K. Lundmark는 1921년 우리 은하의 초신성 폭발에 대해 처음으로 이야기했습니다. 그는 고대와 중세에 관찰된 밝은 섬광이 은하 신성과 나중에 초신성이라고 불리는 별이라고 믿었습니다. 그는 중국에서 관찰된 1054년의 발병에 주목하면서 그 장소가 게 성운에 가깝다고 지적했습니다. 이 성운이 1921년에 미국 천문학자 C. Lampland와 J. Duncan에 의해 연구되었고, 둘 다 그것이 체계적으로 팽창하고 있고 팽창 기간이 거의 9세기에 이른다는 것을 발견한 것이 신기합니다.

이제 우리는 이러한 사실을 비교하고 성운의 형성과 폭발의 우연의 일치를 확인하는 것이 쉽지만 Lundmark와 미국 연구원 모두 그러한 결론을 내리지 않았습니다. 불과 7년 후 E. Hubble은 이 우연의 일치를 처음으로 지적했고 10년 후 Lundmark는 이미 자신 있게 게 성운이 1054년의 발발의 결과로 형성되었다고 말했습니다. 그는 발발의 겉보기 크기를 발견했습니다. 그리고 게까지의 거리를 측정하여 기존의 새 제품보다 훨씬 높은 값으로 절대값을 얻었습니다. 이것은 1054년에 은하에서 초신성 폭발이 일어났다는 것을 증명했습니다. 팽창하는 성운이 그 자리에 남아 있다는 사실을 확인하는 것도 그다지 중요하지 않았습니다. 17년이 연기된 이유는 분명히 가장 권위 있는 고대 중국 연대기에서 "Tian-Kuan에서 남동쪽으로 몇 인치 떨어진 곳에 게스트 스타가 나타났습니다(별과 혜성의 출현이 중국)". 이 경우 "인치"는 천구의 호의 약 1.5도입니다. 일반적으로 별자리 "Tian-Kuan"("천상의 장벽")의 주별은 $\zeta$ 황소자리라고 믿어졌습니다(그림 23). 그러나 게 성운은 이 별의 남동쪽이 아니라 북서쪽에 있습니다. 한자어에 오타가 있나 의심해야 했다.

쌀. 23.별자리 황소 자리와 그 주변.
도 구분은 지도의 왼쪽 가장자리에 표시되며 도 구분이 있는 두꺼운 선은 황도입니다. 별자리 황소 자리 및 기타 현대 별자리의 경계는 점선으로 표시되며 주요 별은 그리스 알파벳 문자로 표시됩니다. 중국 별자리의 구성은 실선으로 표시되고 이름은 기울임꼴로 표시됩니다. 게 성운은 X로 표시되어 있습니다.

그러나 오류의 가능성은 과학사가들에 의해 단호하게 거부된다. 고대 중국. 1971년 중국 고대 천문학 전문가인 Ho Ping-yu(말레이시아)와 미국의 중국학자 F. Paar와 P. Parsons는 "Tian-Kuan"의 남동쪽 발병에 대해 비슷한 설명을 가진 또 다른 텍스트를 지적했습니다. 따라서 연대기에는 오류가 없었습니다. 발병지 파악에 혼란이 생기는 또 다른 이유를 찾아야 한다. 이것은 이 책의 저자가 달성한 것 같습니다.

별이 빛나는 하늘의 고대 중국지도에는 같은 이름의 별자리가 거의 없으며 황소 자리, 처녀 자리, 궁수 자리, 쌍둥이 자리 및 염소 자리의 현대 별자리에서 "Tien Guan"만 5로 밝혀졌습니다. 1875년 중국 별자리 G. Schlegel의 첫 번째 연구원 중 한 사람은 이 "천상의 장벽"이 각각 두 개의 밝은 별으로 구성되어 있다고 언급했지만, 이 장벽 별 사이의 선이 필연적으로 황도를 가로지르는 것은 눈에 띄지 않은 채로 남아 있었습니다. . 그러나 이것이이 특별한 별자리의 목적이었습니다. 그들은 천체의 움직임이 일어나는 지역에서 주요 "천상의 고속도로"-황도를 다섯 곳에서 막는 실제 장벽의 역할을했습니다. 행성, 태양과 달.

Schlegel과 그의 뒤를 이은 다른 사람들은 황소자리에 있는 "Tian-Kuan"의 두 번째 별을 황소자리 남쪽의 희미한 별이라고 생각했으며 그러한 장벽이 황도를 가로지르지 않는다는 점을 고려하지 않았습니다. 이것은 초신성 폭발의 위치를 ​​정하는 데 혼란을 가져온 실수였습니다.

