o'ta yangi yulduzlar

o'ta yangi yulduzlar- yulduzlar evolyutsiyasini halokatli portlash jarayonida yakunlaydi.

"O'ta yangi yulduzlar" atamasi "yangi yulduzlar" deb atalganidan ko'ra kuchliroq (kattalik bo'yicha) porlagan yulduzlarni tasvirlash uchun ishlatilgan. Aslida, na biri, na boshqasi jismonan yangi emas, allaqachon mavjud bo'lgan yulduzlar doimo yonib turadi. Ammo bir nechta tarixiy holatlarda, ilgari osmonda deyarli yoki butunlay ko'rinmas bo'lgan yulduzlar yonib ketdi, bu esa yangi yulduzning paydo bo'lishi effektini yaratdi. O'ta yangi yulduzning turi olov spektrida vodorod chiziqlari mavjudligi bilan aniqlanadi. Agar shunday bo'lsa, unda II turdagi o'ta yangi yulduz, agar bo'lmasa, I turdagi o'ta yangi yulduz.

O'ta yangi yulduzlar fizikasi

II turdagi o'ta yangi yulduzlar

Zamonaviy tushunchalarga ko'ra, termoyadro sintezi oxir-oqibat yulduzning ichki hududlari tarkibini og'ir elementlar bilan boyitishiga olib keladi. Termoyadro sintezi va og'ir elementlarning hosil bo'lishi jarayonida yulduz qisqaradi va uning markazidagi harorat ko'tariladi. (Ogʻiruvchi degenerativ moddaning manfiy issiqlik sigʻimi taʼsiri.) Agar yulduz yadrosining massasi yetarlicha katta boʻlsa (1,2 dan 1,5 quyosh massasigacha), u holda termoyadro sintezi jarayoni temir hosil boʻlishi bilan mantiqiy yakuniga etadi. va nikel yadrolari. Kremniy qobig'ining ichida temir yadro hosil bo'la boshlaydi. Bunday yadro bir kunda o'sib boradi va Chandrasekhar chegarasiga yetgandan keyin 1 soniyadan kamroq vaqt ichida qulab tushadi. Yadro uchun bu chegara 1,2 dan 1,5 quyosh massasiga teng. Yulduz ichiga materiya tushadi va elektronlarning itarilishi tushishni to'xtata olmaydi. Markaziy yadro tobora ko'proq qisqaradi va bir nuqtada bosim tufayli unda neytronizatsiya reaktsiyalari boshlanadi - protonlar neytronlarga aylanib, elektronlarni o'zlashtira boshlaydi. Bu hosil bo'lgan neytrinolar tomonidan olib ketilgan energiyaning tez yo'qolishiga olib keladi (neytrino sovutish deb ataladi). Modda atom yadrosi nuklonlari (protonlar, neytronlar) orasidagi itilish ta'sir etgunga qadar tezlashadi, tushishi va qisqarishi davom etadi. To'g'ri aytganda, siqilish bu chegaradan ham ko'proq sodir bo'ladi: inertsiya bo'yicha tushgan materiya nuklonlarning elastikligi tufayli muvozanat nuqtasidan 50% ga oshadi ("maksimal siqish"). Markaziy yadroning qulashi jarayoni shunchalik tezki, uning atrofida kamdan-kam uchraydigan to'lqin hosil bo'ladi. Keyin yadroga ergashib, qobiq ham yulduzning markaziga yuguradi. Shundan so'ng, "siqilgan kauchuk shar orqaga buriladi", zarba to'lqini yulduzning tashqi qatlamlariga 30 000 dan 50 000 km / s gacha tezlikda kiradi. Yulduzning tashqi qismlari har tomonga tarqaladi va portlagan hududning markazida ixcham neytron yulduzi yoki qora tuynuk qoladi. Ushbu hodisa II turdagi o'ta yangi yulduz portlashi deb ataladi. Bu portlashlar kuch va boshqa parametrlarda farq qiladi, chunki. Har xil massa va turli kimyoviy tarkibdagi portlovchi yulduzlar. II turdagi o'ta yangi yulduz portlashida I turdagi portlashdan ko'ra ko'proq energiya ajralib chiqishi haqida dalillar mavjud, chunki. energiyaning mutanosib qismi qobiq tomonidan so'riladi, lekin bu har doim ham shunday bo'lmasligi mumkin.

Ta'riflangan stsenariyda bir qator noaniqliklar mavjud. Astronomik kuzatishlar jarayonida ma'lum bo'ldiki, massiv yulduzlar haqiqatan ham portlaydi, natijada kengayib borayotgan tumanliklar paydo bo'ladi va markazda tez aylanadigan neytron yulduz radio to'lqinlarining muntazam impulslarini chiqaradi (pulsar). Ammo nazariya shuni ko'rsatadiki, chiqadigan zarba to'lqini atomlarni nuklonlarga (protonlar, neytronlar) bo'lishi kerak. Buning uchun energiya sarflanishi kerak, buning natijasida zarba to'lqini chiqib ketishi kerak. Lekin negadir bu sodir bo'lmaydi: bir necha soniya ichida zarba to'lqini yadro yuzasiga, keyin esa - yulduz yuzasiga etib boradi va materiyani uchirib yuboradi. Turli xil massalar uchun bir nechta farazlar ko'rib chiqilmoqda, ammo ular ishonchli ko'rinmaydi. Ehtimol, "maksimal siqish" holatida yoki zarba to'lqinining tushishda davom etayotgan modda bilan o'zaro ta'siri jarayonida ba'zi bir yangi va noma'lum jismoniy qonunlar kuchga kiradi. Bundan tashqari, qora tuynuk hosil bo'lishi bilan o'ta yangi yulduzning portlashi paytida quyidagi savollar tug'iladi: portlashdan keyingi materiya nima uchun qora tuynuk tomonidan to'liq so'rilmaydi; chiquvchi zarba to'lqini bormi va nima uchun u sekinlashtirilmaydi va "maksimal siqish" ga o'xshash narsa bormi?

Ia turi o'ta yangi yulduzlar

Ia (SN Ia) o'ta yangi yulduzlarning portlash mexanizmi biroz boshqacha ko'rinadi. Bu termoyadroviy o'ta yangi yulduz bo'lib, uning portlash mexanizmi yulduzning zich uglerod-kislorod yadrosida termoyadroviy sintez jarayoniga asoslangan. SN Ia ning prekursorlari massalari Chandrasekhar chegarasiga yaqin bo'lgan oq mittilardir. Ikkilik yulduzlar sistemasining ikkinchi komponentidan materiya oqib chiqqanda bunday yulduzlar paydo boʻlishi mumkinligi umumiy qabul qilingan. Bu tizimning ikkinchi yulduzi Roche lobidan tashqariga chiqsa yoki kuchli yulduz shamoli bo'lgan yulduzlar sinfiga kirsa sodir bo'ladi. Oq mitti massasi ortishi bilan uning zichligi va harorati asta-sekin ortadi. Nihoyat, harorat taxminan 3 × 10 8 K ga yetganda, uglerod-kislorod aralashmasining termoyadroviy yonishi uchun sharoitlar paydo bo'ladi. Markazdan tashqi qatlamlarga yonish jabhasi tarqala boshlaydi, yonish mahsulotlarini - temir guruhining yadrolarini qoldiradi. Yonish jabhasining tarqalishi sekin deflagratsiya rejimida sodir bo'ladi va har xil turdagi buzilishlarga beqaror. Eng katta ahamiyatga ega, zich uglerod-kislorod qobig'i bilan solishtirganda, Arximed kuchining engil va kamroq zich yonish mahsulotlariga ta'siri tufayli yuzaga keladigan Reyleigh-Teylor beqarorligi. Intensiv keng ko'lamli konvektiv jarayonlar boshlanadi, bu termoyadroviy reaktsiyalarning yanada kuchayishiga va qobiqning chiqishi uchun zarur bo'lgan o'ta yangi energiyaning (~ 10 51 erg) chiqishiga olib keladi. Yonish jabhasining tezligi oshadi, olovning turbulentligi va yulduzning tashqi qatlamlarida zarba to'lqinining shakllanishi mumkin.

O'ta yangi yulduzlarning boshqa turlari

Bundan tashqari, SN Ib va Ic ham bor, ularning prekursorlari ikkilik tizimlarda massiv yulduzlar bo'lib, SN II dan farqli o'laroq, ularning oldingilari bir yulduzdir.

Supernova nazariyasi

O'ta yangi yulduzlarning to'liq nazariyasi hali mavjud emas. Barcha tavsiya etilgan modellar soddalashtirilgan va kerakli portlash namunasini olish uchun sozlanishi kerak bo'lgan bepul parametrlarga ega. Hozirgi vaqtda yulduzlarda sodir bo'ladigan va raqamli modellarda chaqnashning rivojlanishi uchun muhim bo'lgan barcha fizik jarayonlarni hisobga olish mumkin emas. Yulduzlar evolyutsiyasining to'liq nazariyasi ham mavjud emas.

E'tibor bering, ikkinchi turga tayinlangan taniqli o'ta yangi yulduz SN 1987A 1987 yilgacha SN II modellarida taxmin qilinganidek, qizil emas, balki ko'k supergigantdir. Kuzatishlardan ko'rinib turibdiki, uning qoldig'ida neytron yulduzi yoki qora tuynuk kabi ixcham ob'ekt yo'qligi ham ehtimoldan xoli emas.

O'ta yangi yulduzlarning koinotdagi o'rni

Ko'pgina tadqiqotlarga ko'ra, Koinot tug'ilgandan keyin u faqat engil moddalar - vodorod va geliy bilan to'ldirilgan. Boshqa barcha kimyoviy elementlar faqat yulduzlarning yonishi jarayonida paydo bo'lishi mumkin edi. Bu shuni anglatadiki, bizning sayyoramiz (va siz va men) tarixdan oldingi yulduzlarning tubida hosil bo'lgan va qachondir o'ta yangi yulduzlar portlashi natijasida uloqtirilgan materiyadan iborat.

Olimlarning fikriga ko'ra, har bir II turdagi o'ta yangi yulduz taxminan 0,0001 quyosh massasi bo'lgan alyuminiyning faol izotopi (26Al) hosil qiladi. Ushbu izotopning parchalanishi uzoq vaqt davomida kuzatilgan qattiq nurlanishni hosil qiladi va uning intensivligidan bu izotopning Galaktikadagi ko'pligi uchta quyosh massasidan kamroq ekanligi hisoblab chiqiladi. Bu shuni anglatadiki, II turdagi o'ta yangi yulduzlar Galaktikada o'rtacha bir asrda ikki marta portlashi kerak, bu kuzatilmaydi. Ehtimol, so'nggi asrlarda bunday portlashlarning ko'pchiligi sezilmagan (kosmik chang bulutlari orqasida sodir bo'lgan). Shuning uchun o'ta yangi yulduzlarning aksariyati boshqa galaktikalarda kuzatiladi. Teleskoplarga ulangan avtomatik kameralarda chuqur osmonni o'rganish endi astronomlarga yiliga 300 dan ortiq chaqnashlarni aniqlash imkonini beradi. Har holda, o'ta yangi yulduzning portlash vaqti keldi...

Olimlarning farazlaridan biriga ko'ra, o'ta yangi yulduz portlashi natijasida paydo bo'lgan kosmik chang buluti kosmosda taxminan ikki yoki uch milliard yil qolishi mumkin!

o'ta yangi yulduz kuzatuvlari

O'ta yangi yulduzlarni belgilash uchun astronomlar quyidagi tizimdan foydalanadilar: birinchi navbatda, SN harflari (lotin tilidan) yoziladi. S yuqori N ova), keyin kashfiyot yili, so'ngra lotin harflarida - yildagi o'ta yangi yulduzning seriya raqami. Masalan, SN 1997cj kashf etilgan o'ta yangi yulduzni bildiradi 26 * 3 ( c) + 10 (j) = 1997 yilda ketma-ket 88-o'rin.

Eng mashhur supernovalar

• Supernova SN 1604 (Kepler Supernova)
• Supernova G1.9+0.3 (Galaktikamizdagi eng yoshi)

Galaktikamizdagi tarixiy o'ta yangi yulduzlar (kuzatilgan)

o'ta yangi yulduz	Kasallik boshlangan sana	Yulduz turkumi	Maks. porlash	Masofa (Sankt-yil)	Flash turi	Ko'rish muddati	Qolgan	Eslatmalar
SN 185	, 7 dekabr	Kentavr	-8	3000	Ha?	8-20 oy	G315.4-2.3 (RCW 86)	Xitoy yilnomalari: Alpha Centauri yaqinida kuzatilgan.
SN 369		noma'lum	noma'lum	noma'lum	noma'lum	5 oy	noma'lum	Xitoy yilnomalari: vaziyat juda kam ma'lum. Agar u galaktik ekvator yaqinida bo'lsa, u o'ta yangi yulduz bo'lishi ehtimoldan yiroq, agar bo'lmasa, u sekin yangi yulduz bo'lgan.
SN 386		Sagittarius	+1.5	16,000	II?	2-4 oy
SN 393		Chayon	0	34000	noma'lum	8 oy	bir nechta nomzod	Xitoy yilnomalari
SN 1006	, 1-may	Bo'ri	-7,5	7200	Ia	18 oy	SNR 1006	Shveytsariya rohiblari, arab olimlari va xitoylik astronomlar.
SN 1054	, 4 iyul	Toros	-6	6300	II	21 oy	qisqichbaqa tumanligi	Yaqin va Uzoq Sharqda (Irlandiya monastir yilnomalarida noaniq ishoralardan tashqari, Yevropa matnlarida uchramaydi).
SN 1181	, avgust	Kassiopiya	-1	8500	noma'lum	6 oy	Ehtimol, 3C58 (G130.7+3.1)	Parij universiteti professori Aleksandr Nekkemning asarlari, xitoycha va yaponcha matnlar.
SN 1572	, 6 noyabr	Kassiopiya	-4	7500	Ia	16 oy	Supernova qoldig'i Tycho	Ushbu voqea ko'plab Evropa manbalarida, shu jumladan yosh Tycho Brahening yozuvlarida qayd etilgan. Toʻgʻri, u yonayotgan yulduzni faqat 11-noyabrda payqagan, biroq u bir yarim yil davomida uning ortidan yurib, “De Nova Stella” (“Yangi yulduz haqida”) kitobini yozgan – bu mavzudagi birinchi astronomik asar.
SN 1604	, 9 oktyabr	Ophiuchus	-2.5	20000	Ia	18 oy	Keplerning o'ta yangi yulduzi qoldig'i	17 oktyabrdan boshlab Yoxannes Kepler uni o'rganishni boshladi, u o'z kuzatishlarini alohida kitobda bayon qildi.
SN 1680	, 16 avgust	Kassiopiya	+6	10000	IIb	noma'lum (bir haftadan kam)	O'ta yangi yulduz qoldig'i Kassiopiya A	Flamsteed tomonidan e'tiborga olindi, yulduzni 3 Cas sifatida katalogladi.

