ק. לונדמרק היה הראשון שדיבר על פיצוצי סופרנובה בגלקסיה שלנו בשנת 1921. הוא האמין שההבזקים הבהירים שנצפו בימי קדם ובימי הביניים היו נובות גלקטיות ואותם כוכבים שכונו מאוחר יותר סופרנובות. בשים לב להתפרצות 1054, שנצפתה בסין, הוא ציין שמקומו קרוב לערפילית הסרטנים - קריש גז בעל מבנה סיבי, הדומה לסרטן. מוזר שגם ערפילית זו נחקרה בשנת 1921 על ידי האסטרונומים האמריקאים סי למפלנד וג'יי דאנקן, ושניהם גילו שהיא מתרחבת באופן שיטתי, ומשך התפשטותה הוא כמעט תשע מאות שנים.

כעת קל לנו להשוות את העובדות הללו ולבסס את צירוף המקרים של ההתפרצות עם היווצרות הערפילית, אבל לא לונדמרק ולא חוקרים אמריקאים הגיעו למסקנה כזו. רק שבע שנים מאוחר יותר, א' האבל ציין לראשונה את צירוף המקרים הזה בחלוף, ועשר שנים לאחר מכן, לונדמרק כבר אמר בביטחון שערפילית הסרטנים נוצרה כתוצאה מהתפרצות של 1054. הוא מצא את גודל ההתפרצות הנראה לעין. והמרחק לסרטן והשיג את הכוכב המוחלט שלו ערך שהתברר כגבוה בהרבה מזה של חדש רגיל. זה הוכיח שבשנת 1054 אירע פיצוץ סופרנובה בגלקסיה. לא פחות חשובה הייתה ביסוס העובדה שנשארה במקומה ערפילית מתרחבת. הסיבה לעיכוב של שבע עשרה שנה, ככל הנראה, הייתה שבכרוניקה הסינית העתיקה והסמכותית ביותר נאמר כי "כמה סנטימטרים מדרום מזרח לטיאן-קואן, הופיע כוכב אורח (כפי שנקרא הופעת כוכבים ושביטים חרסינה)". "אינץ'" במקרה זה הוא בערך מעלה וחצי של הקשת של הכדור השמימי. בדרך כלל האמינו שהכוכב הראשי של קבוצת הכוכבים "טיאן-קואן" ("מחסום שמימי") הוא $\zeta$ מזל שור (איור 23). עם זאת, ערפילית הסרטנים ממוקמת לא מדרום-מזרח, אלא מצפון-מערב לכוכב זה. הייתי צריך לחשוד שיש טעות בטקסט הסיני.

אורז. 23.קבוצת הכוכבים מזל שור וסביבותיה.
חלוקות מעלות מסומנות בקצה השמאלי של המפה, הקו העבה עם חלוקות המעלות הוא האקליפטיקה. הגבולות של קבוצת הכוכבים מזל שור וקבוצות כוכבים מודרניות אחרות מסומנים בקו מקווקו, הכוכבים העיקריים מסומנים באותיות האלפבית היווני. התצורות של קבוצות הכוכבים הסיניות מוצגות בקווים מלאים, שמותיהן ניתנים באותיות נטוי. ערפילית הסרטנים מסומנת ב-X.

אבל האפשרות לטעות נדחתה בתוקף על ידי היסטוריונים של המדע ב סין העתיקה. בשנת 1971, מומחה לאסטרונומיה סינית עתיקה הו פינג-יו (מלזיה) והסינולוגים האמריקאים F. Paar ו-P. Parsons הצביעו על טקסט נוסף עם תיאור דומה של ההתפרצות מדרום מזרח ל"טיאן-קואן". לכן, לא הייתה טעות בכרוניקה. עלינו לחפש סיבה נוספת לבלבול בקביעת מיקום ההתפרצות. נראה שזה הושג על ידי מחבר הספר הזה.

במפות הסיניות העתיקות של השמים זרועי הכוכבים, אין כמעט קבוצות כוכבים עם אותם שמות, ורק "טיאן גואן" התברר כחמש: בקבוצות הכוכבים המודרניות של מזל שור, בתולה, קשת, מזל תאומים וגדי. חוקר אחר מהראשונים של מערכת קבוצות הכוכבים הסינית ג' שלגל ב-1875 ציין שכל אחד מ"המחסומים השמימיים" הללו מורכב משני כוכבים בהירים, אך העיקר - שהקו בין כוכבי המחסום הללו בהכרח חוצה את האקליפטיקה - נותר ללא תשומת לב. . אבל זו הייתה המטרה של קבוצות הכוכבים המיוחדות האלה: הם מילאו את התפקיד של מחסומים אמיתיים, וחסמו בחמישה מקומות את ה"כביש המהיר" הראשי - האקליפטיקה, באזור שבו מתרחשת תנועת גרמי השמיים: כוכבי לכת, השמש והירח.

שלגל ואחרים אחריו החשיבו את הכוכב השני של ה"טיאן-קואן" במזל שור ככוכב קלוש מדרום למזל שור ולא לקחו בחשבון שמחסום כזה אינו חוצה את האקליפטיקה. זו הייתה הטעות שהובילה לבלבול בקביעת מיקומו של פיצוץ הסופרנובה.

מזל שור הוא גם זוג כוכבים טבעי שעונה על הדרישה שלנו. אגב, היפרכוס קורא להן "קרני שור", שפוגש איתן את המאורות הנעים לאורך האקליפטיקה - תפקיד די דומה ל"מחסום השמימי"! מדוע אף אחד לא שם לב למזל שור כמרכיב טבעי, ויותר מכך, המרכיב הבהיר העיקרי של "טיאן-קואן"? מכיוון שקשר המחסומים עם האקליפטיקה לא נחשף, וחוץ מזה, כוכב זה היה אחד הכוכבים העיקריים של קבוצת הכוכבים השכנה "U-Che" ("חמש מרכבות"), שנמצאת באתר של קבוצת הכוכבים שלנו אוריגה. אבל זו גם הייתה התנגדות חסרת חשיבות, מכיוון שה"טיאן-קואן" אינן קבוצות כוכבים עצמאיות לחלוטין: במזל קשת ובתאומים הן חלק מקבוצות כוכבים שכנות. זה אותו דבר עם "המחסום" במזל שור.

היה נהוג בהחלט שהסינים מציינים את מיקומו של "כוכב האורח" ביחס לכוכב הבהיר ביותר בקבוצת הכוכבים. ב"טיאן-קואן" בשור, עלינו לראות כעת את מזל שור ככוכב שכזה, ואז הטקסט השנוי במחלוקת מהכרוניקה הסינית מקבל פרשנות ברורה: "דרום מזרח למזל שור במרחק של כמה מעלות". דרום מזרחית לכוכב זה, שבע מעלות ממנו, נמצאת ערפילית הסרטנים.

נדבר הרבה יותר על ערפילית הסרטנים בפרקים הבאים, מכיוון שהיא מילאה תפקיד יוצא דופן במחקר אסטרופיזי. לכן, מעניין במיוחד מידע מפורט על הפלאש: הבהירות שלו, הצבע, השינויים שלהם ותכונות אחרות. עם זאת, אין כמעט השוואה ישירה של הבהירות של כוכב מתרחב לשום דבר אחר. אף על פי כן, ניסיון לחקור את הבעיה נעשה בשנת 1942 על ידי האסטרונום ההולנדי ג'יי אורט והאמריקאי N. Mayall. הם קבעו מטקסטים סיניים כי בפעם הראשונה הבחינו בסופרנובה ב-4 ביולי, והיא נראתה אפילו לפני רדת החשיכה במשך 23 ימים, ובלילה היא נצפתה עד אמצע אפריל 1056.

אם ניקח בחשבון שאנחנו יכולים לראות את נוגה כשהשמש לא שקעה, כשהבהירות שלה עולה על גודל - 3.5, והסופרנובה הפסיקה להיראות בלילה, לאחר שבהירותה ירדה לגודל החמישי, אז נקבל שהכוכב נחלש ב-8.5 דרגות תוך 650 ימים, בממוצע של 1.3 דרגות למאה ימים. אבל כעת אנו יודעים שקצב ריקבון כה איטי, בשילוב עם התפשטות איטית של הקונכייה (כפי שניתן לראות בערפילית הסרטנים), אפשרי רק בסופרנובות מסוג II.

אורט ומייאל דחו מספר התייחסויות לתאריכים מוקדמים יותר של תצפיות סופרנובה, בעיקר תיעוד יפני מסוף מאי, מכיוון שהסופרנובה הייתה מוסתרת אז על ידי השמש ואי אפשר לראות אותה, ושלושה טקסטים סיניים הטוענים כי היה ליקוי חמה של השמש ב-1054. בשעות היום ו"כוכב אורח" הופיע ב"בית הירח של מאו" (פליאדות)". המקומות והרגעים של כל הליקויים מחושבים במדויק ב"קנון הליקויים" של ט' אופולצר, והליקוי שאליו מתייחס התרחש בירח החדש של מאי בדרום סין אחר הצהריים של 9 במאי 1054. כעת, 40 שנה לאחר עבודה של אורט ומייאל, אנו יכולים לומר שגם טקסטים יפניים וגם סיניים לא הכילו שגיאות: סופרנובה נראתה במאי. המתורגמנים המודרניים טעו. אבל זה התברר לאחר שנמצא מידע על תצפיות סופרנובה בארמניה.

בשנת 1969, החוקרים הסובייטים I.S. אסטאפוביץ' וב.ע. טומניאן נמצאה במאגר המאטנדראן של כתבי יד ארמניים עתיקים, ובשנת 1975 פוענח סופית הטקסט האסטרונומי של אטום פטמיך. בתרגום הוא אמר שבשנת 1054 "הופיע כוכב על דיסקית הירח כשהיה ירח חדש ב-14 במאי במחצית הראשונה של הלילה". אנחנו כבר יודעים שלפי הלוח המודרני, הירח החדש היה ב-9 במאי, וקצת יותר מיממה לאחר מכן, כפי שמראה החישובים. הירח הכי קרוב לסופרנובה. ניתן היה לראות את הרגע הזה בירוואן ב-10 במאי עם שקיעת הירח, שיום לאחר הירח החדש נראה כמו מגל צר במיוחד. אבל הסופרנובה הייתה כמעט ארבעה קוטרי ירח מתחת לירח. נ.ש. אסטאפוביץ' הראה בצורה משכנעת שניתן להפחית באופן משמעותי את המרחק הזה ליד האופק על ידי שלוש השפעות אופטיות: הפרלקסה האופקית של הירח, הקרנה ושבירה חריגה של אור הכוכב ליד האופק. כתוצאה מכך, ניתן היה לראות את המראה המדהים של כוכב בהיר בקרבת סהר הירח.

אם פטמיץ' ראה סופרנובה, אז הטקסטים שציינו את הופעתה במהלך ליקוי חמה נכונים. העובדה היא שהאינדיקציה של "בית הירח של מאו" מתייחסת כנראה רק לשמש, שבזמן הליקוי אכן הייתה בפליאדות. אולי הטקסט ציין שבשמים הכהים במהלך הליקוי, בין הכוכבים המוכרים, הם ראו גם "כוכב אורח". כשהליקוי הסתיים, הוא נעלם לאור היום, ולכן הוא עדיין לא היה מספיק בהיר והגיע למקסימום למחרת. עד תחילת יולי, במשך כמעט חודשיים, הוא יכול להיות בהיר יותר מ-3.5 עוצמה, ולעתים נצפה על רקע כחול של שמים כשהשמש עדיין לא שוקעת. שהייה ארוכה במקסימום אופיינית גם היא, כידוע, לסופרנובות מסוג II - זהו טיעון נוסף בעד סיווג כזה של ההתפרצות.

בנוסף לתצפית אפשרית של סופרנובה בארמניה, ידועות כעת נסיבות אחרות הקשורות להתפרצות 1054, שאמינותן מותנית, אך הן משולבות באופן סביר עם מידע אחר אמין יותר על הסופרנובה. אלו הם גילופי סלע בצפון מדבר אריזונה.