황소 자리는 또한 우리의 요구 사항을 충족시키는 자연적인 쌍입니다. 그건 그렇고, Hipparchus는 황소 자리의 "뿔"이라고 부르며, 황도를 따라 움직이는 발광체와 만납니다. "천상의 장벽"과 매우 유사한 역할입니다! 왜 아무도 황소 자리를 "Tian-Kuan"의 자연적이며 주요 밝은 구성 요소로 주목하지 않았습니까? 황도와 장벽의 연결이 밝혀지지 않았기 때문에이 별은 우리 별자리 Auriga 사이트에 위치한 이웃 별자리 "U-Che"( "Five Chariots")의 주요 별 중 하나였습니다. 그러나 이것은 또한 "Tian-Kuan"이 완전히 독립적인 별자리가 아니기 때문에 중요하지 않은 반대였습니다. 궁수자리와 쌍둥이자리에서 그들은 동시에 이웃 별자리의 일부입니다. 황소 자리의 "배리어"도 마찬가지입니다.

중국인은 별자리에서 가장 밝은 별과 관련하여 "손님 별"의 위치를 ​​​​나타내는 것이 엄격히 관례였습니다. 황소 자리의 "Tian-Kuan"에서 우리는 이제 황소 자리를 그러한 별으로 간주해야하며 중국 연대기의 논쟁의 여지가있는 텍스트는 "여러 정도 거리에서 황소 자리의 남동쪽"이라는 명확한 해석을받습니다. 이 별에서 7도 떨어진 남동쪽에 게 성운이 있습니다.

게 성운은 천체 물리학 연구에서 탁월한 역할을 했기 때문에 다음 장에서 더 많은 이야기를 할 것입니다. 따라서 밝기, 색상, 변경 사항 및 기타 기능과 같은 플래시에 대한 자세한 정보가 특히 중요합니다. 그러나 플레어 별의 밝기를 다른 것과 직접적으로 비교할 수 있는 경우는 거의 없습니다. 그럼에도 불구하고 이 문제를 조사하려는 시도는 1942년 네덜란드 천문학자 J. Oort와 미국인 N. Mayall에 의해 이루어졌습니다. 초신성은 7월 4일에 처음으로 관측되었으며, 23일 동안 어두워지기 전에도 볼 수 있었고 밤에는 1056년 4월 중순까지 관찰되었다는 중국 문헌을 근거로 삼았다.

태양이 지지 않았을 때, 밝기가 3.5를 초과하고 밝기가 5등급으로 떨어진 후 초신성이 밤에 보이지 않을 때 금성을 볼 수 있다는 것을 고려하면 별을 얻습니다. 650일 동안 8.5등급, 100일당 평균 1.3등급 약화됐다. 그러나 이제 우리는 (게 성운에서 관찰된 것처럼) 껍질의 느린 팽창과 결합된 그러한 느린 붕괴 속도가 II형 초신성에서만 가능하다는 것을 알고 있습니다.

Oort와 Mayall은 초신성 관측에 대한 이전 날짜에 대한 몇 가지 언급, 특히 5월 말의 일본 기록에 대한 언급을 거부했습니다. 당시 초신성은 태양에 가려져 볼 수 없었기 때문입니다. 그리고 1054년에 일식이 있었다고 주장하는 3개의 중국 문헌을 거부했습니다. 낮에는 "마오의 달의 고향"(플레이아데스)"에 "게스트 스타"가 나타났습니다. 모든 일식의 위치와 순간은 T. Oppolzer의 "Canon of Eclipses"에 정확하게 계산되어 있으며, 문제의 일식은 1054년 5월 9일 오후 중국 남부의 5월 초승달에 일어났습니다. 지금, 그로부터 40년 후 Oort와 Mayall의 작업에서 우리는 일본어와 중국어 텍스트에 오류가 없다고 말할 수 있습니다. 초신성은 5월에 나타났습니다. 현대의 해석자들은 틀렸습니다. 그러나 이것은 아르메니아의 초신성 관측에 대한 정보가 발견된 후 분명해졌습니다.