Shuningdek qarang

Havolalar

• Pskovskiy Yu.P. Yangi va o'ta yangi yulduzlar- yangi va o'ta yangi yulduzlar haqida kitob.
• Tsvetkov D.Yu. Supernova yulduzlari- o'ta yangi yulduzlarning zamonaviy ko'rinishi.
• Aleksey Levin Kosmik bombalar- "Ommaviy mexanika" jurnalidagi maqola
• Barcha kuzatilgan o'ta yangi yulduzlar ro'yxati - Supernovalar ro'yxati, IAU
• Koinotni o'rganish va rivojlantirish uchun talabalar - o'ta yangi yulduzlar

Eslatmalar

Wikimedia fondi. 2010 yil.

• o'ta yangi yulduzlar
• o'ta yangi yulduzlar

Boshqa lug'atlarda "Supernova" nima ekanligini ko'ring:

YANGI YULDUZLAR Katta ensiklopedik lug'at

o'ta yangi yulduzlar- to'satdan yonayotgan yulduzlar, ularning radiatsiya quvvati alangalanish paytida (1040 erg / s va undan yuqori) yangi yulduz chaqnashining kuchidan ming marta kattaroqdir. Supernova portlashlari gravitatsiyaviy qulash natijasida yuzaga keladi. Portlash paytida markaziy qism ... Astronomik lug'at

o'ta yangi yulduzlar- to'satdan miltillovchi, otilish deb ataladigan yulduzlar, ularning nurlanish kuchi bitta galaktikaning nurlanish kuchidan (yuz milliardlab yulduzlargacha) oshadi. Portlash (chaqmoq) tortishish qulashi (siqilish) natijasida sodir bo'ladi ... Zamonaviy tabiatshunoslikning boshlanishi

YANGI YULDUZLAR- yulduzlar, chaqnashlar (portlashlar) umumiy energiya chiqishi bilan birga keladi = 1051 erg. Boshqa barcha yulduz chaqnashlarida, masalan, kamroq energiya chiqariladi. deb atalmish epidemiyalar paytida. 1046 erg gacha yangi yulduzlar. S. h. asosiyda ikki turga bo'linadi (I va II). Kimdan… Jismoniy entsiklopediya

o'ta yangi yulduzlar- Supernovalar SUPERNOVA YULDUZLARI, birdaniga (bir necha kun ichida) yorqinligini yuzlab million marta oshiradigan yulduzlar. Bunday chaqnash yulduzning markaziy qismlarini tortishish va ejeksiyon kuchlari (ko ... ...) ta'sirida siqilishi natijasida yuzaga keladi. Illustrated entsiklopedik lug'at

o'ta yangi yulduzlar- yulduzlar evolyutsiyasi halokatli portlash jarayonida tugaydigan yulduzlardir. "O'ta yangi yulduzlar" atamasi "yangi yulduzlar" deb atalganidan ko'ra kuchliroq (kattalik bo'yicha) porlagan yulduzlarga nisbatan ishlatilgan. Aslida, na bir, na boshqa jismonan ... ... Vikipediya

o'ta yangi yulduzlar- yulduzlar evolyutsiyasini halokatli portlash jarayonida yakunlaydi. "O'ta yangi yulduzlar" atamasi "yangi yulduzlar" deb atalganidan ko'ra kuchliroq (kattalik bo'yicha) porlagan yulduzlarga nisbatan ishlatilgan. Aslida, na biri, na boshqasi jismonan yangi ... Vikipediya

o'ta yangi yulduzlar- to'satdan yonayotgan yulduzlar, ularning radiatsiya kuchi alangalanish paytida (1040 erg / s va undan yuqori) yangi yulduzning porlash kuchidan minglab marta kattaroqdir. Gravitatsion kollaps taxallusi o'ta yangi yulduzning portlashiga olib keladi Portlashda ... ... ensiklopedik lug'at

YULDUZLAR- Quyoshga o'xshash issiq nurli osmon jismlari. Yulduzlar hajmi, harorati va yorqinligi jihatidan farq qiladi. Ko'p jihatdan Quyosh odatiy yulduzdir, garchi u boshqa barcha yulduzlarga qaraganda ancha yorqinroq va kattaroq ko'rinadi, chunki u ... ....ga juda yaqin joylashgan. Collier entsiklopediyasi

YANGI YULDUZLAR- SUPERYANGI YULDUZLAR, birdaniga (bir necha kun ichida) yorqinligini yuzlab million marta oshiradigan yulduzlar. Bunday chayqalish yulduzning markaziy qismlarini tortishish va ejeksiyon kuchlari ta'sirida (taxminan 2 ... ... tezlikda) siqilishi tufayli yuzaga keladi. Zamonaviy ensiklopediya Batafsil o'qing

O'ta yangi yulduz portlashi haqiqatan ham kosmik hodisadir. Aslida, bu ulkan kuchning portlashi bo'lib, natijada yulduz yo umuman mavjud bo'lishni to'xtatadi yoki sifat jihatidan yangi shaklga - neytron yulduz yoki qora tuynuk shaklida o'tadi. Bunday holda, yulduzning tashqi qatlamlari kosmosga chiqariladi. Yuqori tezlikda tarqalib, ular chiroyli porlayotgan tumanliklarni keltirib chiqaradi.

Qisqichbaqa tumanligi 1758 yilda astronomlar Halley kometasining qaytishini kutayotgan paytda shuhrat qozongan. O'sha davrning mashhur "kometa tutuvchisi" Charlz Messier Toros shoxlari orasidan dumli mehmonni qidirayotgan edi, u erda bashorat qilingan. Ammo buning o'rniga astronom cho'zilgan tumanlikni topdi va bu uni shunchalik chalkashtirib yubordiki, uni kometa deb adashtirdi. Kelajakda chalkashmaslik uchun Messier osmondagi barcha tumanli jismlarni kataloglashga qaror qildi. Qisqichbaqa tumanligi 1-katalogdir. Qisqichbaqa tumanligining bu tasviri Hubble kosmik teleskopi tomonidan olingan. U ko'plab tafsilotlarni ko'rsatadi: gaz tolalari, tugunlar, kondensatsiyalar. Bugungi kunda tumanlik taxminan 1500 km/s tezlikda kengayib bormoqda va uning oʻlchamidagi oʻzgarish bir necha yil farqi bilan olingan fotosuratlarda koʻrinadi. Qisqichbaqa tumanligining umumiy o'lchamlari 5 yorug'lik yilidan oshadi.

Qisqichbaqa tumanligi (yoki C. Messier katalogiga ko'ra M1) eng mashhur kosmik jismlardan biridir. Bu erda gap uning yorqinligi yoki o'ziga xos go'zalligida emas, balki Qisqichbaqa tumanligi fan tarixida o'ynagan rolida. Tumanlik 1054 yilda sodir bo'lgan o'ta yangi yulduz portlashining qoldig'idir. Bu joyda juda yorqin yulduz paydo bo'lishi haqidagi eslatmalar Xitoy yilnomalarida saqlanib qolgan. M1 Toros yulduz turkumida, z yulduzi yonida; qorong'u shaffof tunlarda durbin bilan ko'rish mumkin.


Mashhur ob'ekt Cassiopeia A, osmondagi radio emissiyasining eng yorqin manbai. Bu Kassiopiya yulduz turkumida taxminan 1667 yilda otilib chiqqan o'ta yangi yulduzning qoldiqlari. G'alati, ammo biz 17-asrning ikkinchi yarmi yilnomalarida yorqin yulduz haqida hech qanday eslatma topa olmaymiz. Ehtimol, optik diapazonda uning nurlanishi yulduzlararo chang tomonidan sezilarli darajada zaiflashgan. Galaktikamizda oxirgi kuzatilgan o'ta yangi yulduz natijasida hali ham Kepler o'ta yangi yulduzi mavjud.


Qisqichbaqa tumanligi optika, termal va rentgen nurlari. Tumanlikning markazida pulsar, oʻta zich neytron yulduz joylashgan boʻlib, u radio toʻlqinlarini chiqaradi va atrofdagi materiyada rentgen nurlarini hosil qiladi (koʻk rangda koʻrsatilgan rentgen nurlari). Qisqichbaqa tumanligining turli to'lqin uzunliklarida kuzatilishi astronomlarga neytron yulduzlari, pulsarlar va o'ta yangi yulduzlar haqida fundamental ma'lumot berdi. Bu tasvir Chandra, Hubble va Spitzer kosmik teleskoplari tomonidan olingan uchta tasvirning kombinatsiyasi.


Tycho o'ta yangi yulduzining qoldiqlari. 1572 yilda Kassiopiya yulduz turkumida o'ta yangi yulduz otildi. Yorqin yulduzni teleskopgacha bo'lgan davrning eng yaxshi astronom-kuzatuvchisi daniyalik Tycho Brahe kuzatgan. Ushbu voqeadan so'ng Brahe tomonidan yozilgan kitob juda katta mafkuraviy ahamiyatga ega edi, chunki o'sha paytda yulduzlar o'zgarmagan deb ishonilgan. Bizning davrimizda astronomlar bu tumanlikni uzoq vaqt davomida teleskoplar bilan ov qilishgan va 1952 yilda uning radio emissiyasini kashf qilishgan. Optikadagi birinchi fotosurat faqat 1960-yillarda olingan.


Yelkanlar turkumidagi o'ta yangi yulduz qoldig'i. Bizning galaktikamizdagi o'ta yangi yulduzlarning aksariyati Somon yo'li tekisligida paydo bo'ladi, chunki bu erda massiv yulduzlar tug'iladi va qisqa umr ko'radi. Yulduzlarning ko'pligi va qizil vodorod tumanliklari tufayli bu tasvirda tolali o'ta yangi yulduz qoldiqlarini ko'rish qiyin, ammo kengayib borayotgan sharsimon qobiqni yashil rangdagi porlashi bilan aniqlash mumkin. Yelkanlardagi o'ta yangi yulduz taxminan 11-12 ming yil oldin paydo bo'lgan. Kasallik avj olish vaqtida yulduz koinotga ulkan materiya massasini chiqarib yubordi, lekin toʻliq qulab tushmadi: uning oʻrnida pulsar, radio toʻlqinlar chiqaradigan neytron yulduzi bor edi.


Qalam tumanligi (NGC 2736), Vela yulduz turkumidagi o'ta yangi yulduz qobig'ining bir qismi. Aslida tumanlik kosmosda soatiga yarim million kilometr tezlikda tarqaladigan zarba to'lqinidir (rasmda u pastdan yuqoriga uchadi). Bir necha ming yil oldin bu tezlik yanada yuqoriroq edi, lekin atrofdagi yulduzlararo gazning bosimi, qanchalik ahamiyatsiz bo'lmasin, o'ta yangi yulduzning kengayib borayotgan qobig'ini sekinlashtirdi.


NGC 6962 yoki Sharq pardasining yaqindan surati. Bu obyektning yana bir nomi Tarmoq tumanligidir


Simeiz 147 tumanligi (aka Sh 2-240) o'ta yangi yulduz portlashining ulkan qoldiqlari bo'lib, Toros va Auriga yulduz turkumlari chegarasida joylashgan. Tumanlik 1952 yilda sovet astronomlari G. A. Shayn va V. E. Gaze tomonidan Qrimdagi Simeiz rasadxonasida kashf etilgan. Portlash taxminan 40 000 yil oldin sodir bo'lgan va shu vaqt ichida kengayuvchi material osmonning to'lin oy maydonidan 36 baravar ko'p maydonni egallagan! Tumanlikning haqiqiy o'lchamlari ta'sirchan 160 yorug'lik yili va unga bo'lgan masofa 3000 yorug'lik yili deb baholanadi. yillar. Ob'ektning o'ziga xos xususiyati uzun kavisli gaz filamentlari bo'lib, tumanlikka Spagetti nomini berdi.


Meduza tumanligi, yana bir taniqli o'ta yangi yulduz qoldiqlari Egizaklar turkumida joylashgan. Bu tumanlikgacha bo'lgan masofa kam ma'lum va ehtimol taxminan 5000 yorug'lik yili. Portlash sanasi ham taxminan ma'lum: 3 - 30 ming yil oldin. O'ngdagi yorqin yulduz qiziqarli o'zgaruvchi, eta Gemini bo'lib, uni oddiy ko'z bilan kuzatish mumkin (va uning yorqinligi o'zgarishi uchun o'rganiladi).


