meg (F. Stephenson hat krónikát számolt össze, ahol említették), valamint Kínában és Európában. Fél évig volt látható, egy időben "kék-sárga" színe volt, és fényereje megegyezett a Szaturnusszal. A járvány a Cassiopeia csillagképben történt. A szupernóva fél év alatti 4 magnitúdós gyengülése jellemző a II. A megbízhatóan megállapított kitörés helyén egy még 1952-ben felfedezett, fényes maggal rendelkező, nem termikus rádióforrás található - a Taurus A rádióforrás "ikertestvére". A közelmúltban a Rák-ködhöz hasonló fonalas ködöt találtak. itt is megtalálható a Tejútrendszer egy erősen poros szakaszán. Ez megerősíti, hogy a fáklya a II. típusú szupernóvákhoz tartozik.

Milyen gyakoriak a szupernóva-robbanások a galaxisban?

A megfigyelt szupernóvákról a mai napig viszonylag kis listánk áll rendelkezésünkre (13. táblázat); ugyanakkor 135 olyan rádióforrást találtak, amelyek szupernóva-maradványok. A maradványok többsége nagy korú, a Tejútrendszerben, erős csillagközi kihalás vidékein található. Ezért villanásaikat szinte egyáltalán nem lehetett látni. De a maradványok között találtak olyanokat is, amelyek kitörése a múlt század közepén történt, de a fent jelzett okok miatt nem figyelték meg őket.

Mivel mi magunk is a Galaxisban élünk, és a szupernóva-robbanások nemcsak grandiózus látványt jelentenek, hanem, mint később látni fogjuk, Naprendszerünk életében is meghatározó tényező, ezért felmerül a kérdés, hogy milyen gyakoriak a szupernóva-robbanások a Galaxisban. messze nem akadémikus, de létfontosságú is.

táblázat szerint 11. fejezetben a galaxisunkban a szupernóva-robbanások között 110 éves intervallumot kaptunk, 60%-os bizonytalansággal, azaz 44 és 176 év közötti átlagos intervallumok lehetségesek. Ezek a számítások más spirálgalaxisok szupernóváinak megfigyelésein alapulnak, és azon a feltételezésen alapulnak, hogy csillagrendszerünk Sb típusú. Ha Sc típusú, akkor a felvillanások közötti intervallumokat 10-szeresére kell csökkenteni. Természetesen az ilyen homályos következtetéseket a galaxisunkban előforduló szupernóva-robbanások gyakoriságának közvetlen tanulmányozásával kell ellenőrizni.

Rizs. 26. A hét galaktikus szupernóva elhelyezkedése a Galaxis fősíkjára vetítve.
A szupernóvákat kitörésük dátumával jelölik. C - a Galaxis középpontja, - a Nap, a köztük lévő távolság 10 kpc. A HI a semleges hidrogén eloszlásának határa a Galaxisban, a HII az ionizált hidrogén (azaz fényes gázködök) terjedésének határa.

A közelmúltban H. Tammann megpróbálta kiszámítani a kitörések közötti átlagos intervallumot évezredünk öt szupernóvája esetében: 1006, 1054, 1572 és 1604. a Cassiopeia A. Supernova 1181-et pedig elutasította. Ez az öt szupernóva egy olyan szektorban található, amelynek középponti szöge 50 o a Galaxis magjában található csúcstal (azaz a szektor a Galaxis egyhetede, lásd 26. ábra). Ha 1000 évet elosztunk öttel, akkor 200 éves intervallumot kapunk egy szektorban a kitörések között, vagy további 7-tel elosztva 28 éves intervallumot kapunk a szupernóva-kitörések között az egész Galaxisban. De az ágazaton belül vannak jelentős területek, ahol az erős fényelnyelés elrejtheti előlünk a fáklyákat. Ráadásul a középkori megfigyelések adatait csak a bolygó északi féltekéjére vonatkozóan őrizték meg, ezért a déli égi pólushoz közeli csillagképekben a felvillanások észrevétlenek maradhattak. Nem megyünk bele a megfelelő korrekciók részleteibe, csak arra mutatunk rá, hogy Tammmann végül 12 éves átlagos intervallumot, vagyis évszázadonként 8 szupernóvát kapott, 5 fellángolás lehetséges eltérésével egyik vagy másik irányba.