1969년 소련 연구원 I.S. 아스타포비치와 B.E. Tumanyan은 고대 아르메니아 사본의 Matenadaran 보관소에서 발견되었으며 1975년 Etum Patmich의 천문학 텍스트가 마침내 해독되었습니다. 번역에서 그는 1054년에 "5월 14일 밤의 전반부에 초승달이 뜨자 달의 원반에 별이 나타났다"고 말했습니다. 우리는 이미 현대 달력에 따르면 초승달이 5월 9일이었고 계산에서 알 수 있듯이 하루가 조금 넘었다는 것을 알고 있습니다. 달은 초신성에 가장 가깝습니다. 이 순간은 5월 10일 예레반에서 초승달 다음 날 매우 좁은 초승달처럼 보이는 달이 지는 시간에 관찰할 수 있었습니다. 그러나 초신성은 달보다 거의 달 지름의 4배 아래에 있었습니다. N.S. Astapovich는 수평선 근처의 거리가 달의 수평 시차, 조사 및 수평선 근처의 별 빛의 비정상적인 굴절이라는 세 가지 광학 효과에 의해 크게 줄어들 수 있음을 설득력있게 보여주었습니다. 결과적으로 초승달 근처에서 밝은 별의 놀라운 광경을 관찰할 수 있었습니다.

Patmich가 초신성을 보았다면 일식 동안 그 모습을 기록한 텍스트가 정확합니다. 사실 "마오의 달의 집"의 표시는 분명히 태양만을 가리키며 일식 당시 실제로 플레이아데스에 있었습니다. 아마도 텍스트는 일식 동안 어두운 하늘에서 친숙한 별들 사이에서 "손님 별"도 보았다고 언급했을 것입니다. 식이 끝나자 대낮으로 사라져서 아직 충분히 밝지 않아 다음날 최대치에 도달했습니다. 7월 초까지 거의 두 달 동안 영하 3.5도보다 더 밝았으며, 때로는 아직 해가 지지 않은 하늘의 푸른 배경에서 관찰되기도 했습니다. 우리가 알고 있는 바와 같이 II형 초신성의 경우 최대로 오래 머무르는 것도 특징입니다. 이것은 이러한 발발의 분류를 지지하는 또 다른 주장입니다.

아르메니아에서 초신성을 관측할 수 있는 가능성 외에도 1054년의 발발과 관련된 다른 상황이 알려져 있으며 그 신뢰성은 조건부이지만 초신성에 대한 더 신뢰할 수 있는 다른 정보와 그럴듯하게 결합됩니다. 이들은 북부 애리조나 사막의 암석 조각입니다.

1955년에 미국 고고학자 W. Miller는 북아메리카 인디언을 위한 특이한 플롯의 두 개의 암벽화를 발견했습니다. 즉, 초승달과 별을 묘사한 원의 모티프가 포함되어 있습니다(그림 24). 한 그림은 화이트 테이블 마운틴의 동굴에 있었는데 아래쪽 뿔에 밝은 별이 있는 어린 달을 묘사했으며, 나바호 협곡 벽의 첫 번째 그림에서 그리 멀지 않은 곳에 위치한 다른 그림은 다른 쪽을 향한 낫을 묘사했습니다. , 오래된 달과 그 아래의 별.

쌀. 24.애리조나 바위 예술입니다.
왼쪽 그림은 화이트 테이블 마운틴의 동굴에서 발견되었으며 별에 접근하는 어린 달을 묘사하고 있으며, 오른쪽 그림은 나바호 협곡의 벽에 있습니다. 오래된 달과 밝은 별.

동굴 화로에 남아 있는 석탄 잔해와 협곡의 이 부분에 있는 그림 스타일은 동굴에 10-12세기에 나바호 인디언이 거주했음을 보여줍니다. 아마도 인디언들은 달의 근접성과 1054년 초신성의 장엄한 광경에 놀랐을 것입니다. 달이 경로에 있는 별과 조우하는 것은 정확히 27일 7시간 후에 발생합니다. 특히 오래된 달은 중국에서 관측되기 시작한 직후인 1054년 6월 4일 초신성에 접근했다. 이 이벤트는 협곡의 패턴에 해당할 수 있습니다. 동굴의 그림과 관련하여 Miller와 나중에 그것을 연구한 천문학자들은 고대 예술가가 우리 동시대 사람들이 기억에서 달을 그려 달라는 요청을 받았을 때와 마찬가지로 고대 예술가가 달의 이미지를 거꾸로 뒤집었다고 믿었습니다. 이 사실을 확인하기 위해 대량 실험이 준비되어 동시대 사람들의 부주의가 확인되었습니다. 글쎄, 평소와 같이 그들은 다시 그 실수에 대해 고대 예술가를 비난했습니다.