Yalang'och ko'z bilan kuzatilgan o'ta yangi yulduz portlashlarining oxirgisi 1987 yilda yaqin atrofdagi Katta Magellan bulutida sodir bo'lgan. 1987A o'ta yangi yulduzining yorqinligi 3 magnitudaga yetdi, bu unga bo'lgan ulkan masofani (taxminan 160 000 yorug'lik yili) hisobga olgan holda juda katta; O'ta yangi yulduzning avlodi ko'k rangli gipergigant yulduz edi. Portlashdan so‘ng yulduz o‘rnida kengayib borayotgan tumanlik va 8 raqami ko‘rinishidagi sirli halqalar qolgan.Olimlarning taxminiga ko‘ra, ularning paydo bo‘lishiga oldingi yulduzning yulduz shamoli bilan o‘zaro ta’siri bo‘lishi mumkin. portlash

O'ta yangi yulduz portlashi aql bovar qilmaydigan darajada sodir bo'lgan hodisadir. Aslida, o'ta yangi yulduz portlashi uning mavjudligining tugashini yoki qora tuynuk yoki neytron yulduzi shaklida qayta tug'ilishni anglatadi. O'ta yangi yulduzning hayotining tugashi doimo katta kuch portlashi bilan birga keladi, bu vaqt davomida yulduz materiya aql bovar qilmaydigan tezlikda va uzoq masofalarga koinotga tashlanadi.

O'ta yangi yulduz portlashi bor-yo'g'i bir necha soniya davom etadi, ammo bu qisqa vaqt ichida ajoyib miqdorda energiya chiqariladi. Shunday qilib, masalan, o'ta yangi yulduz portlashi milliardlab yulduzlardan iborat butun galaktikadan 13 baravar ko'proq yorug'lik chiqarishi mumkin va soniyalarda gamma va rentgen to'lqinlari shaklida chiqarilgan nurlanish miqdori milliardlab yulduzlardan bir necha baravar ko'pdir. hayot yillari.

O'ta yangi yulduz portlashlari juda uzoq davom etmaganligi sababli, ayniqsa kosmik miqyos va kattalikni hisobga olgan holda, ular asosan oqibatlarga ko'ra ma'lum. Bunday oqibatlar ulkan gazsimon tumanliklar bo'lib, ular portlashdan keyin juda uzoq vaqt davomida kosmosda porlashda va kengayishda davom etadilar.

Ehtimol, o'ta yangi yulduz portlashi natijasida hosil bo'lgan eng mashhur tumanlikdir qisqichbaqa tumanligi. Qadimgi Xitoy astronomlarining yilnomalari tufayli u 1054 yilda Toros yulduz turkumidagi yulduz portlashidan keyin paydo bo'lganligi ma'lum. Siz taxmin qilganingizdek, chaqnash shunchalik yorqin ediki, uni oddiy ko'z bilan kuzatish mumkin edi. Endi Qisqichbaqa tumanligi qorong'u kechada oddiy durbin bilan ko'rish mumkin.

Qisqichbaqa tumanligi hali ham soniyasiga 1500 km tezlikda kengayib bormoqda. Ayni paytda uning hajmi 5 yorug'lik yilidan oshadi.

Yuqoridagi fotosurat uch xil spektrda olingan uchta tasvirning to'plamidir: rentgen (Chandra teleskopi), infraqizil (Spitzer teleskopi) va an'anaviy optik (). Rentgen nurlari ko'k rangda tasvirlangan va ularning manbai pulsar - o'ta yangi yulduz o'limidan keyin paydo bo'lgan nihoyatda zich yulduz.

Simeis 147 tumanligi hozirgi vaqtda ma'lum bo'lgan eng katta tumanliklardan biridir. Taxminan 40 000 yil oldin portlagan o'ta yangi yulduz 160 yorug'lik yili bo'lgan tumanlikni yaratdi. Uni sovet olimlari G. Shayon va V. Gaza 1952 yilda xuddi shu nomdagi Simeiz rasadxonasida kashf etgan.

Suratda oddiy ko‘z bilan kuzatilishi mumkin bo‘lgan oxirgi o‘ta yangi yulduz portlashi tasvirlangan. 1987 yilda bizdan 160 000 yorug'lik yili uzoqlikdagi Katta Magellan buluti galaktikasida paydo bo'lgan. 8-raqam ko'rinishidagi g'ayrioddiy halqalar katta qiziqish uyg'otadi, ularning asl tabiati haqida olimlar haligacha faqat taxminlar qilmoqdalar.

Egizaklar turkumidagi Meduza tumanligi ham oʻrganilmagan, ammo misli koʻrilmagan goʻzalligi va yorqinligini vaqti-vaqti bilan oʻzgartirib turuvchi yirik hamroh yulduzi tufayli juda mashhur.

K. Lundmark 1921 yilda bizning Galaktikamizdagi o'ta yangi yulduz portlashlari haqida birinchi bo'lib gapirgan. U qadimgi va o'rta asrlarda kuzatilgan yorqin chaqnashlar galaktik yangi yulduzlar va keyinchalik o'ta yangi yulduzlar deb atalgan yulduzlar ekanligiga ishongan. Xitoyda kuzatilgan 1054 yilgi epidemiyani qayd etib, uning o'rni Qisqichbaqa tumanligi - qisqichbaqaga o'xshash tolali tuzilishdagi gaz laxtasi yaqinligini ta'kidladi. Qizig'i shundaki, bu tumanlik 1921 yilda amerikalik astronomlar C. Lemplend va J. Dunkan tomonidan ham o'rganilgan va ikkalasi ham uning muntazam ravishda kengayib borayotganini va uning kengayish muddati deyarli to'qqiz asrni tashkil etishini aniqlagan.

Endi biz uchun bu faktlarni solishtirish va portlashning tumanlikning shakllanishi bilan mos kelishini aniqlash oson, ammo Lundmark ham, amerikalik tadqiqotchilar ham bunday xulosaga kelishmagan. Oradan yetti yil o'tgach, E. Xabbl birinchi marta bu tasodifni o'tayotganda qayd etdi va o'n yil o'tgach, Lundmark allaqachon ishonch bilan Qisqichbaqa tumanligi 1054 yildagi portlash natijasida hosil bo'lganligini aytdi. U portlashning zo'r kattaligini topdi. Qisqichbaqagacha bo'lgan masofa va uning mutlaq yulduzi an'anaviy yangi yulduznikidan ancha yuqori bo'lgan qiymatga ega bo'ldi. Bu 1054 yilda Galaktikada o'ta yangi yulduz portlashi sodir bo'lganligini isbotladi. Kengayuvchi tumanlik o'z o'rnida qolganligini aniqlash ham muhim edi. O'n yetti yillik kechikishning sababi, aftidan, eng nufuzli qadimiy Xitoy yilnomasida "Tyan-Kuandan bir necha dyuym janubi-sharqda mehmon yulduzi paydo bo'ldi (yulduzlar va kometalarning paydo bo'lishi kabi) deb aytilgan edi. Xitoy)". Bu holda "dyuym" osmon sferasi yoyining taxminan bir yarim darajaga teng. Odatda "Tyan-Kuan" ("Samoviy to'siq") yulduz turkumining asosiy yulduzi $\zeta$ Toros ekanligiga ishonishgan (23-rasm). Biroq, Qisqichbaqa tumanligi bu yulduzning janubi-sharqida emas, balki shimoli-g'arbiy qismida joylashgan. Men xitoycha matnda xatolik borligiga shubha qilishim kerak edi.

Guruch. 23. Toros yulduz turkumi va uning atrofi.
Daraja bo'linmalari xaritaning chap chetida belgilanadi, daraja bo'linmalari bilan qalin chiziq ekliptikadir. Toros yulduz turkumi va boshqa zamonaviy yulduz turkumlarining chegaralari nuqta chiziq bilan belgilangan, asosiy yulduzlar yunon alifbosi harflari bilan ko'rsatilgan. Xitoy yulduz turkumlarining konfiguratsiyasi qat'iy chiziqlar bilan ko'rsatilgan, ularning nomlari kursiv bilan berilgan. Qisqichbaqa tumanligi X belgisi bilan belgilangan.

Ammo xato ehtimoli qadimgi Xitoy fan tarixchilari tomonidan qat'iyan rad etilgan. 1971 yilda qadimgi Xitoy astronomiyasi bo'yicha mutaxassis Xo Ping-yu (Malayziya) va amerikalik sinologlar F.Paar va P.Parsons "Tyan-Kuan" janubi-sharqidagi epidemiyaning xuddi shunday tavsifi bilan boshqa matnni ko'rsatdilar. Shuning uchun xronikada xatolik yo'q edi. Biz epidemiya joyini aniqlashda chalkashlikning yana bir sababini izlashimiz kerak. Bunga ushbu kitob muallifi erishganga o'xshaydi.

Yulduzli osmonning qadimgi Xitoy xaritalarida bir xil nomdagi yulduz turkumlari deyarli yo'q va faqat "Tien Guan" beshta bo'lib chiqdi: Toros, Virgo, Sagittarius, Egizaklar va Uloqcha zamonaviy yulduz turkumlarida. Xitoy yulduz turkumlari tizimining birinchi tadqiqotchilaridan yana biri G. Shlegel 1875 yilda ushbu "Samoviy to'siqlar" ning har biri ikkita yorqin yulduzdan iboratligini ta'kidladi, lekin asosiysi - bu to'siq yulduzlar orasidagi chiziq ekliptikani majburiy kesib o'tishi - e'tibordan chetda qoldi. . Ammo bu maxsus burjlarning maqsadi edi: ular besh joyda asosiy "samoviy magistral" - ekliptikani to'sib qo'ygan haqiqiy to'siqlar rolini o'ynagan, bu erda samoviy jismlar harakati sodir bo'ladi: sayyoralar, Quyosh va Oy.

Shlegel va undan keyingilar Torosdagi "Tyan-Kuan" ning ikkinchi yulduzini Toros janubidagi xira yulduz deb hisoblashgan va bunday to'siq ekliptikani kesib o'tmasligini hisobga olishmagan. Bu o'ta yangi yulduz portlashining joylashishini aniqlashda chalkashlikka olib kelgan xato edi.

Toros ham bizning talabimizni qondiradigan tabiiy juft yulduzdir. Aytgancha, Gipparx ularni Torosning "shoxlari" deb ataydi, bu ular bilan ekliptika bo'ylab harakatlanadigan yoritgichlar bilan uchrashadi - bu "Samoviy to'siq" ga juda o'xshash rol! Nega hech kim Torosga tabiiy va bundan tashqari, "Tyan-Kuan" ning asosiy yorqin komponenti sifatida e'tibor bermadi? Chunki to'siqlarning ekliptika bilan aloqasi aniqlanmagan va bundan tashqari, bu yulduz bizning Auriga yulduz turkumi joylashgan joyda joylashgan qo'shni "U-Che" ("Besh arava") yulduz turkumining asosiy yulduzlaridan biri edi. Ammo bu ham ahamiyatsiz e'tiroz edi, chunki "Tyan-Kuan" butunlay mustaqil burjlar emas: Sagittarius va Egizaklarda ular bir vaqtning o'zida qo'shni yulduz turkumlarining bir qismidir. Torosdagi "To'siq" bilan ham xuddi shunday.

Xitoyliklar yulduz turkumidagi eng yorqin yulduzga nisbatan "mehmon yulduz" pozitsiyasini ko'rsatishi qat'iy odat edi. Torosdagi "Tyan-Kuan" da biz endi Torosni shunday yulduz deb hisoblashimiz kerak, keyin esa Xitoy xronikasidagi bahsli matn aniq talqinni oladi: "Torosning janubi-sharqida bir necha daraja masofada". Bu yulduzning janubi-sharqida, undan yetti daraja uzoqlikda, Qisqichbaqa tumanligi joylashgan.

Keyingi boblarda Qisqichbaqa tumanligi haqida ko'proq gaplashamiz, chunki u astrofizik tadqiqotlarda alohida rol o'ynagan. Shu sababli, flesh haqida batafsil ma'lumot alohida qiziqish uyg'otadi: uning yorqinligi, rangi, ularning o'zgarishi va boshqa xususiyatlari. Biroq, alangalangan yulduzning yorqinligini boshqa narsalar bilan to'g'ridan-to'g'ri taqqoslash deyarli yo'q. Shunga qaramay, muammoni tekshirishga urinish 1942 yilda golland astronomi J. Oort va amerikalik N. Mayall tomonidan qilingan. Ular Xitoy matnlaridan birinchi marta o'ta yangi yulduz 4 iyulda sezilganligini va u 23 kun davomida qorong'i tushmasdan oldin ko'rinib turganini va tunda u 1056 yil aprel oyining o'rtalariga qadar kuzatilganligini aniqladilar.

Agar biz Venerani Quyosh botmaganda, uning yorqinligi 3,5 magnitudadan oshganida va o'ta yangi yulduz tunda ko'rinmay qolganda, uning yorqinligi 5 magnitudaga tushganidan keyin ko'rishimiz mumkinligini hisobga olsak, biz yulduzni olamiz. 650 kun ichida 8,5 magnitudaga, har yuz kunda o'rtacha 1,3 ballga zaiflashdi. Ammo biz endi bilamizki, bunday sekin parchalanish tezligi qobiqning sekin kengayishi bilan birgalikda (Qisqichbaqa tumanligida kuzatilgan) faqat II turdagi o'ta yangi yulduzlarda mumkin.