De lehetséges lenne egy kevésbé bonyolult utat is választani. A nagy bizonytalanságokkal járó szektor helyett vegyünk egy 8 kpc sugarú körzetet a Nap körül. Aztán, mivel jól tanulmányozták optikai, röntgen- és rádiócsillagászati ​​módszerekkel, biztosak lehetünk benne, hogy csak hat, a táblázatban látható fiatal maradványt tartalmazott. 13 legalább az elmúlt 1800 évben, a 185 kitörése óta, sőt még hosszabb ideig. A környéken kívül volt az 1604-es Kepler szupernóva, amely valahol a Galaxis közepe fölött robbant fel.

Vegyük észre, hogy a hat szupernóva közül kettő II. típusú, a többi pedig I. típusú. Próbáljuk meg kideríteni, hogy az ilyen típusú szupernóvák hol robbanhatnak fel a Galaxisban. Az I-es típusú szupernóvák, más csillagrendszerek kitöréseiből ítélve, a központtól tetszőleges távolságban fordulnak elő, pontosabban a nem ionizált hidrogén eloszlási tartományában, amely lényegében nagyrészt a szupernóva-aktivitás terméke. Ami a II-es típusú szupernóvákat illeti, fiatal csillagokhoz kapcsolódnak, amelyek eloszlási területét a galaxisokban világosan körvonalazzák a világító gázködök - ionizált hidrogén felhői.

A nem ionizált hidrogén terjedési sugara a Galaxisban 21 kpc, az ionizált hidrogéné 16 kpc. Könnyen kiszámítható tehát a környékünk 8 kpc sugarú hányada a hidrogén ionizációs fokozatainak megfelelő terjedési tartományához képest a Galaxisban: 0,15 a nem ionizált és 0,25 az ionizált esetében. Valójában csak ezekre a tényezőkre van szükségünk a két típusú szupernóva-robbanások közötti átlagos intervallumok kiszámításához. Az 1800 éves minimális intervallumot figyelembe véve az I. típusnál 1800:4*0,15 = 67 év, a II. típusnál pedig 1800:2*0,25 = 225 év, vagy típusok közötti különbségtétel nélkül évszázadonként körülbelül két szupernóva. Ezek a számok akár 50%-os hibával is helyesnek tekinthetők, de mivel a Nap körüli 8 kpc sugarú zónában a szupernóva-maradványok rádiósugárzásának vizsgálata nem tárt fel 2500 évnél fiatalabb objektumot, az átlagos intervallumok a fent kapott kitörések között 1,4-szeresére növelhető, és száz év alatt ugyanennyivel csökken a kitörések száma.

Érdekes megjegyezni, hogy a két évezred során optikailag megfigyelt kitörések nem követték egymást megközelítőleg egységesen, "sorozatban": az egyik a második században volt, majd 8 századi törés következett, és a XI. - A 12. században három kitörés volt, majd ismét négy évszázados szünet következett, három kitöréssel végződve, amelyek 32 évig következtek a 16-17. század fordulóján. Azóta új, négy évszázados szünet tart. A „sorozatnak” és a „szüneteknek” nincs különösebb fizikai jelentése. Ezek tisztán balesetek néhány esemény sorozatában. Így vagy úgy, de az elmúlt négy évszázad során szupernóva-kitörések történtek a környéken kívül, 8 kpc sugarú körben a Nap körül. A galaxis legalább két szupernóvával "tartozik" a zónánknak.

A Naprendszer helyzete a Galaxisban olyan, hogy a szupernóva-robbanások megfigyelései optikailag a térfogatának körülbelül felében állnak rendelkezésünkre, a Galaxis többi részében pedig a kitörések fényességét a csillagközi abszorpció és a távolság annyira tompítja, hogy a mi korunkban is kimaradnak és a fáklya után már rádiókibocsátó maradékként észlelhetők.

A 20. század egyik fontos vívmánya annak megértése volt, hogy szinte minden hidrogénnél és héliumnál nehezebb elem a csillagok belső részeiben képződik és szupernóva-robbanások eredményeként kerül a csillagközi közegbe, ami az egyik legerősebb jelenség. az univerzumban.