쌀. 25. 5개의 은하계 초신성의 빛 곡선.
수평 - 위상(일 단위), 수직 - 겉보기 항성 등급. 1 - 중국 초신성 185 2 - 초신성 1006 3 - 초신성 1054, 4 - 브라헤의 초신성 1572, 5 - 케플러의 초신성 1604

하지만 와 비교 현대인비판에 저항하지 않습니다. 신석기 시대의 달과 그 이후 오랜 시간 동안 사람들을 위한 것은 단순한 야간 램프가 아니라 시계와 달력이었습니다. 하늘의 위치와 위상에 따라 시간과 요일을 태음월. 젊은 달은 저녁에 볼 수 있고 늙은 달은 아침에 볼 수 있기 때문에 젊은 달을 오래된 달과 혼동하는 것은 여전히 ​​​​불가능했습니다.

분명히 두 가지 다른 이벤트가 묘사되었습니다. 이다. Astapovich는 거꾸로 간주 된 동굴의 그림이 5 월 10 일 일몰에 아르메니아에서 본 초신성에 달이 접근하는 것과 정확히 일치한다는 사실에 주목했습니다. 그러나 애리조나에서는 이 순간이 낮이었고 달이 지기 시작한 지 불과 몇 시간 뒤에야 비로소 보이기 시작했습니다. 그녀와 애리조나의 해질녘 별 사이의 거리는 더 이상 최소가 아니었습니다.

무화과에. 25는 1054년 초신성의 추정된 광도 곡선을 보여줍니다. 최대에서 그것은 -5등급에 도달했고 측광 등급은 아마도 II.5였을 것입니다.

은하계 초신성 탐색

1943-1945년. 소련의 천문학자 B.V. Kukarkin과 미국 천문학자 W. Baade는 두 개의 은하계 초신성을 독립적으로 조사했습니다. 이것은 1572년 Tycho Brahe의 Nova와 1604년 Johannes Kepler의 Nova로 알려진 망원경 시대 전날의 가장 밝은 별들의 폭발이었습니다. 우리 동시대인들은 Brahe와 Kepler의 작업에서 주어진 새로운 행성과 주변 별의 밝기를 비교했습니다. . 이제 과거 어느 순간에 대한 행성의 크기를 정확하게 계산할 수 있게 되었으며 육안으로 볼 수 있는 별의 정확한 크기가 알려져 있습니다. 이를 통해 두 밝은 플레어의 광 곡선을 재구성할 수 있었습니다(그림 25 참조). 한국의 뉴케플러 역사기록도 불균등하게 검색되어 유럽의 관찰을 크게 보완하였다. 우리의 정의에 따르면 1572년 초신성의 최대 밝기는 -4.5이고 1604년 초신성의 최대 밝기는 -3.5입니다. 즉, 두 경우 모두 금성의 밝기에 도달했습니다. 그러나 가장 흥미로운 점은 광도 곡선이 확실히 유형 I로 밝혀졌을 뿐만 아니라 둘 다 측광 등급 I.12에 가장 잘 부합한다는 것입니다.

처음에는 New Kepler에서, 그 다음에는 New Brahe에서 폭발이 일어난 장소에서 W. Baade는 희미한 너덜너덜한 사상 성운을 발견했습니다. 이 성운은 게 성운과 세부적으로는 다르지만, 과거에는 이런저런 이유로 섬광으로 관찰되지 않은 것을 포함하여 우리 은하에서 초신성을 찾는 데 여전히 새로운 표시였습니다. 따라서 오르트가 1946년에 제시한 것처럼 백조자리에 있는 큰 사상성운도 성간 가스에서 속도가 느려진 지 오래 된 초신성 잔해라고 제안하는 것은 아주 자연스러운 일이었습니다. 이러한 사상성운은 이미 34개 이상이 하늘에서 발견되었습니다. 그들 중 가장 밝은 것은 소비에트 천체 물리학 자 G.A.가 연구했습니다. 샤인과 V.F. 가자. 이 초신성 잔해는 모두 수천 년 된 것입니다.