בשנת 1955 גילה שם הארכיאולוג האמריקני וו. מילר שני ציורי סלע של עלילה יוצאת דופן עבור אינדיאנים בצפון אמריקה, כלומר, המכילים מוטיבים של סהר ירח ועיגול המתאר כוכב (איור 24). ציור אחד היה במערה על הר השולחן הלבן ותאר ירח צעיר עם כוכב בהיר על הקרן התחתונה, וציור אחר, הממוקם לא הרחק מהראשון על קיר קניון הנבאחו, תיאר מגל הפונה לכיוון השני, כלומר. , הירח הישן וכוכב מתחתיו .

אורז. 24.אמנות רוק של אריזונה.
הציור השמאלי נמצא במערת הר השולחן הלבן ומתאר את הירח הצעיר המתקרב לכוכב, הציור הימני נמצא על קיר קניון הנבאחו; ירח ישן וכוכב בהיר.

שרידי גחלים במוקדי המערות וסגנון הרישומים בחלק זה של הקניון הראו שהמערות היו מאוכלסות על ידי האינדיאנים הנבאחו במאות ה-10-12. סביר להניח שהאינדיאנים נדהמו מהמחזה המרהיב של קרבת הירח והסופרנובה של 1054. מפגשי הירח עם הכוכבים בדרכו מתרחשים בדיוק לאחר 27 ימים ו-7 שעות. בפרט, הירח הישן התקרב לסופרנובה ב-4 ביוני 1054, זמן קצר לאחר שהחל להיחשף בסין. אירוע זה יכול להתאים לתבנית בקניון. באשר לציור במערה, מילר והאסטרונומים שחקרו אותה האמינו מאוחר יותר שהאמן הקדום הפך את דמותו של הירח, כפי שעושים בני דורנו כשהם מתבקשים בהפתעה לצייר את הירח מהזיכרון. כדי לאשר עובדה זו, אף ערכו ניסויים המוניים, אשר אישרו את חוסר תשומת הלב של בני דורנו. ובכן, כרגיל, הם שוב האשימו את האמן העתיק בטעויות.

אורז. 25.עקומות אור של חמש סופרנובות גלקטיות.
אופקי - שלב בימים, אנכי - גדלים כוכביים לכאורה. 1 - סופרנובה סינית 185 2 - סופרנובה 1006 3 - סופרנובה 1054, 4 - הסופרנובה של Brahe 1572, 5 - הסופרנובה של קפלר 1604

אבל השוואה עם אדם מודרנילא עומד בביקורת. הירח בעידן הניאוליתי ובמשך זמן רב אחריו היה עבור אנשים לא מנורת לילה פשוטה, אלא גם שעון ולוח שנה. לפי מיקום בשמים ולפי שלב, ניתן היה לשפוט את השעה ביום ואת היום חודש ירח. עדיין אי אפשר היה לבלבל את הירח הצעיר עם הירח הישן, כי הירח הצעיר נראה בערב, והישן בבוקר.

ככל הנראה תוארו שני אירועים שונים. I.S. אסטאפוביץ' הפנה את תשומת הלב לעובדה שהציור במערה, שנחשבה הפוכה, תואם בדיוק להתקרבות חודש מאי של הירח לסופרנובה, שנראתה ב-10 במאי בארמניה בשעת השקיעה. אבל באריזונה, הרגע הזה היה במהלך היום, הירח נראה רק כמה שעות לאחר מכן, כשהחל לשקוע. המרחק בינה לבין הכוכב בשקיעה באריזונה כבר לא היה מינימלי.

על איור. 25 מראה את עקומת האור כביכול של הסופרנובה של 1054. במקסימום, היא הגיעה לגודל -5, והמחלקה הפוטומטרית הייתה כנראה II.5.

החיפוש אחר סופרנובות גלקטיות

בשנים 1943-1945. האסטרונום הסובייטי B.V. קוקארקין והאסטרונום האמריקאי W. Baade חקרו באופן עצמאי שתי סופרנובות גלקטיות נוספות. אלו היו ההתפרצויות הבהירות ביותר של כוכבים ערב העידן הטלסקופי, הידוע כ"נובה של טיכו ברהה משנת 1572 והנובה של יוהנס קפלר משנת 1604. בני דורנו השתמשו בהשוואות של בהירות כוכבי לכת חדשים וכוכבים שכנים שניתנו בעבודותיהם של ברהה וקפלר. . כיום ניתן לחשב במדויק את גודלם של כוכבי הלכת לכל רגע בעבר, וידועים הגדלים המדויקים של כוכבים הנראים לעין בלתי מזוינת. זה איפשר לשחזר את עקומות האור של שני ההתלקחויות הבהירות (הן מוצגות באיור 25). גם רישומים היסטוריים קוריאניים של קפלר החדש נבדקו בצורה לא שווה, והשלימו באופן משמעותי את התצפיות האירופיות. הבהירות המקסימלית של הסופרנובה של 1572, לפי ההגדרות שלנו, הייתה -4.5, ושל הסופרנובה של 1604 הייתה -3.5, כלומר, בשני המקרים היא הגיעה לבהירות של נוגה. אבל הדבר המעניין ביותר הוא שעקומות האור שלהם לא רק שהתבררו כסוג I בהחלט, אלא ששניהם התאימו בצורה הטובה ביותר למעמד הפוטומטרי I.12.

באתרי ההתפרצויות, תחילה בניו קפלר, ולאחר מכן בניו ברהה, גילה W. Baade ערפיליות חוטיות קלושות ומרופטות. למרות שהערפיליות הללו שונות בפירוט מערפילית הסרטנים, היא עדיין הייתה סימן חדש לחיפוש אחר סופרנובות בגלקסיה שלנו, כולל כאלה שמסיבה זו או אחרת לא נצפו כהבזקים בעבר. לכן, זה היה די טבעי להציע, שהועלה ב-1946 על ידי אורט, שהערפילית החוטים הגדולה בקבוצת הכוכבים סיגנוס היא גם שארית סופרנובה שהאטה זה מכבר בגז הבין-כוכבי. יותר משלושה תריסר ערפיליות חוטיות כאלה כבר נמצאו בשמים. הבהירים שבהם נחקרו על ידי האסטרופיזיקאים הסובייטים G.A. שיין ו-V.F. עַזָה. כל שרידי הסופרנובה הללו הם בני אלפי שנים.

ב-1948 התגלו המקורות החזקים הראשונים של פליטת רדיו קוסמית, וחלקם שכבו באזור שביל החלב. מקורות אלו נקראו קשת A (מאוחר יותר נמצא בליבת הגלקסיה), קסיופיאה A ושור A. באותה תקופה, טלסקופי רדיו קבעו את מיקומו של מקור הרדיו בשמיים באופן גס, אך עדיין שנה לאחר מכן, האוסטרלי אסטרונום הרדיו ג'יי בולטון ועמיתיו גילו שהפתוח מוקדם יותר, מקור הרדיו Taurus A עולה בקנה אחד עם ערפילית הסרטנים.

המחקר של מקור רדיו זה במספר אורכי גל הראה שעוצמתו עולה עם המעבר לאורכי גל ארוכים יותר. זו הייתה עובדה חשובה, שהשלכותיה הובנו מאוחר יותר. אנחנו כבר יודעים את זה מחומם גרמי שמיםהם גם פולטים גלים בטווח הרדיו, אבל אם מקור הקרינה הוא תרמי, אז עוצמתה בגלי רדיו יורדת עם המעבר לגלים ארוכים יותר. אולם במקרה של ערפילית הסרטנים, מהלך השינוי בעוצמת פליטת הרדיו עם אורך הגל שונה: העוצמה עולה עם הגדלת אורך הגל. זה מראה שלפליטת הרדיו של האובייקט יש אופי לא תרמי. במבט קדימה, אנו מציינים כי בנוסף לשרידי סופרנובה, קרינה לא-תרמית קיימת במקורות חוץ-גלקטיים: גלקסיות רדיו וקוואזרים. פליטת רדיו לא-תרמית חלשה נוצרת גם על ידי המדיום הבין-כוכבי של זרועות ספירליות.

הגילוי של פליטת רדיו לא תרמית מערפילית הסרטנים הניע את החיפוש אחר שרידי סופרנובה באמצעות תכונה חדשה זו. בשנת 1952, באאדה מצא ערפילית חוטית חלשה באתר שבו נצפה מקור הרדיו Cassiopeia A. האסטרונומים הסובייטים P.P. פרנגו וג'יי.ס. שקלובסקי הציע שזהו גם שריד של סופרנובה, אולי אפילו נצפתה בסין העתיקה (בקבוצת הכוכבים קסיופיה, צופים קדומים ראו התפרצויות רבות). חוקרים אחרים, כמו מינקובסקי, לא הסכימו עם נקודת המבט שלהם.

אבל בשנת 1955 הצליח ר' מינקובסקי למדוד את תנועת הגושים של הערפילית הזו ומצא שלמרות השונות שלה לערפילית הסרטנים, היא גם חלק ממעטפת שמתרחבת במהירות. הוא נאלץ לחזור בו מההתנגדויות שלו. מתוך התפשטות הערפילית ניתן היה לקבוע את גילה של הסופרנובה הזו. המחקר האחרון של האסטרונומים הקנדיים ק. קמפר וס. ואן דן ברג מצביע על תאריך ההתפרצות בסביבות 1653 באי ודאות של כ-3 שנים. זה אומר שזה קרה ממש לא מזמן, כבר לאחר התפרצויות הסופרנובות ברהה וקפלר, בעידן הטלסקופים של יאן הבליוס, אבל בינתיים, הוא לא נראה בקבוצת הכוכבים קסיופיאה, שתמיד נגישה לתצפיות ואינה מכוונת. בקווי הרוחב הממוזגים של חצי הכדור שלנו. הסופרנובה הצעירה שהתגלתה על ידי אסטרונומיה הרדיו התבררה כאובייקט מעניין במיוחד מבחינות רבות.

עד היום, אסטרונומיה רדיו אפשרה למצוא 135 מקורות רדיו לא תרמיים השייכים לגלקסיה שלנו. הם שרידי סופרנובה בגילאים שונים. רק עבור עצמים צעירים יחסית, שנצפו בפירוט מספק במאות השנים האחרונות על ידי קודמינו, נוכל לקבוע את הסוג, ולפעמים אפילו את המחלקה הפוטומטרית, של סופרנובה מתוך עקומות האור.

תצפיות סופרנובה בעת העתיקה

מדענים אספו מידע על תצפיות עתיקות של התלקחויות כוכבים, הופעת שביטים ותופעות חריגות אחרות במשך זמן רב. הסיכומים הראשונים של נתונים כאלה, שנאספו ממקורות סיניים, מזרח תיכוניים ואירופים, שייכים לחוקר השביט הצרפתי A.G. פינגרה, שפרסם ב-1783 את היצירה בת שני הכרכים Cometography. הוא השתמש בכמה טקסטים רומיים ותנ"כיים, כמו גם בתרגומים הראשונים של האנציקלופדיה הסינית מימי הביניים "Wenxian Tongkao", שחיברה על ידי Ma Duanlin, ובכמה כתבי יד אחרים, שחלקם אבדו אז ללא עקבות בעידן המהפכה הצרפתית .

לרוע המזל, הרשימה של פינגרה נשכחה ללא צדק על ידי הומבולדט והן לונדמרק. עד כה, האוסף השלם ביותר של כל התופעות הנחשבות, מסיבה זו או אחרת, להתלקחויות כוכבים, חובר על ידי מחבר ספר זה ונכלל ב"קטלוג הכללי של כוכבים משתנים" הבינלאומי, המתעדכן באופן קבוע בנתונים חדשים.

מימי קדם ועד 1700, יש כ-200 התפרצויות, בעיקר כוכבים חדשים, ונמשכים החיפושים בדברי הימים של כתבי יד וכרוניקות. שימו לב שעד לאחרונה האמינו שיש מעט התפרצויות באירופה, בים התיכון ובמזרח התיכון: רק 5-7, והשאר נראו במדינות המזרח הרחוק. בהסתמך על החומרים של פינגרה, כרוניקות רומיות הראו כי כ-25 התפרצויות צוינו במערב. זו כבר תרומה רצינית, המשמשת להשוואה צולבת של תיאורי התלקחות.