Oort va Mayall o'ta yangi yulduzlarni ko'rishning oldingi sanalariga oid bir nechta havolalarni, xususan, may oyining oxiridagi Yaponiya yozuvlarini rad etishdi, chunki o'ta yangi yulduz Quyosh tomonidan to'sib qo'yilgan va uni ko'rish imkonsiz bo'lgan va 1054 yilda Quyosh tutilishi bo'lgan uchta Xitoy matni. kunduzi va "Maoning oy uyida" (Pleiades) "mehmon yulduzi" paydo bo'ldi. Barcha tutilishlarning joylari va momentlari T.Oppolzerning “Tutilishlar kanoni” asarida toʻgʻri hisoblab chiqilgan boʻlib, koʻrib chiqilayotgan tutilish 1054-yil 9-may kuni tushdan keyin Janubiy Xitoyda may oyining yangi oyida sodir boʻlgan. Hozir esa, tutilishdan 40 yil oʻtib. Oort va Mayallning ishi, yapon va xitoy matnlarida xatolik yo'qligini aytishimiz mumkin: may oyida o'ta yangi yulduz ko'rilgan. Zamonaviy tarjimonlar xato qilishdi. Ammo bu Armanistondagi o'ta yangi yulduzlar kuzatuvlari haqidagi ma'lumotlar topilganidan keyin aniq bo'ldi.

1969 yilda sovet tadqiqotchilari I.S. Astapovich va B.E. Tumanyan Matenadaran qadimiy arman qoʻlyozmalari omborida topilgan va 1975 yilda Etum Patmichning astronomik matni nihoyat deşifrlangan. Tarjimada u 1054 yilda "14 may kuni tunning birinchi yarmida yangi oy paydo bo'lganida, Oy diskida yulduz paydo bo'lganini" aytdi. Biz allaqachon bilamizki, zamonaviy taqvimga ko'ra, yangi oy 9-may kuni va hisob-kitoblarga ko'ra, bir kundan biroz ko'proq vaqt o'tgach edi. Oy o'ta yangi yulduzga eng yaqin joylashgan. Bu lahzani Yerevanda 10-may kuni oyning botishida kuzatish mumkin edi, u yangi oydan bir kun o‘tib nihoyatda tor yarim oyga o‘xshardi. Ammo o'ta yangi yulduz oydan deyarli to'rt oy diametri ostida edi. N.S. Astapovich ishonchli tarzda ufq yaqinidagi bu masofani uchta optik effekt bilan sezilarli darajada qisqartirish mumkinligini ko'rsatdi: Oyning gorizontal paralaksi, nurlanish va ufq yaqinidagi yulduz nurining anomal sinishi. Natijada, yarim oy yaqinida yorqin yulduzning hayratlanarli ko'rinishi kuzatilishi mumkin edi.

Agar Patmich o'ta yangi yulduzni ko'rgan bo'lsa, unda tutilish paytida uning ko'rinishini qayd etgan matnlar to'g'ri. Gap shundaki, "Maoning oy uyi" belgisi faqat tutilish paytida Pleiadesda bo'lgan Quyoshga tegishli. Ehtimol, matn tutilish paytida qorong'i osmonda, tanish yulduzlar orasida ular "mehmon yulduz" ni ham ko'rganliklarini ta'kidlagan. Tutilish tugagach, u kun yorug'ida g'oyib bo'ldi, shuning uchun u hali ham etarlicha yorqin emas edi va ertasi kuni maksimal darajaga yetdi. Iyul oyining boshiga qadar, deyarli ikki oy davomida u -3,5 magnitudadan ko'ra yorqinroq bo'lishi mumkin va ba'zida quyosh hali botmagan osmonning ko'k fonida kuzatilishi mumkin. Maksimal darajada uzoq vaqt qolish, biz bilganimizdek, II turdagi o'ta yangi yulduzlar uchun ham xarakterlidir - bu avj olishning bunday tasnifi foydasiga yana bir dalil.

Armanistonda o'ta yangi yulduzning kuzatilishiga qo'shimcha ravishda, 1054 yilgi epidemiya bilan bog'liq boshqa holatlar ham ma'lum, ularning ishonchliligi shartli, ammo ular o'ta yangi yulduz haqidagi boshqa ishonchli ma'lumotlar bilan birlashtirilgan. Bu shimoliy Arizona cho'lidagi tosh o'ymakorligi.

1955-yilda amerikalik arxeolog V.Miller u yerda Shimoliy Amerika hindulari uchun noodatiy syujetga oid ikkita qoyatosh rasmlarini topdi, xususan, unda yarim oy va yulduz tasvirlangan aylana naqshlari bor (24-rasm). Bir rasmda Oq stol tog'idagi g'orda joylashgan bo'lib, uning pastki shoxida yorqin yulduzi bo'lgan yosh oy tasvirlangan, ikkinchisida esa Navaxo kanyonining devoridagi birinchi rasmdan unchalik uzoq bo'lmagan joyda, boshqa tomonga qaragan o'roq tasvirlangan. ya'ni eski Oy va uning ostidagi yulduz.

Guruch. 24. Arizona rok san'ati.
Chapdagi rasm Oq stol tog'ining g'oridan topilgan va yulduzga yaqinlashib kelayotgan yosh Oy tasvirlangan, o'ngdagi rasm Navaxo kanyonining devorida; eski oy va yorqin yulduz.

Gʻorlar oʻchoqlaridagi choʻgʻ qoldiqlari va kanyonning bu qismidagi chizma uslubi gʻorlarda 10-12-asrlarda navaxo hindulari yashaganligini koʻrsatdi. 1054 yildagi Oy va o'ta yangi yulduzning yaqinligining ajoyib manzarasi hindlarni hayratda qoldirgan bo'lsa kerak. Oyning o'z yo'lidagi yulduzlar bilan uchrashishi aynan 27 kunu 7 soatdan keyin sodir bo'ladi. Xususan, qadimgi Oy Xitoyda kuzatila boshlanganidan ko‘p o‘tmay, 1054-yil 4-iyun kuni o‘ta yangi yulduzga yaqinlashdi. Bu hodisa kanyondagi naqshga mos kelishi mumkin. G'ordagi chizmaga kelsak, Miller va uni o'rgangan astronomlar keyinchalik qadimgi rassom Oy tasvirini teskari o'girgan deb hisoblashgan, xuddi bizning zamondoshlarimiz kutilmaganda Oyni xotiradan chizishni so'rashganida. Bu haqiqatni tasdiqlash uchun hatto ommaviy tajribalar ham tashkil etildi, bu bizning zamondoshlarimizning e'tiborsizligini tasdiqladi. Xo'sh, odatdagidek, ular xatolar uchun yana qadimgi rassomni aybladilar.

Guruch. 25. Beshta galaktik o'ta yangi yulduzning yorug'lik egri chiziqlari.
Gorizontal - kunlardagi faza, vertikal - ko'rinadigan yulduz kattaliklari. 1 - Xitoy o'ta yangi yulduzi 185 2 - o'ta yangi yulduz 1006 3 - o'ta yangi yulduz 1054, 4 - Brahe o'ta yangi yulduzi 1572, 5 - Kepler o'ta yangi yulduzi 1604

Ammo zamonaviy odam bilan taqqoslash tanqidga dosh berolmaydi. Neolit ​​davridagi oy va undan keyin uzoq vaqt davomida odamlar uchun oddiy tungi chiroq emas, balki soat va kalendar ham bo'lgan. Osmondagi joylashuvi va fazalari bo'yicha, oyda kun va kunning vaqtini aniqlash mumkin edi. Yosh Oy bilan eskisini aralashtirib yuborish hali ham mumkin emas edi, chunki yosh Oy kechqurun, keksa oy esa ertalab ko'rinadi.

Ko'rinishidan, ikki xil voqea tasvirlangan. I.S. Astapovich e'tiborni teskari deb hisoblangan g'ordagi rasm 10-may kuni Armanistonda quyosh botganda ko'rilgan Oyning o'ta yangi yulduzga may oyidagi yaqinlashuviga to'liq mos kelishiga e'tibor qaratdi. Ammo Arizonada bu lahza kun davomida edi, Oy faqat bir necha soatdan keyin, u botishni boshlaganda ko'rindi. Arizonada quyosh botganda u bilan yulduz orasidagi masofa endi minimal emas edi.

Shaklda. 25 1054 yilgi Supernovaning taxminiy yorug'lik egri chizig'ini ko'rsatadi. Maksimalida u -5 magnitudasiga yetdi va fotometrik klassi, ehtimol, II.5 edi.

Galaktik o'ta yangi yulduzlarni qidirish

1943-1945 yillarda. Sovet astronomi B.V. Kukarkin va amerikalik astronom V. Baade yana ikkita galaktik o'ta yangi yulduzni mustaqil ravishda tekshirdilar. Bular teleskopik davr arafasida yulduzlarning eng yorqin portlashlari bo'lib, ular Tixo Brahening 1572 yilgi Nova va 1604 yilgi Iogannes Keplerning Novasi sifatida tanilgan. Bizning zamondoshlarimiz Braxe va Kepler asarlarida keltirilgan yangi sayyoralar va qo'shni yulduzlarning yorqinligini taqqoslashdan foydalanganlar. . Endi o‘tmishdagi istalgan lahza uchun sayyoralarning kattaliklarini to‘g‘ri hisoblash mumkin bo‘lib, oddiy ko‘zga ko‘rinadigan yulduzlarning aniq kattaliklari ma’lum. Bu ikkala yorqin chaqnashning yorug'lik egri chizig'ini qayta tiklashga imkon berdi (ular 25-rasmda ko'rsatilgan). Yangi Keplerning Koreya tarixiy yozuvlari ham tengsiz qidirildi, bu Evropa kuzatuvlarini sezilarli darajada to'ldirdi. 1572 yilgi Supernovaning maksimal yorqinligi, bizning ta'riflarimiz bo'yicha, -4,5, 1604 yilgi Supernova esa -3,5 edi, ya'ni ikkala holatda ham u Venera yorqinligiga yetdi. Ammo eng qizig'i shundaki, ularning yorug'lik egri chiziqlari nafaqat aniq I turdagi bo'lib chiqdi, balki ularning ikkalasi ham I.12 fotometrik sinfiga eng mos keladi.

Portlashlar sodir bo'lgan joylarda, avval Nyu-Keplerda, keyin esa Nyu-Braheda V.Baade zaif yirtiq filamentli tumanliklarni topdi. Garchi bu tumanliklar Qisqichbaqa tumanligidan batafsil farq qilsa-da, bu bizning Galaktikamizdagi o'ta yangi yulduzlarni, shu jumladan, u yoki bu sabablarga ko'ra o'tmishda chaqnash sifatida kuzatilmaganlarni qidirish uchun yangi belgi edi. Shuning uchun, 1946 yilda Oort tomonidan ilgari surilgan Cygnus yulduz turkumidagi yirik filamentli tumanlik ham yulduzlararo gazda anchadan beri sekinlashgan o'ta yangi yulduz qoldig'i, deb taxmin qilish tabiiy edi. Osmonda allaqachon uch o'ndan ortiq bunday filamentli tumanliklar topilgan. Ularning eng yorqinlarini sovet astrofiziklari G.A. Shain va V.F. G'azo. Bu o'ta yangi yulduzlarning barcha qoldiqlari ming yillardir.

1948 yilda kosmik radio emissiyasining birinchi kuchli manbalari topildi va ularning ba'zilari Somon yo'li hududida joylashgan. Bu manbalar Sagittarius A (keyinchalik Galaktika yadrosida topilgan), Kassiopeia A va Toros A deb nomlangan. Oʻsha paytda radioteleskoplar radio manbasining osmondagi oʻrnini juda qoʻpol aniqlagan, biroq baribir oradan bir yil oʻtib, Avstraliya radioastronom J. Bolton va uning hamkasblari ilgari ochiq bo'lgan Toros A radio manbasi Qisqichbaqa tumanligi bilan mos kelishini aniqladilar.

Ushbu radio manbasini bir nechta to'lqin uzunliklarida o'rganish shuni ko'rsatdiki, uning intensivligi uzunroq to'lqin uzunliklariga o'tish bilan ortadi. Bu muhim fakt edi, uning oqibatlari keyinroq tushuniladi. Biz allaqachon bilamizki, qizdirilgan samoviy jismlar radio diapazonida ham to'lqinlar chiqaradi, ammo agar nurlanish manbai termal bo'lsa, uning radioto'lqinlardagi intensivligi uzunroq to'lqinlarga o'tish bilan kamayadi. Qisqichbaqa tumanligi misolida esa, radio emissiya intensivligining to'lqin uzunligi bilan o'zgarish kursi boshqacha: intensivlik to'lqin uzunligi ortishi bilan ortadi. Bu ob'ektning radio emissiyasi issiqlik bo'lmagan xususiyatga ega ekanligini ko'rsatadi. Oldinga qarab, biz o'ta yangi yulduz qoldiqlaridan tashqari, ekstragalaktik manbalarda: radiogalaktikalar va kvazarlarda issiqlik bo'lmagan nurlanish mavjudligini ta'kidlaymiz. Zaif issiqlik bo'lmagan radio emissiyasi spiral qo'llarning yulduzlararo muhiti tomonidan ham hosil bo'ladi.

Qisqichbaqa tumanligidan termal bo'lmagan radio emissiyasining topilishi ushbu yangi xususiyatdan foydalangan holda o'ta yangi yulduz qoldiqlarini qidirishga turtki bo'ldi. 1952 yilda Baade Cassiopeia A radio manbai kuzatilgan joyda zaif filamentli tumanlikni topdi. Sovet astronomlari P.P. Parenago va J.S. Shklovskiy bu o'ta yangi yulduzning qoldig'i, ehtimol hatto qadimgi Xitoyda ham kuzatilgan (Kassiopiya yulduz turkumida qadimgi kuzatuvchilar ko'plab epidemiyalarni ko'rgan) deb taxmin qildi. Minkovski kabi boshqa tadqiqotchilar ularning nuqtai nazariga qo'shilmadilar.