1948년에 최초의 강력한 우주 전파 방출원이 발견되었으며 그 중 일부는 은하수 지역에 있었습니다. 이 소스는 궁수자리 A(나중에 은하의 중심에서 발견됨), 카시오페이아 A 및 황소자리 A로 명명되었습니다. 그 당시 전파 망원경은 하늘에서 전파 소스의 위치를 ​​매우 대략적으로 결정했지만 여전히 1년 후에도 오스트레일리아 전파 천문학자 J. Bolton과 그의 동료들은 더 일찍 열린 황소자리 A 전파 소스가 게 성운과 같은 위치에 있음을 발견했습니다.

여러 파장에서 이 무선 소스에 대한 연구는 더 긴 파장으로의 전환에 따라 강도가 증가한다는 것을 보여주었습니다. 이것은 중요한 사실이었고 그 결과는 나중에 이해되었습니다. 우리는 이미 가열되었다는 것을 알고 있습니다. 천체그들은 또한 전파 범위의 파동을 방출하지만 복사 소스가 열인 경우 전파의 강도는 더 긴 파동으로 전환됨에 따라 감소합니다. 그러나 게 성운의 경우 파장에 따른 전파 방출 강도의 변화 과정이 다릅니다. 즉, 파장이 증가함에 따라 강도가 증가합니다. 이것은 물체의 무선 방출이 비열적 특성을 가지고 있음을 보여줍니다. 앞으로 우리는 초신성 잔해 외에도 비열 복사가 은하계 외부 소스인 전파 은하와 퀘이사에 존재한다는 점에 주목합니다. 약한 비열 전파 방출은 또한 나선 팔의 성간 매질에 의해 생성됩니다.

게 성운에서 비열 전파 방출이 발견되자 이 새로운 기능을 사용하여 초신성 잔해를 검색하게 되었습니다. 1952년에 Baade는 전파원인 Cassiopeia A가 관측되는 곳에서 희미한 사상성운을 발견했습니다. 소련의 천문학자 P.P. 파레나고와 J.S. Shklovsky는 이것이 또한 고대 중국에서도 관찰된 초신성의 잔해라고 제안했습니다(카시오페이아 별자리에서 고대 관찰자들은 많은 발발을 보았습니다). Minkowski와 같은 다른 연구자들은 그들의 관점에 동의하지 않았습니다.

그러나 1955년에 R. Minkowski는 이 성운의 덩어리의 움직임을 측정할 수 있었고 게 성운과 유사하지 않음에도 불구하고 빠르게 팽창하는 외피의 일부라는 것을 발견했습니다. 그는 그의 반대를 철회해야 했다. 성운의 팽창으로 이 초신성의 나이를 결정할 수 있었습니다. 캐나다 천문학자 K. Camper와 S. van den Berg의 최신 연구에 따르면 발병 날짜는 약 3년의 불확실성으로 1653년경입니다. 이것은 이미 얀 헤벨리우스의 망원경 시대에 초신성 브라헤와 케플러가 발발한 후 아주 최근에 일어났음을 의미하지만, 그 사이에 항상 관측에 접근할 수 있고 고정되지 않는 별자리 카시오페이아에서는 볼 수 없었습니다. 우리 반구의 온대 위도에서. 전파 천문학에 의해 발견된 젊은 초신성은 여러 면에서 매우 흥미로운 대상임이 밝혀졌습니다.

현재까지 전파천문학은 우리 은하에 속하는 135개의 비열 전파원을 찾는 것을 가능하게 했다. 그들은 다른 시대의 초신성 잔해입니다. 우리의 전임자들이 지난 세기에 충분히 자세하게 관찰한 비교적 어린 물체에 대해서만 광도 곡선에서 초신성의 유형, 때로는 광도 등급까지 결정할 수 있습니다.

고대의 초신성 관측

과학자들은 오랫동안 별 플레어, 혜성 출현 및 기타 특이한 현상에 대한 고대 관측에 대한 정보를 수집해 왔습니다. 중국, 중동 및 유럽 출처에서 수집한 이러한 데이터의 첫 번째 요약은 프랑스 혜성 연구원 A.G. 1783년에 2권으로 된 저작 Cometography를 출판한 Pinre. 그는 로마와 성서의 일부 텍스트를 사용했으며, Ma Duanlin이 편찬한 중세 중국 백과사전 "Wenxian Tongkao"의 첫 번째 번역본과 일부 다른 사본을 사용했는데 그 중 일부는 프랑스 혁명 시대에 흔적도 없이 유실되었습니다. .