A képen: Ragyogó csillagok és gázfoszlányok lélegzetelállító hátteret biztosítanak a Supernova 1987A névre keresztelt hatalmas csillag önpusztulásához. Robbanását 1987. február 23-án figyelték meg a csillagászok a déli féltekén. Ezen a Hubble-képen egy szupernóva-maradvány látható, amelyet belső és külső anyaggyűrűk vesznek körül diffúz gázfelhőkben. Ez a háromszínű kép több, a szupernóváról és a szomszédos régióról készült, 1994 szeptemberében, 1996 februárjában és 1997 júliusában készült fénykép összeállítása. Számos fényes kék csillag a szupernóva közelében hatalmas tömegű csillag, mindegyik körülbelül 12 millió éves és 6-szor nehezebb a Napnál. Mindannyian ugyanahhoz a csillaggenerációhoz tartoznak, mint az, amelyik felrobbant. A fényes gázfelhők jelenléte újabb jele ennek a régiónak a fiatalságának, amely még mindig termékeny talaj az új csillagok születéséhez.

Kezdetben minden csillagot, amelynek fényessége hirtelen több mint 1000-szeresére nőtt, nóvának nevezték. Villogva hirtelen ilyen csillagok jelentek meg az égen, megtörve a konstelláció szokásos konfigurációját, és maximumra, több ezerszeresére növelték fényességüket, majd a fényességük erősen csökkenni kezdett, és néhány év múlva olyan gyengék lettek, mint voltak. A kitörés előtt. Az új csillagokra jellemző a fellángolások ismétlődése, amelyek során a csillag nagy sebességgel löki ki tömegének akár egy ezrelékét is. Mégis, az ilyen villanás jelenségének minden nagyszerűsége ellenére sem a csillag szerkezetének radikális változásához, sem annak pusztulásához nem kapcsolódik.

Ötezer éve több mint 200 fényes csillagkitörésről őriztek információkat, ha azokra szorítkozunk, amelyek nem haladták meg a 3. magnitúdó fényességét. Ám amikor a ködök extragalaktikus természetét megállapították, világossá vált, hogy a bennük fellángolt nóvák jellemzőikben felülmúlják a közönséges nóvákat, mivel fényességük gyakran megegyezett a teljes galaxis fényességével, amelyben fellángoltak. Az ilyen jelenségek szokatlan természete arra a gondolatra késztette a csillagászokat, hogy az ilyen események teljesen különböznek a közönséges új csillagoktól, és ezért 1934-ben Fritz Zwicky és Walter Baade amerikai csillagászok javaslatára azok a csillagok, amelyek villanása eléri a világ fényességét. a normál galaxisokat maximális fényességükön külön, a legfényesebb és ritka szupernóvák osztályába különítették el.

A közönséges új csillagok kitöréseitől eltérően Galaxisunk jelenlegi állapotában a szupernóva-kitörések rendkívül ritkák, 100 évente legfeljebb egyszer fordulnak elő. A legszembetűnőbb kitörések 1006-ban és 1054-ben voltak, ezekről a kínai és a japán értekezések tartalmaznak információkat. 1572-ben a kiváló csillagász, Tycho Brahe megfigyelte egy ilyen csillag kitörését a Cassiopeia csillagképben, míg Johannes Kepler volt az utolsó, aki 1604-ben követte a szupernóvát az Ophiuchus csillagképben. A csillagászat „teleszkópos” korszakának négy évszázada során nem figyeltek meg ilyen fellángolásokat Galaxisunkban. A Naprendszer helyzete benne olyan, hogy a szupernóvák megfigyelései optikailag a térfogatának mintegy felében állnak rendelkezésünkre, a többi részében pedig a csillagközi abszorpció tompítja a kitörések fényességét. AZ ÉS. Krasovsky és I.S. Shklovsky számításai szerint a szupernóva-robbanások galaxisunkban átlagosan 100 évente egyszer fordulnak elő. Más galaxisokban ezek a folyamatok megközelítőleg azonos gyakorisággal mennek végbe, ezért az optikai kitörés szakaszában lévő szupernóvákról a fő információkat más galaxisokban végzett megfigyelésekből nyertük.