כיצד ניתן לזהות סופרנובות בין ההתלקחויות שנצפו? שלוש הסופרנובות הגלקטיות הבהירות שדיברנו עליהן בעמודים הקודמים הגיעו ועברו את הגודל של -3.5. וזו לא תאונה. כדי שההתלקחות של כוכב תתגלה בקלות בעין בלתי מזוינת, היא חייבת להיות לפחות בגודל 3. ואז הוא שובר את הדמויות הרגילות של קבוצות הכוכבים ומושך את העין. לכוכב חדש תהיה בהירות מרבית כזו אם הוא ממוקם לא יותר מאלף שנות אור מאיתנו. מצד שני, סופרנובה שהתפרצה בחלק המרוחק ביותר של הגלקסיה שלנו, אם לא הייתה הכחדה בין כוכבית, תהיה בהירה מגודל אפס ותהיה נצפית, בהתאם לסוג עקומת האור, בין 3 ל-8 חודשים. לפיכך, קיימת אפשרות חזקה שהבזק בהיר מגודל אפס הוא סופרנובה.

עד לשנים האחרונות, הדיווח העתיק ביותר שהגיע אלינו על תצפיות בכוכבים בהירים היה אזכור של כוכב שביט בשנת 2296 לפני הספירה. e., נמצא על ידי Pingre ונכלל בתיעוד של מסורות בעל פה על השליט הסיני הראשון יאו. הכתיבה בסין התעוררה מאלף וחצי לאחר מכן. אבל לפני כמה שנים, ג'יי מיכנובסקי (ארה"ב) פענח לוח חרס של השומרים (תושבי מסופוטמיה העתיקה), שבו גם תיעדה את האגדה הקדומה ביותר בעל פה על "השמש-אלוהות השנייה" שהופיעה בצד הדרומי של השמיים. , אך עד מהרה דעך ונעלם. תופעה זו מיוחסת ל-3-4 אלפי שנים לפני הספירה. ה. וקשורים להתפוצצות סופרנובה, שלאחריה נשארה השריד הקרוב אלינו - ערפילית Sail X.

כעת יש לנו מידע מסוים ואמין על התפרצות, ככל הנראה סופרנובה, שנראתה בסין ב-7 בדצמבר 185 לספירה. ה. והיה גלוי עד יולי 186 או 187. כך מתוארת תופעה זו: "בתקופת ג'ונג-צ'ינג, בשנה השנייה, הירח ה-10 ביום קווי-האו, הופיע כוכב יוצא דופן באמצע נאן-מנג. זה היה בגודל של אבוקסיס במבוק והראה ברציפות חמישה צבעים. בהדרגה היא הפחיתה את הברק שלה לקראת הירח השישי לאחר השנה שלאחר מכן, כשהיא נעלמה." תיאור זה מכיל את תאריך התופעה, משכה ומקומה בשמים, אופייה מצוין: חוסר תנועה בין הכוכבים, היחלשות הזוהר ושינוי צבע. שימו לב שזהו האזכור היחיד לתופעה של 185, מידע אחר לא הגיע אלינו.

קבוצת הכוכבים "נאן-מן" היא גם הקנטאורי. בלו-יאנג, הבירה העתיקה של סין, הוא התרומם שלוש מעלות מעל האופק ונראה לא יותר משעתיים בלילה, כך שהכוכב חייב להיות בהיר במיוחד כדי להבחין בו. האמינו כי ההתפרצות נצפתה במשך 7 חודשים, אך פ. סטפנסון טוען כי יש לתרגם את ההירוגליף המקביל בטקסט לא כ"שנה הבאה", אלא במובן של "בשנה הבאה", ומעריך את משך הזמן ב-20 חודשים.

לדעתנו, הטיעון המכריע שמעיד על התפרצות סופרנובה, ולא כוכב חדש, הוא השינוי העקבי בצבע ההתפרצות. כוכבים חדשים כמעט ולא משנים את צבעם, בעוד שהסופרנובות לבנות במקסימום ואז הופכות ברציפות לצהובים, אדומים, צהובים ולבנים. מכיוון שהטקסט מדבר על חמישה צבעים, התצפיות הראשונות מתייחסות לבמה צבע לבןכלומר עד המקסימום הברק.

מה הייתה הבהירות המקסימלית של סופרנובה? הטקסט אינו מספק מידע ישיר, אך נוכל לחשב אותו לפי משך התופעה. ראות של שבעה חודשים של כוכב סמוך לאופק מצביעה על גודל כוכבי של ההתלקחות שאינו גבוה מ-4, ו-20 חודשים מצביע על עוצמה של 4 עד 8. מסתבר בחירה רחבה למדי, שיכולה להיות מוגבלת אם תמצא שארית סופרנובה.

ארבעה מקורות רדיו לא תרמיים, כלומר שרידי סופרנובה, נמצאו בין קנטאורי. ממוקם באמצע חופף עם ערפילית חוטית חלשה. לאחרונה גילה את פליטת קרני הרנטגן התרמית שלו - סימן נוער השוואתישארית סופרנובה. גילו, המחושב על פי עוצמת פליטת הרדיו, קטן מגיל שלושת האחרים, אך עולה על 1700 שנים, כלומר, מתברר שהוא מבוגר מההתפרצות הנצפית, מה שיש לייחס לחספוס של שיטה זו. קביעת הגיל. המרחק לשריד הוא 2-3 kpc, ולפיכך סופרנובה מסוג I שהתפוצצה במרחק כזה, לאחר היחלשותה בבליעה בין כוכבית, תגיע לגודל -4, ובמקרה של סוג II היא תהיה -2. . ככל הנראה, סוג I מתאים יותר.

ניסיונות לזהות פיצוצי סופרנובה המתוארים בטקסטים עתיקים, "מהדלת האחורית", תוך שימוש בנתונים על שרידי סופרנובה גלקטית, היו באופנה רבה לפני כעשרים שנה. נקודת התורפה שלהם הייתה האינדיקציות הגסות מאוד של הכרוניקות על תחום ההתפרצויות. כשהתאפשר איכשהו לקבוע את גילם של השרידים, התגלה האופי הדמיוני של "זיהויים" רבים.

תפקיד חשוב כעת ממשיך לשחק בחיפוש אחר טקסטים ישנים המכילים מידע אסטרונומי רב ערך. מאלפת במיוחד בהקשר זה היא ההיסטוריה של חקר הסופרנובה של 1006. התפרצות זו, שנצפתה בקבוצת הכוכבים הדרומית של הזאב, ליד האופק, הוזכרה בשבעה יפנית, שש סינית, שש אירופאית, חמש ערבית וקוריאנית אחת. דִברֵי הַיָמִים. כותבי הימים המתארים את התופעות לא תמיד היו משקיפים ועדי ראייה מקצועיים, אבל לפעמים יש תיאורים של עדי ראייה. כזה היה האסטרולוג עלי בן רידוואן, שתיאר בפרוטרוט את תופעת 1006, אותה ראה אישית בצעירותו. הוא זכר היטב את מיקומם של כוכבי הלכת בעת הופעת הכוכב, והחוקר האמריקאי ב' גולדשטיין הצליח לקבוע את התאריך והמקום של תופעה זו בשמים. הוא השיג תוצאות דומות מכרוניקות סיניות.

כמו במקרה של הסופרנובה של 1054, אנו מתמודדים כאן עם מיעוט המידע על בהירות הסופרנובה. עם זאת, מוזר שהתיאור הראשון של הסופרנובה ב-28 באפריל, על ידי אסטרונומים יפנים, ציין את צבעו הכחול-לבן של הכוכב, והצופים הבאים קוראים פה אחד לצבע הכוכב צהוב וזהוב. אם לשפוט לפי המידע הזה, היפנים ראו את הסופרנובה הזו עוד לפני שהגיעה לבהירות המקסימלית שלה. מקורות סיניים גם ציינו שב-1 במאי הבהירות שלו גדלה בהדרגה והתקרבה לבהירות של נוגה. חמישה מקורות משווים את הזוהר של סופרנובה לזה של ירח לא שלם, למרות שאיש לא מזכיר שהכוכב נראה גם בשעות היום. כמובן, בחודש מאי, הכוכב עלה ושקע בשעת לילה מאוחרת. גם אם הוא היה שווה בזוהר לנוגה, הוא היה עושה רושם עצום על רקע לילה עמוק ללא ירח, בעוד שאנו רואים את נוגה רק בשעת בין ערביים על רקע בהיר של עלות השחר. גם הצללים מהארת אובייקטי הסופרנובה הגבירו את הרושם ושימשו, ככל הנראה, בסיס להשוואות עם הירח הלא שלם. ולמעשה, סופרנובה יכולה להיראות בהירה יותר מנוגה, אך חלשה יותר מהירח בעוד רבע. עלי בן רידוואן מציין ש"גודל" הכוכב עלה על נוגה פי 2.5-3. השוואה זו הייתה "נעדרת", שכן הכוכב עלה הרבה יותר מאוחר מהתפאורה של ונוס. החוקרים ניסו לחשב מחדש את ההערכה של עלי בן רידוואן בהתבסס על נתונים ישנים בערבית ומודרנית על הממדים הזוויתיים לכאורה של נוגה, אך התברר שזו שטות. עלי בן רידוואן התכוון כנראה שהכוכב היה בהיר יותר מונוס ב-2-3 דרגות. מכיוון שנוגה יכול היה להיות בגודל -3 בערבי מאי, הסופרנובה בבהירות המקסימלית שלה יכולה הייתה להיות בגודל -6.

הנסיבות ההן; שבחודש יולי הסופרנובה הייתה אמורה לעלות בשעות היום לאחר הצהריים, אך היא לא נראתה על רקע שמי היום, מה שמעיד על כך שהיא נראתה חלשה מ-3.5 דרגות בחודש זה. כשהיא נראתה שוב בלילה, היא עדיין בלט בזוהר מהכוכבים שמסביב. מיולי ועד סוף נובמבר, אסטרונומי החצר היפניים דיווחו על נראותו פי תשעה לקיסר. אסטרונומים סיניים ראו אותה בבוקר במזרח עד סוף השנה. בשנת 1007 לא היה עוד מידע על סופרנובה. נכון, יש דיווח במקור אחד, שגולדשטיין מתרגם כאמירה שהיא נראתה לפני 1016, אבל זו אי הבנה ברורה, שכן במקרה זה הסופרנובה במקסימום תהיה כה בהירה שהיא תאיר במהלך היום במשך זמן רב.

התחשבות בנסיבות הנראות של הסופרנובה מדברת בעד העובדה שמדובר בסופרנובה מסוג I. בין מספר מקורות של פליטת רדיו לא-תרמית באזור ההתלקחות, נמצא אחד עם עקבות של חוטי גז ועם פליטת קרני רנטגן אופיינית. ב-1979, לא הרחק ממרכז שארית הסופרנובה הזו, גילו פ. שוויצר וג'יי מידדיץ' כוכב כחול בגודל 17, שהוא, אם לשפוט לפי הספקטרום, גמד לבן.

במבט קדימה, נציין שבאותו זמן כבר נמצאו ונחקרו כוכבים מרכזיים כחולים וחלשים בשתי שרידי סופרנובה - בערפילית הסרטנים ובמפרשים X, שהתבררו כממצמצים בתדירות גבוהה - 30 ו-10 פעמים בשנייה. , בהתאמה. עם זאת, לא נמצאו תנודות בבהירות של כוכב שווייצר. יכול להתברר שהכוכב הזה מוקרן בטעות על מקור רדיו והוא אחד מהאובייקטים הרגילים של הדיסק הגלקטי לפני או מאחורי שארית הסופרנובה. אבל, מצד שני, זה יכול להיות גם השריד הכוכבי שהתגלה הראשון של סופרנובה מסוג I! היה צריך לסדר את זה. ובינואר 1982, מלוויין חמוש בספקטרומטרים אולטרה סגולים, הושגו הספקטרום של האובייקט הזה מ-1200 עד 3200. הספקטרום חשף קווי ספיגה השייכים לקליפה המתרחבת של שארית סופרנובה הממוקמת מול הכוכב; התזוזה שלהם הצביעה על מהירות התפשטות של 5,000 עד 6,000 קמ"ש. זה מילא תפקיד מכריע בביסוס התוכנית האמיתית לפיתוח התפרצויות סופרנובה מסוג I.