불행히도, Pingre의 목록은 Humboldt와 Lundmark에 의해 당연히 잊혀졌습니다. 지금까지 이런저런 이유로 항성 플레어로 간주되는 모든 현상의 가장 완전한 모음이 이 책의 저자에 의해 편집되었으며 새로운 데이터로 정기적으로 업데이트되는 국제 "변광성 일반 카탈로그"에 포함되었습니다.

고대부터 1700년까지 약 200여건의 발병이 있었고, 주로 신생 스타가 있었고, 필사본과 연대기의 연대기에서 검색이 계속됩니다. 최근까지 유럽, 지중해 및 중동에서는 발병이 거의 관찰되지 않은 것으로 여겨졌습니다. 단 5-7건만 발생하고 나머지는 극동 국가에서 관찰되었습니다. 핑그레의 자료를 바탕으로 로마 연대기는 서구에서 약 25건의 발병이 기록되었음을 보여줍니다. 이것은 이미 플레어 설명의 교차 비교에 사용되는 심각한 기여입니다.

관측된 플레어 중에서 초신성을 어떻게 식별할 수 있습니까? 이전 페이지에서 논의한 세 개의 밝은 은하계 초신성은 규모 -3.5에 도달했으며 이를 초과했습니다. 그리고 이것은 사고가 아닙니다. 별의 플레어가 육안으로 쉽게 감지되기 ​​위해서는 최소 3등급 이상이어야 합니다. 그러다가 평소의 별자리 모양을 깨고 시선을 사로잡는다. 새로운 별은 우리로부터 천 광년 이내에 위치하면 최대 밝기를 가질 것입니다. 반면 우리은하의 가장 먼 부분에서 분출한 초신성은 성간소멸이 없었다면 0등급보다 밝았을 것이며 광도곡선의 종류에 따라 3개월에서 8개월 사이에 관측될 것이다. 따라서 0등급보다 밝은 섬광은 초신성일 가능성이 크다.

최근까지 밝은 별의 관측에 관해 우리에게 내려진 가장 오래된 보고서는 기원전 2296년의 혜성에 대한 언급이었습니다. e., Pingre가 발견하고 최초의 중국 통치자 Yao에 대한 구전 전통의 기록에 포함되어 있습니다. 중국에서의 글쓰기는 1500년 후에 발생했습니다. 그러나 몇 년 전 J. Mikhanovsky(미국)는 수메르인(고대 메소포타미아 거주자)의 점토판을 해독했는데, 이 점토판은 하늘 남쪽에 나타난 "두 번째 신-태양"에 대한 가장 오래된 구전 전설도 기록했습니다. , 그러나 곧 퇴색하고 사라졌다. 이 현상은 기원전 3-4천년에 기인합니다. 이자형. 초신성 폭발과 관련이 있으며, 그 후 우리에게 가장 가까운 잔해인 Sail X 성운이 남아 있습니다.

이제 우리는 서기 185년 12월 7일 중국에서 목격된 초신성 폭발로 보이는 폭발에 대한 확실하고 신뢰할 수 있는 정보를 얻었습니다. 이자형. 186년 또는 187년 7월까지 볼 수 있었다. 이 현상을 설명하면 다음과 같다. 남멍. 대나무 주판만한 크기로 오색을 잇는다. 이듬해 6월을 향하여 점차 광채가 줄어들어 사라졌다." 이 설명에는 현상의 날짜, 기간 및 하늘에서의 위치가 포함되어 있으며 별 사이의 부동성, 밝기의 약화 및 색상 변화와 같은 특성이 표시됩니다. 이것은 185의 현상에 대한 유일한 언급이며 다른 정보는 우리에게 도달하지 않았습니다.

별자리 "Nan-Man"은 또한 Centauri입니다. 중국의 고대 수도인 낙양에서는 지평선 위로 3도 올라갔고 밤에 2시간 이상 볼 수 없었기 때문에 별이 눈에 띄게 밝아야 알아차릴 수 있었습니다. 발병은 7개월 동안 관찰된 것으로 여겨졌으나, F. Stephenson은 본문의 해당 상형문자를 "내년"이 아니라 "내년"의 의미로 번역해야 한다고 주장하고 지속 기간을 20년으로 추정한다. 개월.

우리의 의견으로는 새로운 별이 아니라 초신성의 발발을 증언하는 결정적인 논거는 발발의 색상이 지속적으로 변화한다는 것입니다. 새로운 별은 색이 거의 변하지 않는 반면, 초신성은 최대로 흰색이었다가 다시 노란색, 빨간색, 노란색, 흰색으로 바뀝니다. 텍스트가 다섯 가지 색상을 말하기 때문에 첫 번째 관찰은 무대를 나타냅니다. 흰색즉, 최대 광도.