Ammo 1955 yilda R.Minkovski bu tumanlik boʻlaklarining harakatini oʻlchashga muvaffaq boʻldi va Qisqichbaqa tumanligiga oʻxshamasligiga qaramay, u ham tez kengayib borayotgan konvertning bir qismi ekanligini aniqladi. U e'tirozlarini qaytarib olishga majbur bo'ldi. Tumanlikning kengayishidan bu o'ta yangi yulduzning yoshini aniqlash mumkin edi. Kanadalik astronomlar K. Kamper va S. van den Berg tomonidan olib borilgan so'nggi tadqiqotlar taxminan 3 yil noaniqlik bilan 1653 yil atrofida avj olgan sanani ko'rsatadi. Bu shuni anglatadiki, bu juda yaqinda, Brahe va Kepler o'ta yangi yulduzlari paydo bo'lganidan keyin, Yan Hevelius teleskoplari davrida sodir bo'lgan, ammo shu bilan birga, u har doim kuzatuvlar uchun ochiq bo'lgan va o'rnatilmagan Kassiopeia yulduz turkumida ko'rilmagan. yarim sharimizning mo''tadil kengliklarida. Radioastronomiya tomonidan kashf etilgan yosh o'ta yangi yulduz ko'p jihatdan juda qiziqarli ob'ekt bo'lib chiqdi.

Bugungi kunga qadar radioastronomiya bizning Galaktikaga tegishli 135 ta issiqlik bo'lmagan radio manbalarini topishga imkon berdi. Ular turli yoshdagi o'ta yangi yulduzlarning qoldiqlari. O'tgan asrlarda bizning o'tmishdoshlarimiz tomonidan etarlicha batafsil kuzatilgan nisbatan yosh ob'ektlar uchungina yorug'lik egri chizig'idan o'ta yangi yulduz turini, ba'zan esa fotometrik sinfni aniqlashimiz mumkin.

Antik davrda o'ta yangi yulduz kuzatuvlari

Olimlar uzoq vaqt davomida yulduzlar chaqnashlari, kometalarning paydo bo'lishi va boshqa noodatiy hodisalarning qadimiy kuzatuvlari haqida ma'lumot to'plashdi. Xitoy, Yaqin Sharq va Yevropa manbalaridan tuzilgan bunday ma'lumotlarning birinchi xulosalari frantsuz kometa tadqiqotchisi A.G.ga tegishli. Pingre, 1783 yilda ikki jildlik "Kometografiya" asarini nashr etdi. U baʼzi Rim va Injil matnlaridan, shuningdek, Ma Duanlin tomonidan tuzilgan oʻrta asr xitoy entsiklopediyasi “Vensyan Tongkao”ning birinchi tarjimalaridan va baʼzi boshqa qoʻlyozmalardan foydalangan, ularning baʼzilari keyinchalik frantsuz inqilobi davrida butunlay yoʻqolgan.

Afsuski, Pingre ro'yxatini Gumboldt ham, Lundmark ham unutib qo'yishdi. Bugungi kunga kelib, u yoki bu sabablarga ko'ra yulduz chaqnashi deb hisoblangan barcha hodisalarning eng to'liq to'plami ushbu kitob muallifi tomonidan tuzilgan va muntazam ravishda yangi ma'lumotlar bilan yangilanib turadigan xalqaro "O'zgaruvchan yulduzlarning umumiy katalogiga" kiritilgan.

Qadim zamonlardan 1700 yilgacha 200 ga yaqin o'choqlar, asosan, yangi yulduzlar mavjud bo'lib, qo'lyozmalar va yilnomalar yilnomalarida izlanishlar davom etmoqda. E'tibor bering, yaqin vaqtgacha Evropa, O'rta er dengizi va Yaqin Sharqda bir nechta epidemiyalar kuzatilgan, deb hisoblar edi: atigi 5-7, qolganlari esa Uzoq Sharq mamlakatlarida kuzatilgan. Pingre materiallariga asoslanib, Rim yilnomalari G'arbda 25 ga yaqin epidemiyalar qayd etilganligini ko'rsatdi. Bu allaqachon jiddiy hissa bo'lib, u olov ta'riflarini o'zaro taqqoslash uchun ishlatiladi.

Kuzatilgan chaqnashlar orasida o'ta yangi yulduzlarni qanday aniqlash mumkin? Oldingi sahifalarda biz muhokama qilgan uchta yorqin galaktik o'ta yangi yulduz -3,5 magnitudaga yetdi va undan oshdi. Va bu tasodif emas. Yulduzning chaqnashini oddiy ko'z bilan osongina aniqlash uchun u kamida 3 magnitudali bo'lishi kerak. Keyin yulduz turkumlarining odatiy raqamlarini buzadi va ko'zni tortadi. Yangi yulduz bizdan ming yorug'lik yilidan uzoqroqda joylashgan bo'lsa, shunday maksimal yorqinlikka ega bo'ladi. Boshqa tomondan, bizning Galaktikamizning eng uzoq qismida otilib chiqqan o'ta yangi yulduz, agar yulduzlararo yutilish bo'lmasa, nol kattalikdan yorqinroq bo'lar edi va yorug'lik egri chizig'ining turiga qarab 3 oydan 8 oygacha kuzatiladi. Shunday qilib, nol kattalikdan yorqinroq chaqnash o'ta yangi yulduz bo'lishi ehtimoli kuchli.

So'nggi yillargacha yorqin yulduzlarni kuzatish to'g'risida bizga etib kelgan eng qadimgi xabar miloddan avvalgi 2296 yilda kometa haqida eslatib o'tilgan edi. e., Pingre tomonidan topilgan va birinchi Xitoy hukmdori Yao haqidagi og'zaki an'analar yozuvlarida mavjud. Xitoyda yozuv bir yarim ming yildan keyin paydo bo'ldi. Ammo bir necha yil oldin J.Mixanovskiy (AQSh) shumerlarning (qadimgi Mesopotamiya aholisi) loy lavhasini hal qildi, unda osmonning janubiy tomonida paydo bo'lgan "ikkinchi xudo-quyosh" haqidagi eng qadimgi og'zaki afsona ham qayd etilgan. , lekin tez orada so'nib, g'oyib bo'ldi. Bu hodisa miloddan avvalgi 3-4 ming yilliklarga tegishli. e. va o'ta yangi yulduz portlashi bilan bog'liq, shundan so'ng bizga eng yaqin qoldiq - Yelkan X tumanligi qoldi.

Bizda eramizning 185-yil 7-dekabrida Xitoyda ko‘rilgan o‘ta yangi yulduz portlashi haqida aniq va ishonchli ma’lumotlar bor. e. va 186 yoki 187 yil iyulgacha ko'rindi. Bu hodisa quyidagicha tasvirlangan: "Chjung-Qing davrida, ikkinchi yili, 10-oy Kvey-Xao kuni, o'rtalarida g'ayrioddiy yulduz paydo bo'ldi. Nan-Meng. Bu bambuk abakining kattaligida edi va ketma-ket beshta rangni ko'rsatdi. Asta-sekin u o'zining yorqinligini keyingi yildan keyin, u g'oyib bo'lganidan keyin 6-oyga qarab pasaytirdi." Ushbu tavsifda hodisaning sanasi, uning davomiyligi va osmondagi o'rni ko'rsatilgan, uning xarakteri ko'rsatilgan: yulduzlar orasidagi harakatsizlik, yorqinlikning zaiflashishi va rangning o'zgarishi. E'tibor bering, bu 185 hodisasi haqida yagona eslatma, boshqa ma'lumotlar bizga etib kelmagan.

"Nan-Man" yulduz turkumi ham Kentavr hisoblanadi. Xitoyning qadimiy poytaxti Luoyanda u ufqdan uch darajaga ko'tarildi va kechasi ikki soatdan ko'p bo'lmagan vaqt davomida ko'rinardi, shuning uchun yulduz e'tiborga olinishi uchun juda yorqin bo'lishi kerak. Kasallik 7 oy davomida kuzatilgan deb hisoblangan, ammo F. ​​Stivenson matndagi tegishli ieroglifni “keyingi yil” deb emas, balki “keyingi yil” ma’nosida tarjima qilish kerakligini ta’kidlaydi va uning davomiyligini 20 ga baholaydi. oylar.

Bizning fikrimizcha, yangi yulduz emas, balki o'ta yangi yulduzning paydo bo'lishidan dalolat beruvchi hal qiluvchi dalil bu epidemiya rangining izchil o'zgarishidir. Yangi yulduzlar o'z rangini deyarli o'zgartirmaydi, o'ta yangi yulduzlar esa maksimal darajada oq rangga ega bo'lib, keyin yana sarg'ish, qizil, sariq va oq rangga aylanadi. Matn beshta rang haqida gapirganligi sababli, birinchi kuzatuvlar oq rangning bosqichiga, ya'ni maksimal yorqinlikka ishora qiladi.

O'ta yangi yulduzning maksimal yorqinligi qancha edi? Matn to'g'ridan-to'g'ri ma'lumot bermaydi, lekin biz uni hodisaning davomiyligidan hisoblashimiz mumkin. Yulduzning ufq yaqinida yetti oylik ko‘rinishi chaqnashning yulduz kattaligini -4 dan yuqori bo‘lmaganligini, 20 oylik esa -4 dan -8 ballgacha bo‘lganligini bildiradi. Bu juda keng tanlov bo'lib chiqadi, agar siz o'ta yangi yulduz qoldig'ini topsangiz, uni cheklash mumkin.

Sentavrlar orasida to'rtta issiqlik bo'lmagan radio manbalari, ya'ni o'ta yangi yulduzlar qoldiqlari topilgan. O'rtada zaif filamentli tumanlik bilan mos tushadi. Yaqinda uning termal rentgen nurlanishi aniqlandi, bu o'ta yangi yulduz qoldig'ining nisbatan yoshligining belgisidir. Radio emissiya intensivligidan hisoblangan uning yoshi qolgan uch yoshdan kichikroq, lekin 1700 yildan oshadi, ya'ni u kuzatilgan chaqnashdan kattaroq bo'lib chiqdi, buni ushbu usulning qo'polligi bilan bog'lash kerak. yoshni aniqlash. Qoldiqgacha bo'lgan masofa 2-3 kpc ni tashkil qiladi va shuning uchun bunday masofada portlagan I turdagi o'ta yangi yulduz yulduzlararo yutilish natijasida zaiflashgandan so'ng -4-kattaga, II tipda esa -2-kattaga etadi. . Ko'rinib turibdiki, I toifa ko'proq mos keladi.

Qadimgi matnlarda tasvirlangan o'ta yangi yulduz portlashlarini "orqa eshikdan" galaktik o'ta yangi yulduz qoldiqlari haqidagi ma'lumotlardan foydalangan holda aniqlashga urinishlar taxminan yigirma yil oldin katta modaga ega edi. Ularning zaif tomoni epidemiyalar bo'yicha xronikalarning juda qo'pol ko'rsatkichlari edi. Qoldiqlarning yoshini qandaydir tarzda aniqlash mumkin bo'lganda, ko'plab "identifikatsiyalar" ning xayoliy tabiati aniqlandi.

Hozirgi vaqtda qimmatli astronomik ma'lumotlarni o'z ichiga olgan eski matnlarni qidirish muhim rol o'ynaydi. Bu borada 1006 yilgi Supernovani o'rganish tarixi ayniqsa ibratlidir. Bo'rining janubiy yulduz turkumida, ufq yaqinida kuzatilgan bu avj yetti yapon, oltita xitoy, oltita yevropa, beshta arab va bir koreys tillarida tilga olingan. yilnomalar. Hodisalarni tasvirlaydigan yilnomachilar har doim ham professional kuzatuvchilar va guvohlar bo'lmagan, lekin ba'zida guvohlarning tavsiflari mavjud. Yoshligida shaxsan o'zi ko'rgan 1006 yil hodisasini batafsil tasvirlab bergan munajjim Ali ben Ridvon shunday edi. U yulduz paydo bo'lganda sayyoralarning holatini yaxshi esladi va amerikalik tadqiqotchi B.Goldshteyn bu hodisaning osmondagi sanasi va joyini aniqlay oldi. U xuddi shunday natijalarni Xitoy yilnomalaridan olgan.

1054 yilgi Supernova misolida bo'lgani kabi, biz bu erda ham o'ta yangi yulduzning yorqinligi haqidagi ma'lumotlarning kamligi bilan duch kelamiz. Qizig'i shundaki, 28 aprelda yapon astronomlari tomonidan o'ta yangi yulduzning birinchi ta'rifida yulduzning oq-ko'k rangi qayd etilgan va keyingi kuzatuvchilar bir ovozdan yulduz rangini sariq va oltin deb atashgan. Ushbu ma'lumotlarga ko'ra, yaponlar bu o'ta yangi yulduzni maksimal yorqinligiga erishmasdan oldin ham ko'rishgan. Xitoy manbalari, shuningdek, 1-may kuni uning yorqinligi asta-sekin o'sib, Venera yorqinligiga yaqinlashganini ta'kidladi. Beshta manba o'ta yangi yulduzning yorqinligini to'liq bo'lmagan oyning yorqinligi bilan taqqoslaydi, ammo hech kim bu yulduz kunduzi ham ko'rilgani haqida gapirmagan. Albatta, may oyida yulduz tunda ko'tarilib, botdi. Yorqinligi bo'yicha Venera bilan teng bo'lgan taqdirda ham, u oysiz chuqur tun fonida juda katta taassurot qoldiradi, biz Venerani tongning yorqin fonida faqat shom tushganda ko'ramiz. O'ta yangi yulduz ob'ektlarining yoritilishidan olingan soyalar ham taassurotni kuchaytirdi va to'liq bo'lmagan Oy bilan taqqoslash uchun asos bo'lib xizmat qildi. Va aslida, o'ta yangi yulduz Veneradan yorqinroq, ammo chorakda Oydan zaifroq ko'rinishi mumkin. Ali ben Ridvon yulduzning "kattaligi" Veneradan 2,5-3 marta oshib ketganini ta'kidlaydi. Bu taqqoslash "g'oyibona" ​​edi, chunki yulduz Venera botishidan ancha kechroq ko'tarildi. Tadqiqotchilar Ali ben Ridvonning Veneraning koʻrinib turgan burchak oʻlchamlari boʻyicha eski arabcha va zamonaviy maʼlumotlarga asoslangan bahosini qayta hisoblab chiqishga harakat qilishdi, biroq bu bemaʼnilik boʻlib chiqdi. Ali ben Ridvon, aftidan, yulduz Veneradan 2-3 magnitudaga yorqinroq ekanligini nazarda tutgan. May oqshomlarida Venera -3 magnitudali bo'lishi mumkin bo'lganligi sababli, o'ta yangi yulduz maksimal yorqinligida -6 magnitudada bo'lishi mumkin edi.