טבלה 13. סופרנובות גלקטיות
סופרנובה, שנת פלאש	185	1006	1054	1181	1572	1592	1604
קבוצת כוכבים	קנטאורוס	זְאֵב	מַזַל שׁוֹר	קסיופיאה	קסיופיאה	קסיופיאה	אופיוצ'וס
מדינה או חלק מהעולם שבו נצפתה סופרנובה	חרסינה	אסיה, אפריקה	אסיה, אמריקה	אַסְיָה	אירופה אסיה	קוריאה	אירופה אסיה
משך התצפית, ימים	225	240	710	185	560	100	365
גודל לכאורה במקסימום	-4	-6	-5	1	-4.5	2	-3.5
שיעור פוטומטרי	אני מקליד	I.14	II. 5	II. 3	I.12	?	I.12
קצב התפשטות המעטפת, ק"מ/ש'	-	-8 000	-7 000	-8 000	-10 000	?	-10 000
שארית סופרנובה	יש	יש	מזל שור "סרטן"	3S 58	קסיופיה ב	קסיופיאה א	יש
מרחק לשאר, kps	2-3	4	2	8	5	3	10

נותר לנו לספר יותר על הבזק הבהיר של 1181, שנצפה בעיקר ביפן (פ. סטפנסון מנה שש כרוניקות שבהן הוא הוזכר), וכן בסין ובאירופה. זה היה גלוי במשך חצי שנה, פעם היה לו צבע "כחול-צהוב" והיה שווה בבהירותו לשבתאי. ההתפרצות התרחשה בקבוצת הכוכבים קסיופיה. היחלשותה של סופרנובה ב-4 גדלים בחצי שנה אופיינית לסוג II. באתר ההתפרצות, שהוקם בצורה מהימנה, ישנו מקור רדיו לא תרמי עם ליבה בהירה שהתגלתה עוד בשנת 1952 - ה"כפול" של מקור הרדיו מזל שור A. לאחרונה התגלתה ערפילית חוט הדומה לערפילית הסרטנים. נמצא כאן גם בקטע מאובק כבד של שביל החלב. זה מאשר שההתלקחות שייכת לסופרנובות מסוג II.

באיזו תדירות יש פיצוצי סופרנובה בגלקסיה?

עד כה, יש לנו רשימה קטנה יחסית של סופרנובות שנצפו (טבלה 13); במקביל, נמצאו 135 מקורות רדיו שהם שרידי סופרנובה. רוב השרידים הם בגיל מבוגר, ממוקמים בשביל החלב באזורים של הכחדה בין-כוכבית חזקה. לכן, כמעט ולא ניתן היה לראות את ההבזקים שלהם. אך בין השרידים נמצאו גם כאלה שהתפרצויותיהם אירעו באמצע המאה הקודמת, אך לא נצפו מהסיבות שצוינו לעיל.

מכיוון שאנו עצמנו נמצאים בגלקסיה, ופיצוצי סופרנובה הם לא רק מחזה גרנדיוזי, אלא גם, כפי שנראה בהמשך, גורם משפיע על חיינו. מערכת השמש, השאלה באיזו תדירות התפוצצויות סופרנובה בגלקסיה רחוקה מלהיות אקדמית, אבל גם חיונית.

לפי הטבלה 11 בפרק VII, השגנו מרווח בין התפוצצויות סופרנובה בגלקסיה שלנו של 110 שנים עם אי ודאות של 60%, כלומר, מרווחים ממוצעים בין 44 ל-176 שנים אפשריים. חישובים אלו מבוססים על תצפיות של סופרנובות בגלקסיות ספירליות אחרות ומתבססים על ההנחה שמערכת הכוכבים שלנו היא מסוג Sb. אם הוא מסוג Sc, יש להפחית את המרווחים בין הבזקים לפי גורם של 10. באופן טבעי, מסקנות מעורפלות כאלה חייבות להיות מאומתות על ידי מחקר ישיר של תדירות התפוצצויות הסופרנובה בגלקסיה שלנו.

אורז. 26.מיקומן של שבע הסופרנובות הגלקטיות בהקרנה על המישור הראשי של הגלקסיה.
סופרנובות מסומנות בתאריכי התפרצותן. C - מרכז הגלקסיה, - השמש, המרחק ביניהם הוא 10 kpc. HI הוא גבול ההפצה של מימן ניטרלי בגלקסיה, HII הוא גבול ההתפשטות של מימן מיונן (כלומר, ערפיליות גז בהירות).

לאחרונה, H. Tammann ניסה לחשב את המרווח הממוצע בין התפרצויות עבור חמש סופרנובות של המילניום שלנו: 1006, 1054, 1572 ו-1604. ו-Cassiopeia A. Supernova 1181 נדחתה על ידו. חמש הסופרנובות הללו ממוקמות בגזרה בעלת זווית מרכזית של 50o עם קודקוד בליבת הגלקסיה (כלומר, הגזרה היא שביעית מהגלקסיה, ראה איור 26). אם נחלק 1000 שנים בחמש, נקבל מרווח של 200 שנים בין התפרצויות בגזרה, או, לחלק בעוד 7, נקבל מרווח של 28 שנים בין התפרצויות סופרנובה עבור הגלקסיה כולה. אבל בתוך הגזרה יש אזורים משמעותיים שבהם קליטה חזקה של אור עלולה להסתיר מאיתנו התלקחויות. בנוסף, נתונים על תצפיות מימי הביניים נשתמרו רק עבור חצי הכדור הצפוני של כוכב הלכת, ולכן הבזקים בקבוצות הכוכבים ליד הקוטב השמימי הדרומי עלולים להיעלם מעיניהם. לא ניכנס לפרטי התיקונים המתאימים, אלא רק נציין כי לבסוף השיג טמן מרווח ממוצע של 12 שנים, או 8 סופרנובות למאה, עם סטייה אפשרית של 5 התלקחויות בכיוון זה או אחר.

אבל אפשר יהיה ללכת בדרך פחות מסובכת. במקום מגזר עם אי הוודאות הגדולות שלו, הבה ניקח שכונה סביב השמש ברדיוס של 8 ק"מ. לאחר מכן, מכיוון שהוא נחקר היטב בשיטות אופטיות, קרני רנטגן ורדיו אסטרונומיות, אנו יכולים להיות בטוחים שהוא הכיל רק שישה שרידים צעירים, המוצגים בטבלה. 13 לפחות במשך 1800 השנים האחרונות, מאז פרוץ 185, ולמעשה לתקופה ארוכה אף יותר. מחוץ לשכונה הייתה הסופרנובה קפלר משנת 1604, שהתפוצצה אי שם מעל מרכז הגלקסיה.

שימו לב ששתיים מתוך שש הסופרנובות הן מסוג II, והשאר הן מסוג I. בואו ננסה לגלות היכן סופרנובות מסוגים אלו יכולות להתלקח בגלקסיה. סופרנובות מסוג I, אם לשפוט לפי התפרצויות במערכות כוכבים אחרות, מתרחשות בכל מרחק מהמרכז, וליתר דיוק, באזור התפוצה של מימן לא מיונן, שבמהותו, הוא בעיקרו תוצר של פעילות הסופרנובות. באשר לסופרנובות מסוג II, הן קשורות לכוכבים צעירים, שאזור תפוצתם בגלקסיות מתואר בבירור על ידי ערפיליות גזים זוהרות - ענני מימן מיונן.

רדיוס ההתפשטות של מימן לא מיונן בגלקסיה הוא 21 ק"מ, וזה של מימן מיונן הוא 16 ק"מ. לכן, קל לחשב את החלק של השכונה שלנו עם רדיוס של 8 kpc ביחס לאזור התפלגות המקביל של שלבי היינון של מימן בגלקסיה: 0.15 עבור לא מיונן ו-0.25 עבור מיונן. למעשה, אלו הם הגורמים היחידים שאנו צריכים כדי לחשב את המרווחים הממוצעים בין פיצוצי סופרנובה משני הסוגים. אם לוקחים את המרווח המינימלי של 1800 שנים, נקבל 1800:4*0.15 = 67 שנים עבור סוג I, ו-1800:2*0.25 = 225 שנים עבור סוג II, או, מבלי להבחין בין סוגים, בערך שתי סופרנובות במאה. מספרים אלו יכולים להיחשב נכונים עם שגיאה של עד 50%, אך מכיוון שמחקרים על פליטת רדיו של שרידי סופרנובה באזור עם רדיוס של 8 kpc מסביב לשמש לא חשפו עצמים אחרים מתחת ל-2500 שנים, המרווחים הממוצעים בין התפרצויות שהתקבלו לעיל ניתן להגדיל בגורם של 1.4, ומספר ההתפרצויות יורד באותה כמות במאה שנים.

מעניין לציין שההתפרצויות שנצפו אופטית במהלך אלפיים שנה לא עקבו זה אחר זה באחידות משוערת, ב"סדרה": אחת הייתה במאה השנייה, לאחר מכן הייתה הפסקה של 8 מאות, וב-11. - במאות ה-12 היו שלוש התפרצויות, שלאחריהן שוב הייתה הפסקה של ארבע מאות, שהסתיימה בשלוש התפרצויות שבאו לאחר מכן במשך 32 שנים במפנה של המאות ה-16-17. מאז, מתנהלת הפסקה חדשה של ארבע מאות. ל"סדרות" ול"הפסקות" אין משמעות פיזית מיוחדת. מדובר בתאונות טהורות ברצף של מספר מצומצם של אירועים. כך או אחרת, אבל במהלך ארבע המאות האחרונות, התפרצויות סופרנובה התרחשו מחוץ לשכונה ברדיוס של 8 ק"מ סביב השמש. הגלקסיה "חייבת" לאזור שלנו לפחות שתי סופרנובות.

מיקומה של מערכת השמש בגלקסיה הוא כזה שתצפיות של התפוצצויות סופרנובה זמינות לנו אופטית בכמחצית מנפחה, ובשאר הגלקסיה בהירות ההתלקחויות עמומה על ידי הקליטה והריחוק הבין-כוכבי עד כדי כך ש אפילו בתקופתנו ניתן לפספס אותם ולזהות אותם לאחר ההתלקחות כבר כשאריות רדיו פולטות.

פיצוץ סופרנובה הוא תופעה קוסמית באמת. למעשה, מדובר בהתפוצצות של עוצמה אדירה, שכתוצאה מכך הכוכב או מפסיק להתקיים כלל, או עובר לאיכותית. צורה חדשה- בצורת כוכב נויטרונים או חור שחור. במקרה זה, השכבות החיצוניות של הכוכב נפלטות לחלל. מתפזרים במהירות גבוהה, הם מולידים ערפיליות זוהרות ויפות.

ערפילית הסרטנים זכתה לשמצה בשנת 1758 כאשר אסטרונומים חיכו לשובו של השביט של האלי. שארל מסייה, "לוכד השביטים" המפורסם של אז, חיפש אורח בעל זנב בין קרני מזל שור, שם נחזה. אבל במקום זאת, האסטרונום גילה ערפילית מוארכת, אשר בלבלה אותו עד כדי כך שהוא טעה בה כשביט. בעתיד, כדי למנוע בלבול, החליט מסייר לקטלג את כל העצמים הערפיליים בשמיים. ערפילית הסרטנים היא קטלוג מספר 1. תמונה זו של ערפילית הסרטנים צולמה על ידי טלסקופ החלל האבל. הוא מציג פרטים רבים: סיבי גז, קשרים, עיבויים. כיום, הערפילית מתרחבת במהירות של כ-1,500 קמ"ש, והשינוי בגודלה נראה בתצלומים שצולמו בהפרש של כמה שנים בלבד. הממדים הכוללים של ערפילית הסרטנים עולים על 5 שנות אור.

ערפילית הסרטנים (או M1 לפי הקטלוג של סי מסייר) היא אחד מחפצי החלל המפורסמים ביותר. הנקודה כאן היא לא הבהירות או היופי המיוחד שלה, אלא התפקיד שמילאה ערפילית הסרטנים בהיסטוריה של המדע. הערפילית היא שריד של פיצוץ סופרנובה שהתרחש בשנת 1054. אזכורים של הופעת כוכב בהיר מאוד במקום הזה נשתמרו בכרוניקות סיניות. M1 נמצא בקבוצת הכוכבים מזל שור, ליד הכוכב ζ; בלילות שקופים חשוכים אפשר לראות את זה במשקפת.