Felismerve az ilyen erőteljes jelenségek tanulmányozásának fontosságát, W. Baade és F. Zwicky csillagászok, akik az USA-ban a Palomar Obszervatóriumban dolgoztak, 1936-ban szisztematikus, szisztematikus kutatásba kezdtek szupernóvák után. Rendelkezésükre állt egy Schmidt-teleszkóp, amely lehetővé tette több tíz négyzetfokos területek fényképezését, és nagyon tiszta képeket adott még halvány csillagokról és galaxisokról is. Három év alatt 12 szupernóva-robbanást fedeztek fel különböző galaxisokban, amelyeket aztán fotometriával és spektroszkópiával tanulmányoztak. A megfigyelési technológia fejlődésével az újonnan felfedezett szupernóvák száma folyamatosan nőtt, és az ezt követő automatizált keresés bevezetése a felfedezések számának lavinaszerű növekedéséhez vezetett (évente több mint 100 szupernóva, összesen 1500). Az elmúlt években nagy távcsövek is elkezdték keresni a nagyon távoli és halvány szupernóvákat, hiszen kutatásaik számos kérdésre választ adhatnak az egész univerzum felépítésével és sorsával kapcsolatban. Az ilyen távcsövekkel végzett megfigyelések egy éjszakája során több mint 10 távoli szupernóva fedezhető fel.

A szupernóva-jelenségként megfigyelt csillag robbanása következtében egy köd képződik körülötte, amely óriási sebességgel (kb. 10 000 km/s) tágul. A nagy tágulási sebesség a fő jellemző, amellyel a szupernóva-maradványok megkülönböztethetők más ködöktől. A szupernóvák maradványaiban minden egy hatalmas erejű robbanásról beszél, amely szétszórta a csillag külső rétegeit, és óriási sebességet adott a kilökött héj egyes darabjainak.

rák köd

Egyetlen űrobjektum sem adott annyi értékes információt a csillagászoknak, mint a Bika csillagképben megfigyelt viszonylag kisméretű Rák-köd, amely egy nagy sebességgel táguló gáznemű diffúz anyagból áll. Ez a köd, amely egy 1054-ben megfigyelt szupernóva maradványa, volt az első galaktikus objektum, amellyel rádióforrást azonosítottak. Kiderült, hogy a rádiósugárzás természetének semmi köze a hősugárzáshoz: intenzitása szisztematikusan növekszik a hullámhosszal. Hamarosan sikerült megmagyarázni ennek a jelenségnek a természetét. A szupernóva-maradványban erős mágneses térnek kell lennie, amely megtartja az általa létrehozott, fénysebességhez közeli sebességű kozmikus sugarakat (elektronokat, pozitronokat, atommagokat). Mágneses térben a mozgás irányában keskeny sugárban elektromágneses energiát sugároznak. A Rák-köd nem termikus rádiósugárzásának felfedezése arra késztette a csillagászokat, hogy pontosan ezen az alapon keressenek szupernóva-maradványokat.

A Cassiopeia csillagképben található köd különösen erős rádiókibocsátási forrásnak bizonyult, méteres hullámhosszon a belőle érkező rádiósugárzás 10-szerese a Rák-köd sugárzásának, bár sokkal távolabb van, mint az utóbbi. Az optikai nyalábokban ez a gyorsan táguló köd nagyon gyenge. A Cassiopeia-ködről úgy tartják, hogy egy körülbelül 300 évvel ezelőtti szupernóva-robbanás maradványa.

A Cygnus csillagkép fonalas ködrendszere szintén a régi szupernóva-maradványokra jellemző rádiósugárzást mutatott. A rádiócsillagászat sok más, nem termikus rádióforrást is segített megtalálni, amelyekről kiderült, hogy különböző korú szupernóvák maradványai. Így arra a következtetésre jutottak, hogy a szupernóvák maradványai még több tízezer évvel ezelőtt is kiemelkednek a többi köd közül erős, nem termikus rádiósugárzásukkal.

Mint már említettük, a Rák-köd volt az első olyan objektum, amelyben röntgensugárzást észleltek. 1964-ben megállapították, hogy a belőle kiinduló röntgensugárzás forrása kiterjesztett, bár szögméretei 5-ször kisebbek, mint magának a Rák-ködnek a szögméretei. Amiből arra a következtetésre jutottak, hogy a röntgensugarakat nem az egykor szupernóvaként kitört csillag bocsát ki, hanem maga a köd.