Bu holat; iyul oyida o'ta yangi yulduz kunduzi tushdan keyin ko'tarilishi kerak edi, lekin u kunduzgi osmon fonida ko'rinmadi, bu bu oyda -3,5 magnitudadan zaifroq bo'lganini ko'rsatdi. Kechasi u yana ko'rinsa ham, u atrofdagi yulduzlardan yorqinligi bilan ajralib turardi. Iyuldan noyabr oyining oxirigacha yapon saroy astronomlari imperatorga uning ko'rinishi haqida to'qqiz marta xabar berishdi. Xitoy astronomlari uni yilning oxirigacha ertalab sharqda ko'rishgan. 1007 yilda o'ta yangi yulduz haqida hech qanday ma'lumot yo'q edi. To'g'ri, bitta manbada xabar bor, uni Goldshteyn 1016 yilgacha ko'rgan degan bayonot deb tarjima qiladi, ammo bu aniq tushunmovchilik, chunki bu holda o'ta yangi yulduz maksimal darajada yorqin bo'lib, kun davomida porlaydi. uzoq vaqt davomida; anchadan beri.

O'ta yangi yulduzning ko'rinishi sharoitlarini ko'rib chiqish, bu o'ta yangi yulduzning I turi ekanligini tasdiqlaydi. Olovli hududda issiqlik bo'lmagan radio emissiyasining bir nechta manbalaridan biri gaz filamentlari izlari va xarakterli rentgen nurlari bilan topilgan. 1979 yilda ushbu o'ta yangi yulduz qoldig'ining markazidan unchalik uzoq bo'lmagan joyda F.Shvaytser va J.Middldich 17-kattalikdagi ko'k yulduzni kashf etdilar, bu spektrga ko'ra, oq mitti.

Oldinga qarab, shuni ta'kidlaymizki, o'sha vaqtga kelib zaif ko'k markaziy yulduzlar allaqachon ikkita o'ta yangi yulduz qoldiqlarida - Qisqichbaqa tumanligida va Yelkanlar Xda topilgan va o'rganilgan bo'lib, ular yuqori chastotada - soniyada 30 va 10 marta miltillovchi bo'lib chiqdi. , mos ravishda. Biroq, Shvaytser yulduzining yorqinligida hech qanday tebranishlar topilmadi. Ma'lum bo'lishicha, bu yulduz tasodifan radio manbasiga proyeksiya qilingan va o'ta yangi yulduz qoldig'i oldida yoki orqasida joylashgan galaktik diskning odatiy ob'ektlaridan biri hisoblanadi. Ammo, boshqa tomondan, bu I turdagi o'ta yangi yulduzning birinchi kashf etilgan yulduz qoldig'i ham bo'lishi mumkin! Buni tartibga solish kerak edi. Va 1982 yil yanvar oyida ultrabinafsha spektrometrlari bilan qurollangan sun'iy yo'ldoshdan ushbu ob'ektning 1200 dan 3200 gacha spektrlari olingan. Spektrlar yulduz oldida joylashgan o'ta yangi yulduz qoldig'ining kengayuvchi qobig'iga tegishli yutilish chiziqlarini aniqladi; ularning siljishi 5 000 dan 6 000 km / s gacha kengayish tezligini ko'rsatdi. Bu I turdagi o'ta yangi yulduzlarning rivojlanishining haqiqiy sxemasini yaratishda hal qiluvchi rol o'ynadi.

13-jadval. Galaktik o'ta yangi yulduzlar
Supernova, yorqin yil	185	1006	1054	1181	1572	1592	1604
Yulduz turkumi	Kentavr	Bo'ri	Toros	Kassiopiya	Kassiopiya	Kassiopiya	Ophiuchus
O'ta yangi yulduz aniqlangan mamlakat yoki dunyoning bir qismi	Xitoy	Osiyo, Afrika	Osiyo, Amerika	Osiyo	Yevropa Osiyo	Koreya	Yevropa Osiyo
Kuzatish davomiyligi, kunlar	225	240	710	185	560	100	365
Maksimal ko'rinadigan kattalik	-4	-6	-5	1	-4.5	2	-3.5
Fotometrik sinf	yozaman	I.14	II. 5	II. 3	I.12	?	I.12
Qobiqning kengayish tezligi, km/s	-	-8 000	-7 000	-8 000	-10 000	?	-10 000
o'ta yangi yulduz qoldig'i	Yemoq	Yemoq	Toros "Qisqichbaqa"	3S 58	Kassiopiya B	Kassiopiya A	Yemoq
Qolganlarga masofa, kps	2-3	4	2	8	5	3	10

1181 yilgi yorqin chaqnash haqida ko'proq gapirib berishimiz kerak, bu asosan Yaponiyada (F. Stivenson u qayd etilgan olti yilnomani sanab o'tgan), shuningdek, Xitoy va Evropada kuzatilgan. U yarim yil davomida ko'rindi, bir vaqtning o'zida u "ko'k-sariq" rangga ega edi va yorqinligi bo'yicha Saturnga teng edi. Kasallik Kassiopiya yulduz turkumida sodir bo'lgan. O'ta yangi yulduzning yarim yil ichida 4 magnitudaga zaiflashishi II tipga xosdir. Ishonchli ravishda aniqlangan portlash joyida 1952 yilda kashf etilgan yorqin yadroli issiqlik bo'lmagan radio manba - Toros A radio manbasining "qo'shligi" mavjud. Yaqinda Qisqichbaqa tumanligiga o'xshash filamentli tumanlik paydo bo'ldi. Somon yo'lining kuchli changli qismida ham topilgan. Bu alangalanish II turdagi o'ta yangi yulduzlarga tegishli ekanligini tasdiqlaydi.

Galaktikada o'ta yangi yulduzlarning portlashlari qanchalik tez-tez sodir bo'ladi?

Bugungi kunga kelib bizda kuzatilgan o'ta yangi yulduzlarning nisbatan kichik ro'yxati mavjud (13-jadval); bir vaqtning o'zida o'ta yangi yulduzlarning qoldiqlari bo'lgan 135 ta radio manbalari topildi. Qoldiqlarning aksariyati katta yoshda bo'lib, Somon yo'lida kuchli yulduzlararo yo'q bo'lib ketish zonalarida joylashgan. Shuning uchun ularning chaqnashlari deyarli ko'rinmasdi. Ammo qoldiqlar orasida o'tgan asrning o'rtalarida paydo bo'lgan, ammo yuqorida ko'rsatilgan sabablarga ko'ra kuzatilmaganlar ham topilgan.

Biz o'zimiz Galaktikada bo'lganimiz sababli va o'ta yangi yulduz portlashlari nafaqat ajoyib tomosha, balki keyinroq ko'rib turganimizdek, bizning quyosh tizimimiz hayotidagi ta'sirchan omil bo'lganligi sababli, Galaktikada o'ta yangi yulduz portlashlari qanchalik tez-tez sodir bo'ladi degan savol tug'iladi. akademikdan uzoq, lekin ayni paytda hayotiy ahamiyatga ega.

Jadvalga ko'ra VII bobda biz 60% noaniqlik bilan 110 yillik galaktikamizdagi o'ta yangi yulduz portlashlari orasidagi intervalni oldik, ya'ni o'rtacha 44 dan 176 yilgacha bo'lgan oraliqlar mumkin. Bu hisob-kitoblar boshqa spiral galaktikalardagi oʻta yangi yulduzlarni kuzatishga asoslangan va bizning yulduz sistemamiz Sb tipidagi degan taxminga asoslanadi. Agar u Sc tipidagi bo'lsa, miltillashlar orasidagi intervallarni 10 marta qisqartirish kerak. Tabiiyki, bunday noaniq xulosalar bizning Galaktikamizdagi o'ta yangi yulduz portlashlarining chastotasini bevosita o'rganish orqali tasdiqlanishi kerak.

Guruch. 26. Galaktikaning asosiy tekisligiga proektsiyada ettita galaktik o'ta yangi yulduzning joylashishi.
O'ta yangi yulduzlar portlash sanalari bilan belgilanadi. C - Galaktikaning markazi, - Quyosh, ular orasidagi masofa 10 kpc. HI - neytral vodorodning Galaktikadagi tarqalish chegarasi, HII - ionlangan vodorodning tarqalish chegarasi (ya'ni yorqin gaz tumanliklari).

Yaqinda H. Tammann ming yillikning beshta o'ta yangi yulduzlari uchun portlashlar orasidagi o'rtacha intervalni hisoblashga harakat qildi: 1006, 1054, 1572 va 1604. va Cassiopeia A. Supernova 1181 u tomonidan rad etilgan. Bu beshta oʻta yangi yulduz galaktika yadrosida choʻqqisi boʻlgan markaziy burchagi 50 o boʻlgan sektorda joylashgan (yaʼni sektor Galaktikaning yettinchi qismidir, 26-rasmga qarang). Agar biz 1000 yilni beshga bo'lsak, biz sektordagi portlashlar o'rtasida 200 yil yoki yana 7 ga bo'lingan holda, butun Galaktika uchun o'ta yangi yulduzlarning portlashlari o'rtasida 28 yil oralig'ini olamiz. Ammo sektor ichida yorug'likning kuchli yutilishi bizdan chaqnashlarni yashirishi mumkin bo'lgan muhim joylar mavjud. Bundan tashqari, o'rta asr kuzatuvlari haqidagi ma'lumotlar faqat sayyoramizning shimoliy yarim shari uchun saqlanib qolgan va shuning uchun janubiy osmon qutbi yaqinidagi burjlardagi chaqnashlar e'tibordan chetda qolishi mumkin edi. Biz tegishli tuzatishlar tafsilotlariga kirmaymiz, faqat Tammann oxir-oqibat o'rtacha 12 yil oralig'ini yoki har asrda 8 ta o'ta yangi yulduzni bir yo'nalishda yoki boshqa yo'nalishda 5 ta chayqalishning mumkin bo'lgan og'ishini olganligini ta'kidlaymiz.

Ammo kamroq murakkab yo'lni tanlash mumkin edi. Katta noaniqliklarga ega bo'lgan sektor o'rniga, keling, Quyosh atrofida 8 kpc radiusdagi mahallani olaylik. Keyinchalik, u optik, rentgen va radioastronomik usullar bilan yaxshi o'rganilganligi sababli, unda Jadvalda ko'rsatilgan oltita yosh qoldiq borligiga ishonch hosil qilishimiz mumkin. 13 kamida so'nggi 1800 yil davomida, 185 yil boshlanganidan beri va aslida undan ham uzoqroq davr uchun. Mahalladan tashqarida 1604 yildagi Kepler o'ta yangi yulduzi bor edi, u Galaktika markazidan yuqoriroq joyda portladi.

E'tibor bering, oltita o'ta yangi yulduzning ikkitasi II turdagi, qolganlari esa I turdagi. Keling, bu turdagi o'ta yangi yulduzlar Galaktikada qayerda alangalanishi mumkinligini aniqlashga harakat qilaylik. I tipdagi o'ta yangi yulduzlar, boshqa yulduz tizimlaridagi portlashlarga ko'ra, markazdan har qanday masofada, aniqrog'i, ionlashtirilmagan vodorodning tarqalish mintaqasida paydo bo'ladi, ular asosan o'ta yangi yulduzlar faoliyatining mahsulidir. II turdagi o'ta yangi yulduzlarga kelsak, ular yosh yulduzlar bilan bog'liq bo'lib, ularning galaktikalarda tarqalish maydoni yorqin gazsimon tumanliklar - ionlangan vodorod bulutlari bilan aniq belgilangan.

Galaktikada ionlashtirilmagan vodorodning tarqalish radiusi 21 kpc, ionlangan vodorodniki esa 16 kpc. Shuning uchun vodorodning Galaktikadagi ionlanish bosqichlarining tarqalishining tegishli hududiga nisbatan radiusi 8 kpc bo'lgan mahallamizning ulushini hisoblash oson: ionlashtirilmagan uchun 0,15 va ionlangan uchun 0,25. Aslida, bu ikkala turdagi o'ta yangi yulduz portlashlari orasidagi o'rtacha intervallarni hisoblashimiz kerak bo'lgan yagona omillar. Minimal 1800 yil oralig'ini olsak, biz I tur uchun 1800:4 * 0,15 = 67 yilni va II tur uchun 1800: 2 * 0,25 = 225 yilni yoki turlarni ajratmasdan, asrda taxminan ikkita o'ta yangi yulduzni olamiz. Ushbu raqamlarni 50% gacha bo'lgan xato bilan to'g'ri deb hisoblash mumkin, ammo Quyosh atrofida radiusi 8 kpc bo'lgan zonada o'ta yangi yulduz qoldiqlarining radio emissiyasini o'rganish 2500 yoshdan kichik boshqa ob'ektlarni aniqlamaganligi sababli, o'rtacha intervallar. yuqorida olingan portlashlar o'rtasida 1,4 marta ko'paytirilishi mumkin, va portlashlar soni yuz yil ichida bir xil miqdorda kamayadi.