האובייקט המפורסם Cassiopeia A, המקור הבהיר ביותר של פליטת רדיו בשמים. זהו שריד של סופרנובה שהתפרצה בסביבות 1667 בקבוצת הכוכבים קסיופיאה. מוזר, אבל אנחנו לא מוצאים שום אזכור לכוכב בהיר בדברי הימים של המחצית השנייה של המאה ה-17. ככל הנראה, בטווח האופטי, הקרינה שלו נחלשה מאוד על ידי אבק בין כוכבי. כתוצאה מהסופרנובה האחרונה שנצפתה בגלקסיה שלנו, עדיין קיימת סופרנובה של קפלר.


ערפילית סרטנים באופטיקה, תרמית וקרני רנטגן. במרכז הערפילית נמצא פולסר, כוכב נויטרונים צפוף במיוחד הפולט גלי רדיו ויוצר קרני רנטגן בחומר הסובב אותו (קרני רנטגן מוצגות בכחול). תצפיות על ערפילית הסרטנים באורכי גל שונים העניקו לאסטרונומים מידע בסיסי על כוכבי נויטרונים, פולסרים וסופרנובות. תמונה זו היא שילוב של שלוש תמונות שצולמו על ידי טלסקופי החלל צ'נדרה, האבל ושפיצר.


שארית הסופרנובה של טיכו. סופרנובה התפרצה בשנת 1572 בקבוצת הכוכבים קסיופיאה. הכוכב הבהיר נצפה על ידי הדני טיכו ברהה, התצפיתנית האסטרונומית הטובה ביותר בעידן הטרום-טלסקופי. הספר שכתב ברהה בעקבות אירוע זה היה בעל משמעות אידיאולוגית אדירה, מכיוון שבאותה תקופה האמינו שהכוכבים לא השתנו. כבר בתקופתנו, אסטרונומים חיפשו את הערפילית הזו עם טלסקופים במשך זמן רב, ובשנת 1952 הם גילו את פליטת הרדיו שלה. התצלום הראשון באופטיקה צולם רק בשנות ה-60.


שארית סופרנובה בקבוצת הכוכבים מפרשים. רוב הסופרנובות בגלקסיה שלנו מופיעות במישור שביל החלב, מכיוון שכאן הן נולדות ומבלות את חיים קצריםכוכבים מסיביים. קשה לראות בתמונה זו את שרידי הסופרנובה הסיבית בגלל ריבוי הכוכבים וערפיליות המימן האדומות, אך עדיין ניתן לזהות את הקליפה הכדורית המתרחבת לפי הזוהר הירקרק שלה. סופרנובה במפרשים פרצה לפני כ-11-12 אלף שנה. במהלך ההתפרצות, הכוכב פלט מסה עצומה של חומר לחלל, אך לא קרס לחלוטין: במקומו היה פולסר, כוכב נויטרונים הפולט גלי רדיו.


ערפילית העיפרון (NGC 2736), חלק מקונכיית סופרנובה בקבוצת הכוכבים ולה. למעשה, הערפילית היא גל הלם המתפשט בחלל במהירות של חצי מיליון קילומטרים לשעה (בתמונה היא עפה מלמטה למעלה). לפני כמה אלפי שנים, מהירות זו הייתה אפילו גבוהה יותר, אבל הלחץ של הגז הבין-כוכבי שמסביב, לא משנה כמה הוא היה חסר חשיבות, האט את המעטפת המתרחבת של הסופרנובה.


NGC 6962 או רעלה מזרחית התקרבות. שם נוסף לאובייקט זה הוא ערפילית הרשת


ערפילית Simeiz 147 (המכונה Sh 2-240) היא שריד ענק להתפוצצות סופרנובה, הממוקמת על גבול קבוצות הכוכבים מזל שור ואוריגה. הערפילית התגלתה ב-1952 על ידי האסטרונומים הסובייטים G.A. Shain ו-V.E. Gaze במצפה הכוכבים Simeiz בחצי האי קרים. הפיצוץ התרחש לפני כ-40,000 שנה, ובמהלכן החומר המתפשט כבש שטח של השמים פי 36 משטח הירח המלא! המימדים האמיתיים של הערפילית הם 160 שנות אור מרשימים, והמרחק אליה מוערך ב-3000 שנות אור. שנים. מאפיין ייחודי של העצם הוא חוטי גז מעוקלים ארוכים, שהעניקו לערפילית את השם ספגטי.


ערפילית המדוזה, שריד סופרנובה ידוע נוסף, שוכנת בקבוצת הכוכבים תאומים. המרחק לערפילית זו אינו ידוע והוא ככל הנראה כ-5,000 שנות אור. גם תאריך הפיצוץ ידוע בקירוב: לפני 3 - 30 אלף שנה. הכוכב הבהיר מימין הוא משתנה מעניין, eta Gemini, שניתן לצפות בו (ולחקור את השינויים בבהירותו) בעין בלתי מזוינת.


האחרון מפיצוצי הסופרנובה שנצפו בעין בלתי מזוינת התרחש בשנת 1987 בגלקסיה סמוכה, הענן המגלן הגדול. הבהירות של הסופרנובה 1987A הגיעה ל-3 דרגות, שזה די הרבה בהתחשב במרחק העצום אליה (כ-160,000 שנות אור); האב של הסופרנובה היה כוכב היפר ענק כחול. לאחר הפיצוץ נותרו במקום הכוכב ערפילית מתרחבת וטבעות מסתוריות בצורת הספרה 8. מדענים מציעים כי הסיבה להופעתם עשויה להיות האינטראקציה של רוח הכוכבים של הכוכב הקודם עם הגז שנפלט במהלך הִתְפּוֹצְצוּת

המקום שלנו בעולם הזה
מחזור של גז ואבק ביקום
פיצוץ סופרנובה

ההפרעה החזקה שנגרמה מהפיצוץ מתפשטת במהירות רבה, והאזור של פיצוץ כזה מכסה אזורים ענקיים של המדיום הבין-כוכבי במשך כמה עשרות אלפי שנים. התנאים הפיזיקליים של אזורים כאלה שונים באופן חד מאלה המאפיינים תווך "בלתי מופרע": פלזמה חמה מאוד (מחוממת עד כמה מיליוני מעלות) וצפיפות של קרניים קוסמיות ושדה מגנטי גבוהים בהרבה מהערכים הממוצעים. החומר שנפלט על ידי הכוכב שהתפוצץ, נכנס למדיום הבין-כוכבי, יכול להשתתף ביצירת כוכבים חדשים ומערכות פלנטריות. זו הסיבה שסופרנובות ושרידיהן הם אחד ממושאי המחקר המרכזיים של האסטרופיזיקה המודרנית, מכיוון שכאלה בעיות חשובותכמו התפתחותם של כוכבים רגילים, לידתם של כוכבי נויטרונים וחפצים אחרים שקרסו, היווצרותם של יסודות כבדים, קרניים קוסמיות ועוד ועוד.

בתחילה, כל הכוכבים שבהירותם עלתה בפתאומיות ביותר מפי 1,000 נקראו נובות. מהבהבים, כוכבים כאלה הופיעו לפתע בשמיים, שברו את תצורת קבוצת הכוכבים הרגילה, והגדילו את הבהירות שלהם במקסימום, פי כמה אלפי, ואז הבהירות שלהם החלה לרדת בחדות, ואחרי כמה שנים הם נחלשו כפי שהיו לפני התפרצות. הישנות התלקחויות, שבמהלכן הכוכב פולט עד אלפית ממסתו במהירות גבוהה, אופיינית לכוכבים חדשים. ובכל זאת, עם כל הפאר של תופעת הבזק כזה, הוא אינו קשור לא לשינוי קיצוני במבנה הכוכב, ולא להרס שלו. במשך חמשת אלפים שנה נשמר מידע על יותר מ-200 התפרצויות בהירות של כוכבים, אם נגביל את עצמנו לאלו שלא עלו על הברק של הגודל השלישי. אך כאשר התבסס טבען החוץ-גלקטי של הערפיליות, התברר שהנובות שהתלקחו בהן התעלו על הנובות הרגילות במאפייניהן, שכן לעתים קרובות התברר שהבהירות שלהן שווה לעוצמת הארה של כל הגלקסיה שבה הן התלקחו. האופי החריג של תופעות כאלה הוביל את האסטרונומים לרעיון שאירועים כאלה הם משהו שונה לחלוטין מכוכבים חדשים רגילים, ולכן, בשנת 1934, לפי הצעתם של האסטרונומים האמריקאים פריץ צוויקי ו-וולטר באדה, אותם כוכבים שהבזקים שלהם מגיעים לרמת הארה של נורמליות. גלקסיות בבהירותן המקסימלית בודדו לקבוצה נפרדת, הבהירה ביותר בזוהר ומעמד נדיר של סופרנובות.

בניגוד להתפרצויות של כוכבים חדשים רגילים, סופרנובה מתפרצת פנימה חדישהגלקסיה שלנו היא תופעה נדירה ביותר, המתרחשת לא יותר מפעם אחת בכל 100 שנה. ההתפרצויות הבולטות ביותר היו בשנים 1006 ו-1054; מידע עליהן כלול בחיבורים סיניים ויפנים. בשנת 1572, האסטרונום המצטיין טיכו ברהה צפה בהתפרצות של כוכב כזה בקבוצת הכוכבים קסיופיאה, בעוד יוהנס קפלר היה האחרון לעקוב אחר הסופרנובה בקבוצת הכוכבים אופיוצ'וס ב-1604. במשך ארבע מאות שנים של עידן ה"טלסקופי" באסטרונומיה, לא נצפו התלקחויות כאלה בגלקסיה שלנו. מיקומה של מערכת השמש בה הוא כזה שנוכל לצפות בצורה אופטית בהתפוצצויות סופרנובה בכמחצית מנפחה, ובשארה בהירות ההתלקחויות מושתקת על ידי בליעה בין כוכבית. IN AND. קרסובסקי ואי.ש. שקלובסקי חישב שפיצוצי סופרנובה בגלקסיה שלנו מתרחשים בממוצע אחת ל-100 שנים. בגלקסיות אחרות, תהליכים אלה מתרחשים בערך באותה תדירות, ולכן המידע העיקרי על סופרנובות בשלב ההתפרצות האופטי התקבל מתצפיות עליהן בגלקסיות אחרות.