Szupernóva hatás

1987. február 23-án szupernóva robbant fel szomszédos galaxisunkban, a Nagy Magellán-felhőben, amely azért vált rendkívül fontossá a csillagászok számára, mert ez volt az első, amelyet modern csillagászati ​​műszerekkel felvértezve részletesen tanulmányozhattak. És ez a csillag megerősítette a jóslatok egész sorozatát. Az optikai vakuval egyidejűleg a Japánban és Ohióban (USA) telepített speciális detektorok neutrínó-folyamot regisztráltak - olyan elemi részecskék, amelyek nagyon magas hőmérsékleten születnek a csillag magjának összeomlása során, és könnyen áthatolnak a héján. Ezek a megfigyelések megerősítették azt a korábbi feltételezést, hogy az összeomló csillagmag tömegének körülbelül 10%-a neutrínóként bocsátódik ki abban a pillanatban, amikor maga a mag neutroncsillaggá omlik össze. A nagyon nagy tömegű csillagokban a szupernóva-robbanás során a magok még nagyobb sűrűségre tömörülnek, és valószínűleg fekete lyukakká alakulnak, de a csillag külső rétegei továbbra is kidobódnak. Az elmúlt években arra utaló jelek jelentek meg, hogy egyes kozmikus gamma-kitörések szupernóvákkal kapcsolatosak. Lehetséges, hogy a kozmikus gamma-kitörések természete összefügg a robbanások természetével.

A szupernóva-robbanások erős és sokrétű hatást gyakorolnak a környező csillagközi közegre. Az óriási sebességgel ledobott szupernóva-héj felszívja és összenyomja a körülvevő gázt, ami lendületet adhat a gázfelhőkből új csillagok kialakulásának. Dr. John Hughes, a Rutgers Egyetem kutatója által vezetett csillagászcsoport a NASA Chandra röntgenmegfigyelő központjának megfigyelései alapján fontos felfedezést tett, amely rávilágít arra, hogyan keletkezik a szilícium, a vas és más elemek szupernóva-robbanások során. A Cassiopeia A (Cas A) szupernóva-maradvány röntgenfelvétele szilícium-, kén- és vascsomókat tár fel a csillag belsejéből a robbanás során.

A Chandra obszervatórium által a Cas A szupernóva-maradványról készült felvételek kiváló minősége, tisztasága és információtartalma lehetővé tette a csillagászoknak, hogy ne csak meghatározzák e maradvány számos csomópontjának kémiai összetételét, hanem azt is, hogy pontosan megtudják, hol keletkeztek ezek a csomópontok. Például a legkompaktabb és legfényesebb csomópontok főleg szilíciumból és kénből állnak, nagyon kevés vassal. Ez azt jelzi, hogy mélyen a csillag belsejében keletkeztek, ahol a hőmérséklet elérte a hárommilliárd fokot a szupernóva-robbanással végződő összeomlás során. Más csomópontokban a csillagászok nagyon magas vastartalmat találtak, bizonyos mennyiségű szilícium és kén szennyeződésekkel. Ez az anyag még mélyebben keletkezett azokon a részeken, ahol a robbanás során a hőmérséklet magasabb, négy-öt milliárd fokos értéket ért el. A Cas A szupernóva-maradványban a fényes szilíciumban gazdag és a halványabb vasban gazdag csomópontok elrendezésének összehasonlítása feltárta, hogy a csillag legmélyebb rétegeiből származó "vas" elemek a maradvány külső szélein helyezkednek el. Ez azt jelenti, hogy a robbanás messzebbre dobta a "vas" csomópontokat, mint az összes többi. És még most is úgy tűnik, hogy gyorsabban távolodnak el a robbanás középpontjától. A Chandra által megszerzett adatok tanulmányozása lehetővé teszi, hogy a teoretikusok által javasolt számos mechanizmus egyikén foglalkozzunk, amelyek megmagyarázzák a szupernóva-robbanás természetét, a folyamat dinamikáját és az új elemek eredetét.

Az SN I szupernóvák spektruma nagyon hasonló (hidrogénvonalak nélkül) és fénygörbe alakja, míg az SN II spektrumok fényes hidrogénvonalakat tartalmaznak, és sokféle spektrummal és fénygörbével különböztethetők meg. Ebben a formában a szupernóvák osztályozása az 1980-as évek közepéig létezett. És a CCD vevők széles körű használatának kezdetével jelentősen megnőtt a megfigyelési anyagok mennyisége és minősége, ami lehetővé tette a korábban elérhetetlen halvány objektumok spektrogramjának beszerzését, a vonalak intenzitásának és szélességének sokkal pontosabb meghatározását, valamint a rögzítést is. gyengébb vonalak a spektrumokban. Ennek eredményeként a szupernóvák látszólag kialakult bináris osztályozása gyorsan megváltozott és bonyolultabbá vált.