Qizig'i shundaki, ikki ming yillikda optik jihatdan kuzatilgan portlashlar bir-birini taxminan bir xillikda, "ketma-ketlik" bilan kuzatib bormagan: biri II asrda, keyin 8 asrlik tanaffus bo'lgan va XI asrda. - 12-asrda uchta portlash sodir bo'ldi, shundan so'ng yana to'rt asrlik pauza bo'lib, 16-17-asrlar bo'yida 32 yil davom etgan uchta portlash bilan yakunlandi. O'shandan beri yangi to'rt asrlik pauza davom etmoqda. "Seriya" va "pauzalar" maxsus jismoniy ma'noga ega emas. Bu oz sonli hodisalar ketma-ketligidagi sof baxtsiz hodisalar. Qanday bo'lmasin, lekin so'nggi to'rt asr davomida o'ta yangi yulduzlar Quyosh atrofida radiusi 8 kpc bo'lgan mahalla tashqarisida sodir bo'ldi. Galaktika bizning zonamizga kamida ikkita o'ta yangi yulduzdan "qarzdor".

Quyosh tizimining Galaktikadagi joylashuvi shundan iboratki, biz uchun o'ta yangi yulduz portlashlarini kuzatish uning hajmining yarmida optik jihatdan mavjud va galaktikaning qolgan qismida yulduzlararo yutilish va uzoqlik tufayli chaqnashlarning yorqinligi shunchalik pasayadiki. Hatto bizning davrimizda ham ularni o'tkazib yuborish va olovdan keyin radio qoldiqlari sifatida aniqlash mumkin.

20-asrning muhim yutuqlaridan biri vodorod va geliydan ogʻirroq deyarli barcha elementlar yulduzlarning ichki qismlarida hosil boʻlishi va eng kuchli hodisalardan biri boʻlgan oʻta yangi yulduz portlashlari natijasida yulduzlararo muhitga kirib borishini anglash edi. koinotda.

Suratda: Yorqin yulduzlar va gaz parchalari Supernova 1987A deb nomlangan ulkan yulduzning o'z-o'zini yo'q qilishiga hayajonli zamin yaratadi. Uning portlashi 1987 yil 23 fevralda Janubiy yarimsharda astronomlar tomonidan kuzatilgan. Ushbu Hubble suratida diffuz gaz bulutlarida materiyaning ichki va tashqi halqalari bilan o'ralgan o'ta yangi yulduz qoldig'i ko'rsatilgan. Ushbu uch rangli tasvir 1994-yil sentabr, 1996-yil fevral va 1997-yil iyul oylarida olingan oʻta yangi yulduz va unga qoʻshni mintaqaning bir nechta fotosuratlaridan iborat. O'ta yangi yulduz yaqinidagi ko'plab yorqin ko'k yulduzlar massiv yulduzlar bo'lib, ularning har biri taxminan 12 million yil va Quyoshdan 6 marta og'irroqdir. Ularning barchasi portlagan yulduzlar avlodiga tegishli. Yorqin gaz bulutlarining mavjudligi hamon yangi yulduzlar tug'ilishi uchun unumdor zamin bo'lgan bu mintaqa yoshlarining yana bir belgisidir.

Dastlab, yorqinligi birdaniga 1000 martadan ko'proq oshgan barcha yulduzlar yangi yulduzlar deb nomlangan. Miltillovchi bunday yulduzlar osmonda to'satdan paydo bo'lib, yulduz turkumining odatiy konfiguratsiyasini buzdi va yorqinligini maksimal darajada, bir necha ming marta oshirdi, keyin ularning yorqinligi keskin pasaya boshladi va bir necha yil o'tgach, ular xuddi o'zlari kabi zaiflashdilar. Tarqalishidan avval. Har bir yulduz massasining mingdan bir qismigacha yuqori tezlikda otilib chiqadigan chaqnashlarning takrorlanishi yangi yulduzlarga xosdir. Va shunga qaramay, bunday chaqnash hodisasining barcha ulug'vorligiga qaramay, u yulduz tuzilishidagi tub o'zgarishlar yoki uning yo'q qilinishi bilan bog'liq emas.

Besh ming yil davomida yulduzlarning 200 dan ortiq yorqin portlashlari haqida ma'lumotlar saqlanib qolgan, agar biz o'zimizni 3-kattalik yorqinligidan oshmaganlar bilan cheklasak. Ammo tumanliklarning galaktikadan tashqari tabiati aniqlanganda, ularda yonayotgan yangilar o'z xususiyatlariga ko'ra oddiy novalardan ustun ekanligi ma'lum bo'ldi, chunki ularning yorqinligi ko'pincha ular yonayotgan butun galaktikaning yorqinligiga teng bo'lib chiqdi. Bunday hodisalarning g'ayrioddiy tabiati astronomlarni bunday hodisalar oddiy yangi yulduzlardan mutlaqo farq qiladi, degan fikrga olib keldi va shuning uchun 1934 yilda amerikalik astronomlar Fritz Tsviki va Valter Baadening taklifiga ko'ra, miltillovchi yulduzlar yorug'lik darajasiga etadi. Oddiy galaktikalar maksimal yorqinligida alohida, yorqinligi bo'yicha eng yorqin va o'ta yangi yulduzlarning noyob sinfiga ajratilgan.

Oddiy yangi yulduzlarning portlashlaridan farqli o'laroq, bizning Galaktikamizning hozirgi holatidagi o'ta yangi yulduzlarning portlashlari juda kam uchraydigan hodisa bo'lib, har 100 yilda bir marta sodir bo'lmaydi. Eng hayratlanarli epidemiyalar 1006 va 1054 yillarda bo'lgan; ular haqida ma'lumotlar Xitoy va Yaponiya risolalarida mavjud. 1572 yilda taniqli astronom Tycho Brahe bunday yulduzning Kassiopiya yulduz turkumida paydo bo'lishini kuzatdi, Iogannes Kepler esa 1604 yilda Ophiuchus yulduz turkumidagi o'ta yangi yulduzni kuzatib borgan. Astronomiyadagi "teleskopik" davrning to'rt asrida bizning Galaktikamizda bunday chaqnashlar kuzatilmagan. Quyosh tizimining undagi joylashuvi shundan iboratki, o'ta yangi yulduzlarning kuzatuvlari biz uchun uning hajmining yarmida optik jihatdan mavjud, qolgan qismida esa yulduzlararo yutilish natijasida portlashlarning yorqinligi o'chiriladi. IN VA. Krasovskiy va I.S. Shklovskiy bizning galaktikamizdagi o'ta yangi yulduz portlashlari o'rtacha 100 yilda bir marta sodir bo'lishini hisoblab chiqdi. Boshqa galaktikalarda bu jarayonlar taxminan bir xil chastotada sodir bo'ladi, shuning uchun optik portlash bosqichidagi o'ta yangi yulduzlar haqidagi asosiy ma'lumotlar ularni boshqa galaktikalarda kuzatish natijasida olingan.

Bunday qudratli hodisalarni o‘rganish muhimligini anglagan holda AQSHning Palomar rasadxonasida ishlagan astronomlar V.Baade va F.Zviki 1936-yilda o‘ta yangi yulduzlarni tizimli tizimli izlashga kirishdilar. Ularning ixtiyorida Shmidt teleskopi bor edi, bu bir necha o'nlab kvadrat darajali maydonlarni suratga olish imkonini berdi va hatto zaif yulduzlar va galaktikalarning juda aniq tasvirlarini berdi. Uch yil davomida ular turli galaktikalarda 12 ta oʻta yangi yulduz portlashlarini aniqladilar, keyinchalik ular fotometriya va spektroskopiya yordamida oʻrganildi. Kuzatuv texnologiyasi takomillashgani sari yangi ochilgan oʻta yangi yulduzlar soni muttasil ortib bordi va keyinchalik avtomatlashtirilgan qidiruvning joriy etilishi kashfiyotlar sonining koʻchkiga oʻxshash koʻpayishiga olib keldi (yiliga 100 dan ortiq oʻta yangi yulduzlar, umumiy soni 1500 ta). So'nggi yillarda yirik teleskoplar ham juda uzoq va zaif o'ta yangi yulduzlarni qidirishni boshladilar, chunki ularning tadqiqotlari butun koinotning tuzilishi va taqdiri haqidagi ko'plab savollarga javob berishi mumkin. Bunday teleskoplar yordamida bir kechada kuzatishlar natijasida 10 dan ortiq olis yangi yulduzlarni topish mumkin.

O'ta yangi yulduz hodisasi sifatida kuzatilayotgan yulduzning portlashi natijasida uning atrofida ulkan tezlikda (taxminan 10 000 km/s) kengayib borayotgan tumanlik hosil bo'ladi. Yuqori kengayish tezligi o'ta yangi yulduz qoldiqlarini boshqa tumanliklardan ajratib turadigan asosiy xususiyatdir. O'ta yangi yulduzlarning qoldiqlarida hamma narsa yulduzning tashqi qatlamlarini tarqatib yuborgan va chiqarilgan qobiqning alohida bo'laklariga ulkan tezliklar bergan ulkan quvvat portlashi haqida gapiradi.

qisqichbaqa tumanligi

Hech bir kosmik ob'ekt astronomlarga Toros yulduz turkumida kuzatilgan va yuqori tezlikda kengayib borayotgan gazsimon diffuz moddadan iborat nisbatan kichik Qisqichbaqa tumanligi kabi qimmatli ma'lumot bermagan. 1054 yilda kuzatilgan o'ta yangi yulduzning qoldig'i bo'lgan bu tumanlik radio manbasi aniqlangan birinchi galaktik ob'ekt edi. Ma'lum bo'lishicha, radio emissiya tabiatining termal nurlanish bilan hech qanday aloqasi yo'q: uning intensivligi to'lqin uzunligi bilan muntazam ravishda ortadi. Tez orada bu hodisaning mohiyatini tushuntirish mumkin edi. O'ta yangi yulduz qoldig'ida o'zi yaratgan, yorug'lik tezligiga yaqin tezlikka ega bo'lgan kosmik nurlarni (elektronlar, pozitronlar, atom yadrolari) ushlab turadigan kuchli magnit maydon bo'lishi kerak. Magnit maydonda ular elektromagnit energiyani harakat yo'nalishi bo'yicha tor nurda chiqaradilar. Qisqichbaqa tumanligidan issiqlik bo'lmagan radio emissiyasining topilishi astronomlarni aynan shu asosda o'ta yangi yulduz qoldiqlarini qidirishga undadi.

Kassiopiya yulduz turkumida joylashgan tumanlik radio emissiyasining ayniqsa kuchli manbai bo'lib chiqdi; metr to'lqin uzunliklarida undan radio emissiya oqimi Qisqichbaqa tumanligi oqimidan 10 baravar yuqori, garchi u ikkinchisidan ancha uzoqroq bo'lsa ham. Optik nurlarda bu tez kengayadigan tumanlik juda zaif. Kassiopiya tumanligi taxminan 300 yil oldin sodir bo'lgan o'ta yangi yulduz portlashining qoldiqlari ekanligiga ishoniladi.

Cygnus yulduz turkumidagi filamentli tumanliklar tizimi ham eski o'ta yangi yulduz qoldiqlariga xos bo'lgan radio emissiyasini ko'rsatdi. Radioastronomiya boshqa ko'plab issiqlik bo'lmagan radio manbalarini topishga yordam berdi, ular turli yoshdagi o'ta yangi yulduzlarning qoldiqlari bo'lib chiqdi. Shunday qilib, o'ta yangi yulduzlarning qoldiqlari, hatto o'n ming yillar oldin, boshqa tumanliklar orasida kuchli issiqlik bo'lmagan radio emissiyasi bilan ajralib turadi, degan xulosaga keldi.

Yuqorida aytib o'tilganidek, Qisqichbaqa tumanligi rentgen nurlari emissiyasi aniqlangan birinchi ob'ekt edi. 1964 yilda uning burchak o'lchamlari Qisqichbaqa tumanligining burchak o'lchamlaridan 5 baravar kichik bo'lsa-da, undan chiqadigan rentgen nurlanishining manbai kengaytirilganligi aniqlandi. Shundan kelib chiqqan holda, rentgen nurlari bir vaqtlar o'ta yangi yulduz sifatida otilgan yulduz tomonidan emas, balki tumanlikning o'zi tomonidan chiqariladi degan xulosaga keldi.

Supernova ta'siri

1987-yil 23-fevralda qo‘shni galaktikamiz Katta Magellan bulutida o‘ta yangi yulduz portladi, bu astronomlar uchun nihoyatda muhim bo‘lib qoldi, chunki u birinchi bo‘lib zamonaviy astronomik asboblar bilan qurollangan holda batafsil o‘rganishi mumkin edi. Va bu yulduz bir qator bashoratlarni tasdiqladi. Optik chaqnash bilan bir vaqtda Yaponiya va Ogayo (AQSh) shtatlarida o‘rnatilgan maxsus detektorlar neytrinolar oqimini qayd etdi - yulduz yadrosi qulashi paytida juda yuqori haroratlarda tug‘iladigan va uning qobig‘i orqali osonlikcha o‘tib ketadigan elementar zarrachalar. Bu kuzatuvlar, yadroning o'zi neytron yulduzga qulagan paytda, qulab tushayotgan yulduz yadrosi massasining taxminan 10% neytrino sifatida chiqariladi, degan oldingi taxminni tasdiqladi. Juda massiv yulduzlarda, o'ta yangi yulduz portlashi paytida yadrolar yanada kattaroq zichlikka siqiladi va, ehtimol, qora tuynuklarga aylanadi, ammo yulduzning tashqi qatlamlari hali ham tashlanadi. So'nggi yillarda ba'zi kosmik gamma-nurlari portlashlari o'ta yangi yulduzlar bilan bog'liqligi haqida belgilar paydo bo'ldi. Koinot gamma-nurlari portlashlarining tabiati portlashlarning tabiati bilan bog'liq bo'lishi mumkin.