פיצוץ סופרנובה CAS A

כשהבינו את החשיבות של חקר תופעות עוצמתיות כאלה, החלו האסטרונומים W. Baade ו-F. Zwicky, שעבדו במצפה הכוכבים פאלומאר בארצות הברית, בחיפוש שיטתי שיטתי אחר סופרנובות ב-1936. לרשותם עמד טלסקופ שמידט, שאיפשר לצלם אזורים של כמה עשרות מעלות ריבועיות ונתן תמונות ברורות מאוד של כוכבים וגלקסיות חלשות אפילו. במהלך שלוש שנים הם גילו 12 פיצוצי סופרנובה בגלקסיות שונות, שנחקרו לאחר מכן באמצעות פוטומטריה וספקטרוסקופיה. ככל שטכנולוגיית התצפית השתפרה, מספר הסופרנובות החדשות שהתגלו גדל בהתמדה, והכניסה שלאחר מכן של חיפוש אוטומטי הובילה לעלייה דמוית מפולת שלגים במספר התגליות (יותר מ-100 סופרנובות בשנה, עם מספר כולל של 1,500). בשנים האחרונות החלו גם טלסקופים גדולים בחיפוש אחר סופרנובות מרוחקות וחלושות מאוד, שכן המחקר שלהם יכול לספק תשובות לשאלות רבות על מבנה וגורלו של היקום כולו. בליל אחד של תצפיות עם טלסקופים כאלה, ניתן לגלות יותר מ-10 סופרנובות רחוקות.
כתוצאה מהתפוצצות כוכב, הנצפית כתופעת סופרנובה, נוצרת סביבו ערפילית המתרחבת במהירות עצומה (כ-10,000 קמ"ש). קצב ההתפשטות הגבוה הוא התכונה העיקרית שבאמצעותה מבדילים בין שרידי סופרנובה לערפיליות אחרות. בשרידי הסופרנובות, הכל מדבר על פיצוץ בעל עוצמה אדירה, שפיזרה את השכבות החיצוניות של הכוכב והעניקה מהירויות אדירות לחלקים בודדים מהקונכייה שנפלטה.
סופרנובות לדוגמא:אף עצם חלל אחד לא נתן לאסטרונומים מידע רב ערך כמו גופת הסרטנים הקטנה יחסית שנצפתה בקבוצת הכוכבים מזל שור ומורכבת מחומר מפוזר גז המתפשט במהירות גבוהה. ערפילית זו, שהיא שריד של סופרנובה שנצפתה ב-1054, הייתה העצם הגלקטי הראשון שאיתו זוהה מקור רדיו. התברר שלאופי פליטת הרדיו אין שום קשר לקרינה תרמית: עוצמתה עולה באופן שיטתי עם אורך הגל. עד מהרה ניתן היה להסביר את טבעה של תופעה זו. חייב להיות שדה מגנטי חזק בשארית הסופרנובה, המחזיק את הקרניים הקוסמיות (אלקטרונים, פוזיטרונים, גרעיני אטום) שנוצרו על ידה, שיש להן מהירויות קרובות למהירות האור. בשדה מגנטי הם מקרינים אנרגיה אלקטרומגנטית בקרן צרה בכיוון התנועה. הגילוי של פליטת רדיו לא תרמית מערפילית הסרטנים הניע אסטרונומים לחפש שרידי סופרנובה בדיוק על בסיס זה.
באיור: ערפילית הסרטנים. רצף חדש של תמונות של שארית פיצוץ כוכבים ענק שצולם על ידי טלסקופ החלל האבל נותן לאסטרונומים מבט עמוק יותר לתוך הדינמיקה של הקשר בין הפולסר הקטן של הסרטנים והערפילית העצומה שהוא מפעיל. התמונה הצבעונית משמאל היא תמונת טלסקופ קרקעית של כמעט כל ערפילית הסרטנים, שנוצרה לאחר פיצוץ סופרנובה לפני יותר מ-900 שנה. הערפילית, בקוטר 10 שנות אור, ממוקמת במרחק של 7,000 שנות אור בקבוצת הכוכבים מזל שור. החוטים הירוקים, הצהובים והאדומים המקובצים סביב קצוות הערפילית הם שריד של כוכב שנפלט לחלל בפיצוץ. במרכז ערפילית הסרטנים שוכן הפולסר של הסרטנים, הליבה הממוטטת של כוכב מתפוצץ. הזוהר הכחול בחלק הפנימי של הערפילית הוא האור הנפלט על ידי אלקטרונים אנרגטיים. התמונה מימין צולמה על ידי טלסקופ החלל האבל ומייצגת את פנים הסרטן. הפולסר עצמו נראה כחלק השמאלי ביותר של זוג אוודה ליד מרכז הפריים. הפולסר מוקף במכלול של קשרים מובהקים ותצורות מרוטשות. זהו אחד מרצפי התמונות שקיבל האבל במהלך מספר חודשים. זה מראה שחלקה הפנימי של ערפילית הסרטנים דינמי יותר ממה שחשבו בעבר.

-לפני 20,000 שנה. הכוכב הגדול יותר במערכת בינארית מתנפח והופך לענק אדום. - הענק האדום מפזר חומר לכוכב הכחול, וחלקו יוצר דיסק. -שני כוכבים מתמזגים לכוכב כחול אחד מוקף בדיסק של גז. - "רוח" מהכוכב יוצרת חור בדיסק.

-פברואר 1987 פיצוץ סופרנובה מאיר את הקצה הפנימי של הטבעת. -1991-1996 גל הפיצוץ וזרימת הפסולת התפשטו במהירות בחלל. -1997 גל הפיצוץ מגיע לקצה הפנימי של הטבעת, וגורם להתלקחויות מדויקות. -2007 הבזקים מתרחשים לאורך כל הקצה הפנימי, ויוצרים טבעת זוהרת.

פיצוץ 1987A

בתמונה: סופרנובה קאס א. הערפילית הממוקמת בקבוצת הכוכבים קסיופיאה התבררה כמקור עוצמתי במיוחד לפליטת רדיו - באורכי גל של מטר, שטף פליטת הרדיו ממנה גבוה פי 10 מהשטף מערפילית הסרטנים, אם כי הוא רחוק בהרבה מזה האחרון. בקרנות אופטיות, הערפילית המתרחבת במהירות חלשה מאוד. מעריכים כי הערפילית בקאסיופיה היא שריד של פיצוץ סופרנובה שהתרחש לפני כ-300 שנה.
מערכת של ערפיליות חוטיות בקבוצת הכוכבים Cygnus הראתה גם פליטת רדיו האופיינית לשרידי סופרנובה ישנים. אסטרונומיה רדיו סייעה למצוא מקורות רדיו רבים אחרים שאינם תרמיים, שהתבררו כשרידים של סופרנובות בגילאים שונים. לפיכך, הגיע למסקנה ששרידי הסופרנובות, אפילו לפני עשרות אלפי שנים, בולטים בין ערפיליות אחרות עם פליטת הרדיו הלא-תרמית העוצמתית שלהן.
כפי שכבר הוזכר, ערפילית הסרטנים הייתה העצם הראשון שבו זוהתה פליטת קרני רנטגן. בשנת 1964 ניתן היה לגלות שמקור קרינת הרנטגן הנובעת ממנו מורחב, אם כי מימדיו הזוויתיים קטנים פי 5 מהממדים הזוויתיים של ערפילית הסרטנים עצמה. ממנו הסיק שקרני רנטגן נפלטות לא על ידי כוכב שהתפרץ פעם כסופרנובה, אלא על ידי הערפילית עצמה.
הסילונים הרב-צבעוניים שחוצים את השמים בתמונה זו של טלסקופ החלל האבל נוצרים על ידי אחד הזיקוקים הגדולים ביותר שתועדו אי פעם בהיסטוריה של הגלקסיה שלנו, פיצוץ ענק של כוכב ענק. האור שלו הגיע לכדור הארץ לפני 320 שנה. השרידים המרופטים של כוכב מת נקראים Cassiopeia A, או בקיצור "Cas A". שארית הסופרנובה הצעירה ביותר הידועה בגלקסיית שביל החלב שלנו נמצאת במרחק של 10,000 שנות אור בקבוצת הכוכבים קסיופיאה. אור מפיצוץ סופרנובה הגיע לכדור הארץ בשנת 1600, והפיצוץ עצמו התרחש 10,000 שנים קודם לכן. תמונה זו מציגה את הקצה העליון של הקונכייה המתרחבת של שארית סופרנובה. עשרות חבטות זעירות של חומר נראים בחלק העליון של התמונה. כל גוש קטן היה במקור שבר קטן של כוכב, גדול עשרות מונים ממערכת השמש כולה. הכוכב שיצר אותם היה ענק: מסיבי פי 15-25 מהשמש שלנו. לכוכבים כאלה יש בדרך כלל תוחלת חיים קצרה, והם מנצלים את אספקת הדלק הגרעיני שלהם במשך עשרות מיליוני שנים (פי 1,000 מהר יותר מהשמש שלנו). התמונה המדהימה הזו של Cas A מאפשרת לאסטרונומים לחקור את שרידי הסופרנובה בפירוט, ולהראות לראשונה שהם מורכבים מגושים קטנים ומתקררים של גז. החומר הזה ישמש ליצירת דור חדש של כוכבים וכוכבי לכת. ייתכן שהשמש שלנו וכוכבי הלכת של מערכת השמש נוצרו משאריות של סופרנובה שהתפוצצה לפני מיליארדי שנים.
בתמונה: Supernova 1987A. כוכבים מבריקים וקוביות גז מספקים רקע עוצר נשימה להרס העצמי של כוכב ענק המכונה Supernova 1987A. הפיצוץ שלו נצפה על ידי אסטרונומים בחצי הכדור הדרומי ב-23 בפברואר 1987. תמונה זו של האבל מציגה שארית סופרנובה מוקפת בטבעות פנימיות וחיצוניות של חומר בענני גז מפוזרים. תמונה תלת-צבעונית זו מורכבת ממספר תצלומים של הסופרנובה והאזור השכן שלה שצולמו בספטמבר 1994, פברואר 1996 ויולי 1997. כוכבים כחולים בוהקים רבים ליד הסופרנובה הם כוכבים מסיביים, שכל אחד מהם בן כ-12 מיליון שנה וכבד פי 6 מהשמש. כולם שייכים לאותו דור של כוכבים כמו זה שהתפוצץ. נוכחותם של ענני גז בהירים היא סימן נוסף לצעירות של אזור זה, שהוא עדיין קרקע פורייה להולדת כוכבים חדשים. האבל גילה טבעות של גז זוהר המקיפות את אתר הפיצוץ של הסופרנובה 1987A. אולי ניתן "לצייר" את שתי הטבעות על ידי קרינה או חלקיקים עתירי אנרגיה, בדומה לאופן שבו קרן לייזר של אור מציירת עיגולים על מסך. מקור הקרינה עשוי להיות שרידי כוכבים לא ידועים עד כה של המרכיב השני של כוכב שהתפוצץ ב-1987. התמונה שצולמה על ידי האבל מציגה עצם זוהר קלוש באתר המקור לכאורה.
הטבעת בתמונה [A] של האבל משנת 1994 מציגה את הטבעת הזוהרת של גז סביב הסופרנובה 1987A. תמונה [B] - תצפיות אחרונות משנת 1997 על ידי טלסקופ האבל מראות עלייה בבהירות של צמתים בצד הימני העליון של הטבעת. זהו האתר של התנגשויות חזקות בין גל הפיצוץ הנע כלפי חוץ לבין חלקים פנימייםטבעת סביב כוכבים. ההתנגשויות מחממות את הגז וגורמות לו לזרוח חזק יותר. זהו ככל הנראה האות הראשון להתנגשויות דרמטיות ואלימות שיתרחשו במהלך השנים הקרובות, ויצעירו את הסופרנובה כמקור עוצמתי של קרני רנטגן ורדיו. החומר הלבן בצורת סהר במרכז הוא החלק הנראה לעין של הכוכב המפוזר, הממהר במהירות של 3,000 קמ"ש, אשר מחומם על ידי יסודות רדיואקטיביים שנוצרו בעת התפוצצות הכוכב.
השפעת סופרנובה