A szupernóvákat a galaxisok típusai is megkülönböztetik, amelyekben fellángolnak. A spirálgalaxisokban mindkét típusú szupernóvák fellángolnak, de az elliptikus galaxisokban, ahol szinte nincs csillagközi közeg és a csillagkeletkezési folyamat is véget ért, csak az SN I típusú szupernóvákat figyelik meg, nyilvánvalóan a robbanás előtt ezek nagyon régi csillagok, amelyek tömege közel van a naphoz. És mivel az ilyen típusú szupernóvák spektruma és fénygörbéje nagyon hasonló, ez azt jelenti, hogy ugyanazok a csillagok robbannak fel a spirálgalaxisokban. A Naphoz közeli tömegű csillagok evolúciós útjának természetes vége a fehér törpévé való átalakulás, egyidejűleg egy bolygóköd kialakulásával. A fehér törpe összetételében szinte nincs hidrogén, mivel ez egy normál csillag evolúciójának végterméke.

Galaxisunkban évente több bolygóköd képződik, ezért az ilyen tömegű csillagok többsége csendben befejezi életét, és százévente csak egyszer tör ki egy SN I típusú szupernóva. Milyen okok határoznak meg egy egészen különleges befejezést, amely nem hasonlít más hasonló sztárok sorsához? A híres indiai asztrofizikus, S. Chandrasekhar megmutatta, hogy ha egy fehér törpe tömege kisebb, mint körülbelül 1,4 naptömeg, akkor nyugodtan „éli le” életét. De ha kellően szoros kettős rendszerben van, akkor erős gravitációja képes "kihúzni" az anyagot a társcsillagról, ami a tömeg fokozatos növekedéséhez vezet, és amikor átlépi a megengedett határt, erőteljes robbanás következik be, ami a csillag halála.

Az SN II szupernóvák egyértelműen fiatal, nagy tömegű csillagokhoz kapcsolódnak, amelyek héjában nagy mennyiségben van jelen hidrogén. Az ilyen típusú szupernóvák robbanásait a 810 naptömegnél nagyobb kezdeti tömegű csillagok fejlődésének utolsó szakaszának tekintik. Általánosságban elmondható, hogy az ilyen csillagok fejlődése meglehetősen gyorsan megy végbe, néhány millió év alatt elégetik a hidrogént, majd a héliumot, amely szénné alakul, majd a szénatomok elkezdenek átalakulni nagyobb rendszámú atomokká.

A természetben a nagy energiafelszabadulású elemek átalakulásai vasban végződnek, melynek magjai a legstabilabbak, fúziójuk során nem szabadul fel energia. Így amikor egy csillag magja vassá válik, az energia felszabadulása leáll benne, nem tud többé ellenállni a gravitációs erőknek, ezért gyorsan zsugorodni, vagy összeomlani kezd.

Az összeomlás során fellépő folyamatok még mindig messze vannak a teljes megértéstől. Ismeretes azonban, hogy ha a mag összes anyaga neutronná alakul, akkor ellenáll a vonzási erőknek, a csillag magja "neutroncsillaggá" változik, és az összeomlás leáll. Ilyenkor hatalmas energia szabadul fel, ami a csillag héjába jutva tágulást idéz elő, amit szupernóva-robbanásnak látunk.

Ettől genetikai összefüggést várnánk a szupernóva-robbanások és a neutroncsillagok és fekete lyukak kialakulása között. Ha a csillag evolúciója ezt megelőzően „csendben” ment végbe, akkor héjának sugara több százszor nagyobb, mint a Nap sugara, és elegendő hidrogént kell tartania ahhoz, hogy megmagyarázza az SN II szupernóvák spektrumát.