초신성의 최대 밝기는 얼마였습니까? 텍스트는 직접적인 정보를 제공하지 않지만 현상의 지속 시간에서 계산할 수 있습니다. 지평선 근처에 있는 별의 가시성은 7개월이면 플레어의 등급이 -4 이하임을 나타내고, 20개월이면 등급이 -4에서 -8임을 나타냅니다. 초신성 잔해를 찾으면 선택의 폭이 상당히 넓어질 수 있습니다.

4개의 비열 전파원, 즉 초신성 잔해가 센타우리와 센타우리 사이에서 발견되었습니다. 중간에 위치한 희미한 사상 성운과 일치합니다. 최근에 열 X선 방출을 발견했습니다. 비교 청소년초신성 잔해. 전파 방출 강도로부터 계산된 그것의 나이는 다른 세 가지의 나이보다 작지만 1700년을 초과합니다. 즉, 이 방법의 거칠기에 기인해야 하는 관찰된 폭발보다 오래된 것으로 판명되었습니다. 나이를 결정합니다. 잔해까지의 거리는 2~3kpc이므로 이 거리에서 폭발한 I형 초신성은 성간 흡수에 의해 약화되어 -4등급에 도달하고 II형의 경우 -2등급이 됩니다. . 분명히 I형이 더 적합합니다.

은하 초신성 잔해에 대한 데이터를 사용하여 "뒷문에서" 고대 텍스트에 설명된 초신성 폭발을 식별하려는 시도는 약 20년 전에 큰 유행이었습니다. 그들의 약점은 발병 지역에 대한 연대기의 매우 거친 징후였습니다. 어떻게든 유적의 나이를 결정할 수 있게 되자 많은 "식별"의 가상적 성격이 드러났습니다.

중요한 역할은 이제 귀중한 천문학 정보가 포함된 고대 문헌을 찾는 일을 계속하는 것입니다. 이와 관련하여 특히 유익한 것은 1006년 초신성 연구의 역사입니다. 지평선 근처에 있는 늑대의 남쪽 별자리에서 관찰된 이 발발은 일본어 7개, 중국 6개, 유럽 6개, 아랍어 5개, 한국어 1개로 언급되었습니다. 연대기. 현상을 설명하는 연대기 작성자가 항상 전문적인 관찰자 및 목격자는 아니었지만 때때로 목격자에 대한 설명이 있습니다. 그가 젊었을 때 개인적으로 본 1006의 현상을 자세히 설명한 점성가 Ali ben Ridwan이 그러한 사람이었습니다. 그는 별이 나타났을 때 행성의 위치를 ​​잘 기억했고, 미국 연구원 B. Goldstein은 하늘에서 이 현상의 날짜와 장소를 설정할 수 있었습니다. 그는 중국 연대기에서도 비슷한 결과를 얻었다.

1054년의 초신성의 경우와 마찬가지로 여기에서도 초신성의 밝기에 대한 정보가 부족합니다. 그러나 4월 28일 일본 천문학자들이 초신성에 대한 첫 번째 설명에서 별의 청백색을 기록했으며 이후 관찰자들은 만장일치로 별의 색을 노란색과 황금색이라고 불렀다는 것이 신기합니다. 이 정보로 판단하면 일본인은 이 초신성이 최대 밝기에 도달하기도 전에 이 초신성을 보았습니다. 중국 소식통은 또한 5월 1일에 밝기가 점차 증가하여 금성의 밝기에 근접했다고 언급했습니다. 5개의 출처는 초신성의 광채를 불완전한 달의 광채와 비교하지만, 아무도 그 별이 낮에도 보였다고 언급하지 않습니다. 물론 5월에는 별이 밤 늦게 뜨고 졌다. 비록 금성과 동급의 광채를 보여도 달이 없는 깊은 밤을 배경으로 큰 감동을 주지만, 우리는 해질녘의 밝은 새벽을 배경으로 금성을 볼 수 있다. 초신성 물체의 조명으로 인한 그림자도 인상을 강화했으며 불완전한 달과의 비교를 위한 기초 역할을 한 것 같습니다. 사실 초신성은 금성보다 밝게 보일 수 있지만 달보다 1/4로 희미할 수 있습니다. Ali ben Ridwan은 별의 "크기"가 금성을 2.5-3배 초과했다고 언급합니다. 별이 금성의 설정보다 훨씬 늦게 뜨기 때문에 이 비교는 "부재"였습니다. 연구원들은 금성의 겉보기 각 치수에 대한 고대 아랍어 및 현대 데이터를 기반으로 Ali ben Ridwan의 추정치를 다시 계산하려고 시도했지만 말도 안되는 것으로 판명되었습니다. Ali ben Ridwan은 별이 금성보다 2-3등급 더 밝았다는 것을 분명히 의미했습니다. 금성은 5월 저녁에 -3등급이었을 수 있으므로 최대 밝기의 초신성은 -6등급일 수 있습니다.