סופרנובות. ב-23 בפברואר 1987 התפוצצה סופרנובה בגלקסיה השכנה שלנו, הענן המגלן הגדול, שהפכה חשובה ביותר עבור אסטרונומים, שכן היא הייתה הראשונה שהם, חמושים במכשירים אסטרונומיים מודרניים, יכלו לחקור בפירוט. והכוכב הזה נתן אישור לסדרה שלמה של תחזיות. במקביל להבזק האופטי, גלאים מיוחדים שהותקנו ביפן ובאוהיו (ארה"ב) רשמו זרם של חלקיקים נייטרינו-אלמנטריים שנוצרו בטמפרטורות גבוהות מאוד במהלך קריסת ליבת הכוכב וחודרים בקלות דרך הקונכייה שלו. תצפיות אלו איששו את ההנחה המוקדמת יותר שכ-10% מהמסה של ליבת הכוכבים הקורסת נפלטת כניטרינו ברגע שבו הליבה עצמה קורסת לכוכב נויטרונים. בכוכבים מאסיביים מאוד, במהלך פיצוץ סופרנובה, הליבות נדחסות לצפיפות גדולה עוד יותר, וככל הנראה הופכות לחורים שחורים, אך השכבות החיצוניות של הכוכב עדיין נזרקות. בשנים האחרונות הופיעו אינדיקציות לכך שחלק מהתפרצויות קרני גמא קוסמיות קשורות לסופרנובות. ייתכן שטבעם של התפרצויות קרני גמא קוסמיות קשור לטבעם של פיצוצים.
לפיצוצי סופרנובה יש השפעה חזקה ומגוונת על המדיום הבין-כוכבי שמסביב. קונכיית הסופרנוי, שנזרקת במהירות רבה, גורפת ודוחסת את הגז המקיף אותה, מה שיכול לתת תנופה להיווצרות כוכבים חדשים מענני הגז. צוות של אסטרונומים בראשות ד"ר ג'ון יוז מאוניברסיטת רוטגרס, תוך שימוש בתצפיות ממצפה רנטגן צ'אנדרה של נאס"א, גילה תגלית חשובה ששופכת אור על האופן שבו נוצרים סיליקון, ברזל ואלמנטים אחרים בפיצוצי סופרנובה. תמונת רנטגן של שארית הסופרנובה Cassiopeia A (Cas A) חושפת גושים של סיליקון, גופרית וברזל שנפלטו מבפנים הכוכב במהלך הפיצוץ. האיכות הגבוהה, הבהירות ותכולת המידע של התמונות של שארית הסופרנובה Cas A שהתקבלה על ידי מצפה הכוכבים צ'נדרה אפשרה לאסטרונומים לא רק לקבוע את ההרכב הכימי של צמתים רבים של שריד זה, אלא גם לגלות היכן בדיוק נוצרו הצמתים הללו. לדוגמה, הצמתים הקומפקטיים והבהירים ביותר מורכבים בעיקר מסיליקון וגופרית עם תכולת ברזל קטנה מאוד. זה מצביע על כך שהם נוצרו עמוק בתוך הכוכב, שם הטמפרטורות הגיעו לשלושה מיליארד מעלות במהלך הקריסה שהסתיימה בפיצוץ סופרנובה. בצמתים אחרים, אסטרונומים מצאו תכולה גבוהה מאוד של ברזל עם זיהומים של כמות מסוימת של סיליקון וגופרית. החומר הזה נוצר אפילו עמוק יותר - באותם חלקים שבהם הטמפרטורה במהלך הפיצוץ הגיעה לערכים גבוהים יותר - מארבע עד חמש מיליארד מעלות. השוואת הסידורים בשריד הסופרנובה Cas A של צמתים בהירים העשירים בסיליקון ובעלי ברזל קלושים יותר גילתה שתכונות ה"ברזל", שמקורן בשכבות העמוקות ביותר של הכוכב, ממוקמות בקצוות החיצוניים של השריד. משמעות הדבר היא שהפיצוץ זרק את צמתי ה"ברזל" רחוק יותר מכל האחרים. וגם עכשיו, נראה שהם מתרחקים ממרכז הפיצוץ בקצב מהיר יותר. חקר הנתונים שהשיגה צ'נדרה יאפשר להתעכב על אחד מכמה מנגנונים המוצעים על ידי תיאורטיקנים המסבירים את טבעו של פיצוץ סופרנובה, הדינמיקה של התהליך ומקורם של יסודות חדשים.
מחקרים הראו שסופרנובות אינן מייצגות קבוצה הומוגנית של עצמים - הן ספקטרות והן עקומות האור (שינוי בהירות עם הזמן) של סופרנובות היו שונות באופן משמעותי, הסיווג הספקטרלי חילק אותן לשני סוגים: SN I ו-SN II.

התוצאות של תצפיות בנות 14 שעות של שארית הסופרנובה Cas A על ידי מצפה הכוכבים צ'נדרה נתנו את התפלגות הטובה ביותר של יסודות כבדים שנפלטו במהלך הפיצוץ. שמאל למעלה היא תמונת רנטגן בפס רחב של Cas A. שאר התמונות הן מיוני סיליקון (מימין למעלה), יוני סידן (משמאל למטה), יוני ברזל (ימין למטה). יסודות אלו הם חלק מגז בטמפרטורה של כ-50 מיליון מעלות צלזיוס. הצבעים מייצגים את עוצמת קרני הרנטגן, החל מצהוב (העז ביותר), אדום וסגול לירוק (הכי פחות חזק).

SUPERNOVA CAS A

סופרנובות SN Iיש ספקטרות דומות מאוד (ללא קווי מימן) וצורות עקומת אור, בעוד שהספקטרום של SN II מכיל קווי מימן בהירים ונבדלים על ידי מגוון ספקטרום ועקומות אור. בצורה זו, הסיווג של סופרנובות היה קיים עד אמצע שנות ה-80. ועם תחילת השימוש הנרחב במקלטי CCD, הכמות והאיכות של חומר התצפית עלו משמעותית, מה שאפשר להשיג ספקטרוגרמות עבור עצמים חלשים שלא היו נגישים בעבר, לקבוע את העוצמה והרוחב של הקווים בדיוק רב יותר, וגם לתעד קווים חלשים יותר בספקטרום. כתוצאה מכך, הסיווג הבינארי המבוסס לכאורה של סופרנובות החל להשתנות במהירות ולהיות מורכב יותר. סופרנובות נבדלות גם בסוגי הגלקסיות שבהן הן מתלקחות. בגלקסיות ספירליות, סופרנובות משני הסוגים מתלקחות, אבל בגלקסיות אליפטיות, שבהן אין כמעט מדיום בין-כוכבי ותהליך היווצרות הכוכבים הסתיים, נצפות רק סופרנובות SN I, ברור שלפני הפיצוץ, אלו כוכבים ישנים מאוד, שהמסות שלו קרובות לשמש. ומכיוון שהספקטרום ועקומות האור של סופרנובות מסוג זה דומות מאוד, זה אומר שאותם כוכבים מתפוצצים בגלקסיות ספירליות. הסוף הטבעי של נתיב האבולוציה של כוכבים בעלי מסה קרובה לשמש הוא ההפיכה לננס לבן עם היווצרות בו-זמנית של ערפילית פלנטרית. אין כמעט מימן בהרכבו של ננס לבן, שכן הוא התוצר הסופי של התפתחות כוכב רגיל.
כמה ערפיליות פלנטריות נוצרות מדי שנה בגלקסיה שלנו, לכן, רוב הכוכבים במסה זו משלימים בשקט את נתיב חיים, ורק אחת למאה שנים מתפוצצת סופרנובה מסוג SN I. אילו סיבות קובעות סוף מיוחד מאוד, שאינו דומה לגורלם של כוכבים אחרים מאותו סוג? האסטרופיזיקאי ההודי המפורסם S. Chandrasekhar הראה שאם לגמד לבן יש מסה של פחות מכ-1.4 מסות שמש, הוא "יחיה" בשקט את חייו. אבל אם הוא נמצא במערכת בינארית קרובה מספיק, כוח הכבידה העוצמתי שלו מסוגל "למשוך" חומר מהכוכב הנלווה, מה שמוביל לעלייה הדרגתית במסה, וכאשר הוא עובר את הגבול המותר, מתרחש פיצוץ חזק, המוביל ל מותו של הכוכב.

SUPERNOVA G11.2-0.3

תמונה זו ממצפה צ'נדרה מציגה בבירור את הפולסר במרכז הגיאומטרי של שארית הסופרנובה הידועה בשם G11.2-0.3. צ'נדרה קיבלה אישור חזק לכך שהפולסר נוצר על ידי סופרנובה של 386, שתועדה על ידי אסטרונומים סיניים. קביעת הגיל האמיתי של עצמים אסטרונומיים היא קשה מאוד, ולכן לתיעוד היסטורי של סופרנובות יש חשיבות רבה. אם גילוי זה יאושר, אז הפולסר הזה יהפוך רק לפולסר השני שישויך במדויק לאירוע היסטורי.

סופרנובות SN IIקשורים בבירור לכוכבים צעירים ומסיביים, שבקליפותיהם מימן קיים בכמויות גדולות. הבזקים מסוג זה של סופרנובות נחשבים לשלב האחרון בהתפתחות כוכבים בעלי מסה התחלתית של יותר מ-8-10 מסות שמש. באופן כללי, האבולוציה של כוכבים כאלה מתנהלת די מהר - תוך כמה מיליוני שנים הם שורפים את המימן שלהם, אחר כך הליום, שהופך לפחמן, ואז אטומי פחמן מתחילים להפוך לאטומים בעלי מספר אטומי גבוה יותר. בטבע, הטרנספורמציות של יסודות עם שחרור גדול של אנרגיה מסתיימות בברזל, שגרעיניו הם היציבים ביותר, ולא משתחררת אנרגיה במהלך ההיתוך שלהם. לפיכך, כאשר הליבה של כוכב הופכת לברזל, שחרור האנרגיה בו נפסק, הוא אינו יכול עוד להתנגד לכוחות הכבידה, ולכן מתחיל להתכווץ במהירות, או להתמוטט. התהליכים המתרחשים במהלך קריסה עדיין רחוקים מלהיות מובנים במלואם. עם זאת, ידוע שאם כל החומר של הליבה הופך לנייטרונים, אז הוא יכול להתנגד לכוחות המשיכה - ליבת הכוכב הופכת ל"כוכב נויטרונים", והקריסה נפסקת. במקרה זה משתחררת אנרגיה עצומה אשר חודרת לקליפה של הכוכב וגורמת להתפשטות, שאנו רואים בה כפיצוץ סופרנובה. מכאן אפשר לצפות לקשר גנטי בין התפוצצויות סופרנובה להיווצרות כוכבי נויטרונים וחורים שחורים. אם התפתחות הכוכב לפני זה התרחשה "בשקט", אז לקליפה שלו צריך להיות רדיוס גדול פי מאות מרדיוס השמש, וגם לשמור על מספיק מימן כדי להסביר את הספקטרום של סופרנובות SN II.
פולסרים. העובדה שלאחר פיצוץ סופרנובה, מלבד פגז מתרחב וסוגים שונים של קרינה, נותרו עצמים נוספים, נודע ב-1968 בשל העובדה ששנה קודם לכן גילו אסטרונומי רדיו פולסרים - מקורות רדיו, שקרינתם. מרוכז בפולסים נפרדים, החוזרים על עצמם לאחר פרק זמן מוגדר בהחלט. מדענים הופתעו מהמחזוריות הקפדנית של הפולסים ומקוצר הווסת שלהם. תשומת הלב הגדולה ביותר הוקדשה לפולסר, שהקואורדינטות שלו היו קרובות לקואורדינטות של ערפילית מעניינת מאוד עבור אסטרונומים, שנמצאת בקבוצת הכוכבים הדרומית של מפרשים, הנחשבת לשריד של פיצוץ סופרנובה - תקופתו הייתה רק 0.089 שניות. ואחרי גילויו של פולסר במרכז ערפילית הסרטנים (תקופתו הייתה 1/30 שניה), התברר שפולסרים קשורים איכשהו לפיצוצי סופרנובה. בינואר 1969 זוהה פולסר מערפילית הסרטנים עם כוכב קלוש בגודל 16, ששינה את בהירותו באותה תקופה, ובשנת 1977 זוהה גם דופק בקבוצת הכוכבים פאריקוס עם כוכב.
המחזוריות של הקרינה של פולסרים קשורה לסיבוב המהיר שלהם, אבל אף כוכב רגיל, אפילו ננס לבן, לא יוכל להסתובב עם תקופה האופיינית לפולסרים - הוא ייקרע מיד על ידי כוחות צנטריפוגליים, ורק כוכב נויטרונים , מאוד, צפוף וקומפקטי, יכול לעמוד מולם. כתוצאה מניתוח של אפשרויות רבות, מדענים הגיעו למסקנה שפיצוצי סופרנובה מלווים בהיווצרות כוכבי נויטרונים - סוג חדש מבחינה איכותית של עצמים, אשר קיומם נחזה על ידי תיאוריית האבולוציה של כוכבים בעלי מסה גדולה. .
חורים שחורים. ההוכחה הראשונה לקשר ישיר בין פיצוץ סופרנובה להיווצרות חור שחור התקבלה על ידי אסטרונומים ספרדים. כתוצאה מחקר הקרינה הנפלטת מכוכב המקיף חור שחור והמערכת הבינארית Nova Scorpii 1994, נמצא כי היא מכילה כמויות גדולות של חמצן, מגנזיום, סיליקון וגופרית. יש הנחה שהיסודות הללו נלכדו על ידו כאשר כוכב סמוך, לאחר ששרד פיצוץ סופרנובה, הפך לחור שחור. סופרנובות (במיוחד סופרנובות מסוג Ia) הן בין עצמים הכוכבים הבהירים ביותר ביקום, כך שאפילו את הרחוקים שבהם ניתן לחקור עם הציוד הזמין כעת. סופרנובות רבות מסוג Ia התגלו בגלקסיות קרובות יחסית. הערכות מדויקות מספיק של המרחקים לגלקסיות אלה אפשרו לקבוע את עוצמת הבהירות של סופרנובות שפרצו בהן. אם נניח שלסופרנובות מרוחקות יש את אותה עוצמת הארה הממוצעת, אז על פי הנצפה עוצמהבבהירות מירבית, אפשר גם להעריך את המרחק אליהם. השוואת המרחק לסופרנובה עם קצב ההסרה (הסטה לאדום) של הגלקסיה שבה היא התלקחה מאפשרת לקבוע את הערך העיקרי המאפיין את התפשטות היקום - מה שנקרא קבוע האבל.
אפילו לפני 10 שנים התקבלו עבורו ערכים שנבדלו כמעט פי שניים - מ-53 ל-100 קמ"ש MPc, כיום הדיוק הוגדל משמעותית, וכתוצאה מכך ערך של 72 ק"מ/שנ. התקבל (עם טעות של כ-10%). עבור סופרנובות רחוקות, שההסטה לאדום שלהן קרובה ל-1, היחס בין המרחק להיסט לאדום מאפשר גם לקבוע כמויות התלויות בצפיפות החומר ביקום. לפי תורת היחסות הכללית של איינשטיין, צפיפות החומר היא שקובעת את עקמומיות המרחב, וכתוצאה מכך, גורלו העתידי של היקום. כלומר: האם הוא יתרחב ללא הגבלת זמן או האם תהליך זה ייפסק אי פעם ויוחלף בהתכווצות. מחקרים אחרונים של סופרנובות הראו שככל הנראה צפיפות החומר ביקום אינה מספיקה כדי לעצור את ההתפשטות, והיא תימשך. וכדי לאשש מסקנה זו, יש צורך בתצפיות חדשות על סופרנובות.