Supernova portlashlari atrofdagi yulduzlararo muhitga kuchli va xilma-xil ta'sir ko'rsatadi. Katta tezlikda uloqtirilgan o'ta yangi yulduz qobig'i uni o'rab turgan gazni tortib oladi va siqadi, bu esa gaz bulutlaridan yangi yulduzlarning paydo bo'lishiga turtki berishi mumkin. Rutgers universitetidan doktor Jon Xyuz boshchiligidagi astronomlar guruhi NASAning Chandra rentgen observatoriyasi kuzatuvlaridan foydalanib, o‘ta yangi yulduz portlashlarida kremniy, temir va boshqa elementlarning qanday hosil bo‘lishiga oydinlik kirituvchi muhim kashfiyotga erishdi. Kassiopiya A (Cas A) o'ta yangi yulduzining rentgen tasvirida portlash paytida yulduzning ichki qismidan chiqib ketgan kremniy, oltingugurt va temir bo'laklari aniqlangan.

Chandra rasadxonasi tomonidan olingan Cas A o'ta yangi yulduzi qoldig'i tasvirlarining yuqori sifati, ravshanligi va axborot mazmuni astronomlarga nafaqat ushbu qoldiqning ko'plab tugunlarining kimyoviy tarkibini aniqlashga, balki bu tugunlarning aniq qayerda paydo bo'lganligini aniqlashga imkon berdi. Misol uchun, eng ixcham va yorqin tugunlar asosan kremniy va oltingugurtdan juda kam temirdan iborat. Bu shuni ko'rsatadiki, ular yulduz ichida chuqur shakllangan, u erda o'ta yangi yulduz portlashi bilan yakunlangan qulash paytida harorat uch milliard darajaga etgan. Boshqa tugunlarda astronomlar ma'lum miqdordagi kremniy va oltingugurt aralashmalari bilan juda yuqori temir tarkibini topdilar. Ushbu modda portlash paytida harorat to'rtdan besh milliard darajadan yuqori ko'rsatkichlarga etgan qismlarda yanada chuqurroq shakllangan. Yorqin kremniyga boy va xira temirga boy tugunlarning o'ta yangi yulduzi Cas A qoldig'idagi joylashuvni taqqoslash shuni ko'rsatdiki, yulduzning eng chuqur qatlamlaridan kelib chiqadigan "temir" xususiyatlar qoldiqning tashqi chetlarida joylashgan. Bu shuni anglatadiki, portlash "temir" tugunlarini boshqalardan ko'ra uzoqroqqa tashladi. Va hozir ham ular portlash markazidan tezroq uzoqlashayotganga o'xshaydi. Chandra tomonidan olingan ma'lumotlarni o'rganish nazariyotchilar tomonidan taklif qilingan o'ta yangi yulduz portlashining tabiatini, jarayonning dinamikasini va yangi elementlarning kelib chiqishini tushuntiruvchi bir nechta mexanizmlardan biriga to'xtalib o'tishga imkon beradi.

SN I o'ta yangi yulduzlari juda o'xshash spektrlarga (vodorod chiziqlarisiz) va yorug'lik egri shakllariga ega, SN II spektrlari esa yorqin vodorod chiziqlarini o'z ichiga oladi va turli xil spektrlar va yorug'lik egri chiziqlari bilan ajralib turadi. Ushbu shaklda o'ta yangi yulduzlarning tasnifi 1980-yillarning o'rtalariga qadar mavjud edi. CCD qabul qiluvchilarining keng qo'llanilishi boshlanishi bilan kuzatuv materialining miqdori va sifati sezilarli darajada oshdi, bu esa ilgari erishib bo'lmaydigan zaif ob'ektlar uchun spektrogrammalarni olish, chiziqlarning intensivligi va kengligini aniqroq aniqlash, shuningdek yozib olish imkonini berdi. spektrlardagi zaifroq chiziqlar. Natijada, o'ta yangi yulduzlarning aniq belgilangan ikkilik tasnifi tez o'zgarib, murakkablasha boshladi.

O'ta yangi yulduzlar yonayotgan galaktikalar turlari bilan ham ajralib turadi. Spiral galaktikalarda ikkala turdagi o'ta yangi yulduzlar yonadi, ammo yulduzlararo muhit deyarli bo'lmagan va yulduz shakllanishi jarayoni tugagan elliptik galaktikalarda faqat SN I tipidagi o'ta yangi yulduzlar kuzatiladi, aniqki, portlashdan oldin bu juda eski yulduzlar, ularning massalari quyoshga yaqin. Va bu turdagi o'ta yangi yulduzlarning spektrlari va yorug'lik egri chiziqlari juda o'xshash bo'lgani uchun, bu xuddi shu yulduzlarning spiral galaktikalarda portlashini anglatadi. Quyoshga yaqin bo'lgan yulduzlarning evolyutsion yo'lining tabiiy yakuni bir vaqtning o'zida sayyora tumanligining shakllanishi bilan oq mittiga aylanishidir. Oq mitti tarkibida vodorod deyarli yo'q, chunki u oddiy yulduz evolyutsiyasining yakuniy mahsulotidir.

Bizning Galaktikamizda har yili bir nechta sayyora tumanliklari hosil bo'ladi, shuning uchun bunday massadagi yulduzlarning aksariyati o'z hayotini tinchgina yakunlaydi va har yuz yilda bir marta SN I tipidagi o'ta yangi yulduz portlaydi. Qanday sabablar xuddi shu turdagi boshqa yulduzlarning taqdiriga o'xshamaydigan juda o'ziga xos yakunni aniqlaydi? Mashhur hind astrofiziki S. Chandrasexar oq mitti massasi taxminan 1,4 quyosh massasidan kam bo'lgan taqdirda, u o'z hayotini xotirjamlik bilan "yashashini" ko'rsatdi. Ammo agar u etarlicha yaqin ikkilik tizimda bo'lsa, uning kuchli tortish kuchi materiyani sherik yulduzdan "tortib olishga" qodir, bu esa massaning asta-sekin o'sishiga olib keladi va u ruxsat etilgan chegaradan o'tib ketganda, kuchli portlash sodir bo'ladi, bu esa yulduzning o'limi.

SN II o'ta yangi yulduzlari yosh, massiv yulduzlar bilan aniq bog'langan, ularning qobig'ida vodorod ko'p miqdorda mavjud. Ushbu turdagi o'ta yangi yulduzlarning portlashlari boshlang'ich massasi 810 quyosh massasidan ortiq bo'lgan yulduzlar evolyutsiyasining yakuniy bosqichi hisoblanadi. Umuman olganda, bunday yulduzlarning evolyutsiyasi bir necha million yil ichida juda tez sodir bo'ladi, ular o'z vodorodini, keyin uglerodga aylanadigan geliyni yoqadilar, keyin esa uglerod atomlari yuqori atom raqamlariga ega bo'lgan atomlarga aylana boshlaydi.

Tabiatda energiya ajralib chiqadigan elementlarning o'zgarishi temir bilan tugaydi, ularning yadrolari eng barqaror bo'lib, ularning sintezi paytida energiya ajralib chiqmaydi. Shunday qilib, yulduzning yadrosi temirga aylanganda, undagi energiyaning chiqishi to'xtaydi, u endi tortishish kuchlariga qarshi tura olmaydi va shuning uchun tezda qisqarish yoki qulashni boshlaydi.

Yiqilish paytida yuz beradigan jarayonlar hali ham to'liq tushunilmagan. Biroq, ma'lumki, agar yadroning barcha moddasi neytronlarga aylansa, u holda u tortishish kuchlariga qarshi tura oladi, yulduz yadrosi "neytron yulduz" ga aylanadi va qulash to'xtaydi. Bunday holda, yulduz qobig'iga kirib, kengayishni keltirib chiqaradigan ulkan energiya ajralib chiqadi, biz buni o'ta yangi yulduz portlashi sifatida ko'ramiz.

Bundan o'ta yangi yulduz portlashlari va neytron yulduzlar va qora tuynuklarning paydo bo'lishi o'rtasidagi genetik aloqani kutish mumkin. Agar bundan oldin yulduzning evolyutsiyasi "sokin" sodir bo'lgan bo'lsa, unda uning qobig'i Quyosh radiusidan yuzlab marta kattaroq radiusga ega bo'lishi kerak, shuningdek, SN II o'ta yangi yulduzlari spektrini tushuntirish uchun etarli vodorodni ushlab turishi kerak.

O'ta yangi yulduzlar va pulsarlar

O'ta yangi yulduz portlashidan so'ng, kengayib borayotgan qobiq va turli xil nurlanishlardan tashqari, boshqa ob'ektlar qolishi 1968 yilda ma'lum bo'ldi, chunki bir yil oldin radioastronomlar pulsarlarni - radio manbalarini kashf qilishgan, ularning nurlanishi. qat'iy belgilangan vaqtdan keyin takrorlanadigan alohida impulslarda jamlangan. Olimlarni zarbalarning qat'iy davriyligi va ularning davrlarining qisqaligi hayratda qoldirdi. Pulsar eng ko'p e'tiborni tortdi, uning koordinatalari astronomlar uchun juda qiziq tumanlik koordinatalariga yaqin edi, Yelkanlar janubiy yulduz turkumida joylashgan, o'ta yangi yulduz portlashining qoldig'i hisoblangan uning davri atigi 0,089 soniya edi. Qisqichbaqa tumanligi markazida pulsar topilgandan so'ng (uning davri sekundning 1/30 qismini tashkil etdi), pulsarlarning qandaydir tarzda o'ta yangi yulduz portlashlari bilan bog'liqligi ma'lum bo'ldi. 1969-yil yanvar oyida Qisqichbaqa tumanligidagi pulsar 16-magnitudali zaif yulduz bilan aniqlandi, u xuddi shu davr bilan yorqinligini o'zgartiradi va 1977 yilda Yelkanlar turkumidagi pulsar ham yulduz bilan aniqlandi.

Pulsarlarning emissiyasining davriyligi ularning tez aylanishi bilan bog'liq, ammo bitta oddiy yulduz, hatto oq mitti ham pulsarlarga xos bo'lgan davr bilan aylana olmadi, u darhol markazdan qochma kuchlar tomonidan parchalanib ketadi va faqat neytron yulduz, juda zich va ixcham, ularning oldida turishi mumkin edi. Ko'pgina variantlarni tahlil qilish natijasida olimlar o'ta yangi yulduzlarning portlashlari neytron yulduzlarning shakllanishi bilan birga keladi degan xulosaga kelishdi, sifat jihatidan yangi turdagi ob'ektlar, ularning mavjudligi katta massali yulduzlarning evolyutsiyasi nazariyasi tomonidan bashorat qilingan.

O'ta yangi yulduzlar va qora tuynuklar

O'ta yangi yulduz portlashi va qora tuynuk paydo bo'lishi o'rtasidagi to'g'ridan-to'g'ri bog'liqlikning birinchi isboti ispan astronomlari tomonidan qo'lga kiritildi. Nova Scorpii 1994 ikkilik tizimida qora tuynuk atrofida aylanayotgan yulduz tomonidan chiqarilgan nurlanishni o'rganish natijasida uning tarkibida ko'p miqdorda kislorod, magniy, kremniy va oltingugurt borligi aniqlandi. Yaqin atrofdagi yulduz o'ta yangi yulduz portlashidan omon qolib, qora tuynukga aylanganda, bu elementlar u tomonidan tutilgan degan taxmin mavjud.

O'ta yangi yulduzlar (xususan, Ia tipidagi o'ta yangi yulduzlar) koinotdagi eng yorqin yulduz jismlari qatoriga kiradi, shuning uchun hatto eng uzoqdagilarni ham hozirda mavjud bo'lgan asbob-uskunalar yordamida o'rganish mumkin. Nisbatan yaqin galaktikalarda ko'plab Ia tipidagi o'ta yangi yulduzlar topilgan. Ushbu galaktikalargacha bo'lgan masofani etarlicha aniq hisoblash ularda paydo bo'lgan o'ta yangi yulduzlarning yorqinligini aniqlashga imkon berdi. Agar uzoqdagi o'ta yangi yulduzlar bir xil o'rtacha yorqinlikka ega deb faraz qilsak, maksimal yorqinlikda kuzatilgan kattalikdan ularga masofani baholash uchun ham foydalanish mumkin. O'ta yangi yulduzgacha bo'lgan masofani u portlagan galaktikaning yo'q bo'lib ketish tezligi (qizil siljishi) bilan taqqoslash koinotning kengayishini tavsiflovchi asosiy miqdorni, Hubble doimiysi deb ataladigan narsani aniqlashga imkon beradi.

Hatto 10 yil oldin uning uchun deyarli ikki baravar farq qiladigan 55 dan 100 km / s gacha bo'lgan qiymatlar olingan bo'lsa, bugungi kunda aniqlik sezilarli darajada oshdi, buning natijasida 72 km / s Mpc qiymati qabul qilindi. (taxminan 10% xatolik bilan). Qizil siljishi 1 ga yaqin bo'lgan uzoq o'ta yangi yulduzlar uchun masofa va qizil siljish o'rtasidagi bog'liqlik ham Olamdagi materiya zichligiga bog'liq bo'lgan miqdorlarni aniqlash imkonini beradi. Eynshteynning umumiy nisbiylik nazariyasiga ko‘ra, aynan materiyaning zichligi fazoning egriligini, demak, olamning kelajakdagi taqdirini belgilaydi. Ya'ni: u cheksiz ravishda kengayadimi yoki bu jarayon qachondir to'xtab, qisqarish bilan almashtiriladi. O'ta yangi yulduzlarning so'nggi tadqiqotlari shuni ko'rsatdiki, koinotdagi materiyaning zichligi kengayishni to'xtatish uchun etarli emas va u davom etadi. Va bu xulosani tasdiqlash uchun o'ta yangi yulduzlarni yangi kuzatishlar kerak.