Szupernóvák és pulzárok

Az a tény, hogy egy szupernóva-robbanás után a táguló héjon és a különféle sugárzásokon kívül más objektumok is maradtak, 1968-ban vált ismertté, mivel egy évvel korábban rádiócsillagászok felfedezték a pulzárokat - rádióforrásokat, amelyek sugárzását külön impulzusokban koncentrálódik, és egy szigorúan meghatározott időtartam után ismétlődik. A tudósokat megdöbbentette a pulzusok szigorú periodicitása és a periódusok rövidsége. A legnagyobb figyelmet a pulzár keltette fel, amelynek koordinátái közel álltak a csillagászok számára igen érdekes, a Vitorlák déli csillagképében található köd koordinátáihoz, amelyet egy szupernóva-robbanás maradványának tekintenek, periódusa mindössze 0,089 másodperc volt. És miután a Rák-köd közepén felfedeztek egy pulzárt (periódusa 1/30 másodperc volt), világossá vált, hogy a pulzárok valamilyen módon összefüggenek a szupernóva-robbanásokkal. 1969 januárjában a Rák-ködből származó pulzárt egy halvány, 16. magnitúdójú csillaggal azonosították, amely ugyanilyen periódussal változtatja fényességét, 1977-ben pedig a Vitorlák csillagképben lévő pulzárt is egy csillaggal azonosították.

A pulzárok kibocsátásának periodicitása összefügg a gyors forgásukkal, de egyetlen közönséges csillag sem, még egy fehér törpe sem tud olyan periódusban forogni, amely a pulzárokra jellemző, azonnal szétszakítaná a centrifugális erők hatására, és csak egy neutroncsillag, nagyon sűrű és tömör, meg tudott állni előttük. Számos lehetőség elemzése eredményeként a tudósok arra a következtetésre jutottak, hogy a szupernóva-robbanásokat neutroncsillagok, minőségileg új típusú objektumok keletkezése kíséri, amelyek létezését a nagy tömegű csillagok evolúciós elmélete jósolta meg.

Szupernóvák és fekete lyukak

A szupernóva-robbanás és a fekete lyuk kialakulása közötti közvetlen kapcsolat első bizonyítékát spanyol csillagászok szerezték meg. A Nova Scorpii 1994 kettős rendszerben egy fekete lyuk körül keringő csillag által kibocsátott sugárzás vizsgálata során kiderült, hogy nagy mennyiségű oxigént, magnéziumot, szilíciumot és ként tartalmaz. Feltételezhető, hogy ezeket az elemeket akkor fogta be, amikor egy közeli csillag, miután túlélte a szupernóva-robbanást, fekete lyukká változott.

A szupernóvák (különösen az Ia típusú szupernóvák) a világegyetem legfényesebb csillagtárgyai közé tartoznak, így a jelenleg rendelkezésre álló eszközökkel a legtávolabbiak is felfedezhetők. Sok Ia típusú szupernóvát fedeztek fel viszonylag közeli galaxisokban. A galaxisok távolságának kellően pontos becslése lehetővé tette a bennük kitörő szupernóvák fényességének meghatározását. Ha feltételezzük, hogy a távoli szupernóvák átlagos fényereje megegyezik, akkor a maximális fényerő mellett megfigyelt nagyság is felhasználható a távolság becslésére. A szupernóvától való távolság összehasonlítása annak a galaxisnak az eltávolítási sebességével (vöröseltolódásával), amelyben felrobbant, lehetővé teszi az Univerzum tágulását jellemző fő mennyiség, az úgynevezett Hubble-állandó meghatározását.

Még 10 éve is kaptak rá olyan értékeket, amelyek 55-100 km/s Mpc-től közel kétszeresével tértek el, mára a pontosság jelentősen megnőtt, aminek eredményeként a 72 km/s Mpc értéket fogadják el. (kb. 10%-os hibával). A távoli szupernóvák esetében, amelyek vöröseltolódása közel van 1-hez, a távolság és a vöröseltolódás kapcsolata lehetővé teszi az Univerzumban lévő anyagsűrűségtől függő mennyiségek meghatározását is. Einstein általános relativitáselmélete szerint az anyag sűrűsége határozza meg a tér görbületét, következésképpen az univerzum jövőbeli sorsát. Nevezetesen: korlátlanul tágul-e, vagy ez a folyamat valaha is megáll és helyébe összehúzódás lép. A szupernóvákkal kapcsolatos legújabb tanulmányok kimutatták, hogy a világegyetem anyagsűrűsége valószínűleg nem elegendő a tágulás megállításához, és ez folytatódni fog. Ennek a következtetésnek a megerősítéséhez pedig új szupernóvák megfigyelésére van szükség.