סופרנובה, או פיצוץ סופרנובה, הוא תהליך של פיצוץ אדיר של כוכב בסוף חייו. במקרה זה, משתחררת אנרגיה עצומה, והבהירות גדלה מיליארדי פעמים. קונכיית הכוכב נפלטת לחלל ויוצרת ערפילית. והגרעין מתכווץ עד כדי כך שהוא הופך להיות או , או .

האבולוציה הכימית של היקום ממשיכה בדיוק הודות לסופרנובות. במהלך הפיצוץ נפלטים לחלל יסודות כבדים, הנוצרים במהלך תגובה תרמו-גרעינית במהלך חייו של כוכב. יתר על כן, משאריות אלה נוצרות עם ערפיליות פלנטריות, שמהן, בתורן, נוצרים כוכבים עם כוכבי לכת.

איך קורה פיצוץ?

כידוע, כוכב משחרר אנרגיה עצומה עקב תגובה תרמו-גרעינית המתרחשת בליבה. תגובה תרמו-גרעינית היא תהליך המרת מימן להליום וליסודות כבדים יותר עם שחרור אנרגיה. אבל כשהמימן במעיים מסתיים, השכבות העליונות של הכוכב מתחילות להתמוטט לכיוון המרכז. לאחר שהגיע לנקודה קריטית, החומר ממש מתפוצץ, דוחס את הליבה יותר ויותר וסוחף את השכבות העליונות של הכוכב בגל הלם.

בנפח קטן למדי של חלל, נוצרת במקרה זה כל כך הרבה אנרגיה שחלק ממנה נאלץ להיסחף על ידי נייטרינו, שאין לו כמעט מסה.

סופרנובה מסוג Ia

סוג זה של סופרנובה לא נולד מכוכבים, אלא מכוכבים. תכונה מעניינת היא שהבהירות של כל העצמים הללו זהה. ולדעת את הבהירות והסוג של האובייקט, אתה יכול לחשב את מהירותו מ. החיפוש אחר סופרנובות מסוג Ia חשוב מאוד, כי בעזרתן התגלתה והוכחה ההתפשטות המואצת של היקום.

אולי מחר הם יתלקחו

יש רשימה שלמה הכוללת מועמדים לסופרנובה. כמובן, די קשה לקבוע מתי בדיוק יתרחש הפיצוץ. להלן הידועות הקרובות ביותר:

• IK פגסוס.הכוכב הכפול ממוקם בקבוצת הכוכבים פגסוס במרחק של עד 150 שנות אור מאיתנו. בן לוויה שלו הוא גמד לבן מאסיבי שכבר הפסיק לייצר אנרגיה באמצעות היתוך תרמו-גרעיני. כאשר הכוכב הראשי הופך לענק אדום ומגדיל את הרדיוס שלו, יתחיל הגמד להגדיל את המסה הודות לו. כאשר המסה שלו מגיעה ל-1.44 סולארית, עלול להתרחש פיצוץ סופרנובה.
• אנטארס. ענק-על אדום בקבוצת הכוכבים עקרב, 600 שנות אור מאיתנו. אנטרס מלווה בכוכב כחול לוהט.
• Betelgeuse.חפץ דמוי אנטארס ממוקם בקבוצת הכוכבים אוריון. המרחק לשמש הוא בין 495 ל-640 שנות אור. זהו כוכב צעיר (כ-10 מיליון שנים), אך מאמינים שהגיע לשלב של שחיקת פחמן. כבר בתוך אלף או שניים, נוכל להתפעל מהתפוצצות של סופרנובה.

השפעה על כדור הארץ

סופרנובה, שמתפוצצת בקרבת מקום, כמובן, לא יכולה שלא להשפיע על כוכב הלכת שלנו.לדוגמה, Betelgeuse, מתפוצץ, יגדיל את הבהירות בערך פי 10,000. במשך מספר חודשים, הכוכב ייראה כמו נקודה זוהרת, הדומה בבהירותו לירח המלא. אבל אם קוטב כלשהו של Betelgeuse פונה לכדור הארץ, אז הוא יקבל זרם של קרני גמא מהכוכב. האורות יגדלו, שכבת האוזון תפחת. זה יכול להיות מאוד השפעה שליליתלחיי הפלנטה שלנו. כל זה רק חישובים תיאורטיים, מה בעצם תהיה השפעת הפיצוץ של הענק העל הזה, אי אפשר לומר בוודאות.

מותו של כוכב, ממש כמו החיים, לפעמים יפה מאוד. דוגמה לכך היא סופרנובות. ההבזקים שלהם עוצמתיים ובהירים, הם מבריקים על כל המאורות שנמצאים בקרבת מקום.

בדקתי את יכולות המצלמה החדשה על ידי חיבורה לטלסקופ 40 ס"מ. הוא בחר לצלם את הגלקסיה הספירלית NGC 613, הממוקמת 80 מיליון שנות אור בקבוצת הכוכבים פסל, קבוצת כוכבים מרכזית בחצי הכדור הדרומי. Buzo צילם את הגלקסיה במשך שעה וחצי במהירות תריס של 20 שניות כדי להימנע מחשיפה לאורות העיר. ב-20 הדקות הראשונות, התמונות נראו אותו הדבר.

ואז בוזו הבחין בנקודה בהירה בקצה אחת מזרועות הגלקסיה והבין שמשהו יוצא דופן קורה. אבל הוא לא הצליח לקבוע מה בדיוק, ופנה לאנשי מקצוע לעזרה.

לאחר בחינת התמונות, האסטרונומית מלינה ברסטן ועמיתיה מהמכון לאסטרופיזיקה בלה פלטה הבינו כי

בוסו הצליח לתקן את האירוע הנדיר ביותר - פיצוץ סופרנובה.

במהלך פיצוץ סופרנובה, עוצמת הבהירות של כוכב עולה בחדות בארבעה עד שמונה סדרי גודל, ואז הפיצוץ דועך לאט. הפיצוץ מלווה בפליטה של ​​מסה משמעותית של חומר מהקליפה החיצונית של הכוכב אל החלל הבין-כוכבי. ככלל, סופרנובות נצפות לאחר מעשה, כלומר כאשר האירוע כבר התרחש וקרינתו הגיעה לכדור הארץ. ניתן לצפות בגל הפיצוץ, שתועד במצלמתו של בוזו, רק בשעות הראשונות. צילום פיצוץ קשה, מכיוון שאי אפשר לחזות מתי הוא יתרחש. עד כה אף אחד לא הצליח לעשות זאת. לפי ברסטן, הסיכוי לתגלית כזו הוא אחד ל-10, אם לא 100 מיליון.

עם זאת, Buzo הצליח לתקן את תחילתו של תהליך זה.

ויקטור בוסו/גסטון פולאטלי

למעשה, כמה חוקרים כבר החלו לתהות עד כמה נכון מודלים תיאורטייםפיצוץ סופרנובה", מסביר ברסטן, שהוביל את המחקר. —

התצפיות של בוזוט יקרות מאוד, אפילו בלוטו קל יותר לזכות מאשר לעשות דבר כזה".

"זה כמו לזכות בלוטו בחלל", מאשר האסטרופיזיקאי אלכסיי פיליפנקו מאוניברסיטת קליפורניה בברקלי, שהיה מעורב בתצפית על הסופרנובה לאחר הפיצוץ. נתוני התצפית פורסמו ב-21 בפברואר השנה בכתב העת טֶבַע, מדענים הזכירו את Buzo בין המחברים השותפים.

"הנתונים של בוזוט הם יוצאי דופן", מציין פיליפנקו. "זו דוגמה מצוינת לשותפות בין אסטרונומים חובבים ומקצועיים".

תוך חודשיים מגילוי הסופרנובה, שזכתה לכינוי SN 2016gkg, אסטרונומים צפו בה באמצעות הטלסקופים של מצפה הכוכבים Keck and Lick. בהתבסס על התגלית ותצפיות נוספות, ברסטן ועמיתיה קבעו כי הסופרנובה היא חלק ממערכת כוכבים בינארית שאיבדה את שכבות הגז החיצוניות שלה, ושמרה רק ליבת הליום. הנתונים הספקטרליים הראו שמדובר בסופרנובה מסוג IIb - כוכב מסיבי שכבר איבד את רוב המסה שלו לפני הפיצוץ.

הצוות חישב של-SN 2016gkg יש בערך פי 20 מסה של השמש, אבל עד הפיצוץ, הכוכב איבד 3/4 מהמסה שלו. כעת, לאחר ש-SN 2016gkg הפך לסופרנובה, הוא הצטמק לחמש מסות שמש.

הנתונים החזותיים המיוחלים יסייעו לאסטרונומים לקבל מידע נוסף על מבנה הכוכב רגע לפני התפוצצותו, כמו גם מידע על הפיצוץ עצמו.

"אסטרונומים מקצועיים חיכו למשהו כזה כבר הרבה זמן", אומר פיליפנקו. "תצפיות בכוכבים ברגעים הראשונים של הפיצוץ מספקות מידע שלא ניתן להשיג ישירות בכל דרך אחרת".

בנובמבר 2017, Gazeta.Ru דיבר על תגלית יוצאת דופן נוספת -

שכבר שרד כמה פיצוצים ומסרב לדעוך.

Supernova iPTF14hls התגלתה על ידי אסטרונומים במהלך הסקר האסטרונומי של Palomar Transient Factory בספטמבר 2014. כמה חודשים לאחר מכן הבחינו אסטרונומים ממצפה הכוכבים של לאס קאמברס בארצות הברית שהכוכב הפסיק לדעוך והחל להיות בהיר יותר. לאחר סקירת נתוני הארכיון, גילו החוקרים כי סופרנובה באותו מקום התגלתה ב-1954. איכשהו, היא שרדה את הפיצוץ והמשיכה לזרוח, ואז התפוצצה שוב 50 שנה מאוחר יותר.

לפי החוקרים, לפני הפיצוץ, מסת הכוכב הייתה פי 50 ממסת השמש. היקף הפיצוץ של הכוכב עשוי להיות קשור להתנהגותו החריגה, הם מציעים. סופרנובה iPTF14hls עשויה להיות הדוגמה הראשונה לסופרנובה לא יציבה בזוג פועם שהתגלתה.

"לפי התיאוריה הזו, ייתכן שהכוכב היה כה מסיבי וחם עד שהוא יצר אנטי-חומר בליבתו כשהתפוצץ. זו יכולה להיות הסיבה שהכוכב לא היה יציב וחווה כמה התלקחויות במהלך שנות קיומו, מציעים החוקרים. - לפי ההערכות פיצוצים כאלה היו אפשריים רק ב בשלב מוקדםקיומו של היקום והיום לא אמור להתרחש יותר. זה כמו לפגוש דינוזאור".