그 상황; 7월에는 정오 이후 낮에 초신성이 솟아올라야 했지만 낮 하늘을 배경으로 초신성이 보이지 않아 이번 달에는 -3.5등급보다 약한 것으로 나타났다. 밤에 다시 보이면 주변의 별들로부터 여전히 눈에 띄었습니다. 7월부터 11월 말까지 일본 궁중 천문학자들은 천황에게 시정의 9배를 보고했습니다. 중국 천문학자들은 연말까지 동쪽의 아침에 그녀를 보았습니다. 1007년에는 더 이상 초신성에 대한 정보가 없었습니다. 사실, Goldstein이 그녀가 1016년 이전에 보았다는 진술로 번역하는 한 출처의 보고서가 있습니다. 오랫동안.

초신성의 가시성의 상황을 고려하면 그것이 I형 초신성이라는 사실에 찬성합니다. 플레어 지역의 여러 비열 전파 방출원 중 하나는 미량의 가스 필라멘트와 특징적인 X선 방출과 함께 발견되었습니다. 1979년 이 초신성 잔해의 중심에서 멀지 않은 곳에서 F. Schweitzer와 J. Middleditch는 스펙트럼으로 판단할 때 백색 왜성인 17등급의 청색 별을 발견했습니다.

앞을 내다보면 그 당시 희미한 파란색 중심 별이 이미 두 개의 초신성 잔해에서 발견되어 연구되었다는 사실을 알 수 있습니다. Crab Nebula와 Sails X는 초당 30회와 10회 높은 빈도로 깜박이는 것으로 나타났습니다. , 각각. 그러나 슈바이처 별 밝기의 변동은 발견되지 않았습니다. 이 별은 우연히 전파원에 투사되었으며 초신성 잔해 앞이나 뒤에 있는 은하 원반의 일반적인 물체 중 하나임이 밝혀질 수 있습니다. 그러나 다른 한편으로는 I형 초신성에서 최초로 발견된 별의 잔해일 수도 있습니다! 정리할 필요가 있었습니다. 그리고 1982년 1월 자외선 분광계로 무장한 위성에서 이 물체의 1200~3200 스펙트럼을 얻었다. 스펙트럼은 별 앞에 위치한 초신성 잔해의 팽창하는 껍질에 속하는 흡수선을 나타냅니다. 그들의 변위는 5,000에서 6,000km/s의 팽창 속도를 나타냅니다. 이것은 I형 초신성 폭발의 개발을 위한 진정한 계획을 수립하는 데 결정적인 역할을 했습니다.

표 13. 은하계 초신성
초신성, 플래시 년	185	1006	1054	1181	1572	1592	1604
별자리	켄타우로스	늑대	황소자리	카시오페이아 자리	카시오페이아 자리	카시오페이아 자리	뱀주인자리
초신성이 발견된 국가 또는 세계의 일부	중국	아시아, 아프리카	아시아, 미국	아시아	유럽 ​​아시아	대한민국	유럽 ​​아시아
관찰 기간, 일	225	240	710	185	560	100	365
최대 겉보기 등급	-4	-6	-5	1	-4.5	2	-3.5
측광 등급	나는 타자를 치다	I.14	Ⅱ. 다섯	Ⅱ. 삼	I.12	?	I.12
쉘 팽창률, km/s	-	-8 000	-7 000	-8 000	-10 000	?	-10 000
초신성 잔해	있다	있다	황소자리 A "게"	3C 58	카시오페아 B	카시오페아 A	있다
나머지까지의 거리, kps	2-3	4	2	8	5	3	10

1181년의 밝은 섬광에 대해 이야기하는 것은 우리에게 남아 있습니다. 이는 주로 일본(F. Stephenson은 언급된 곳에서 6개의 연대기를 세었음)과 중국과 유럽에서 관찰되었습니다. 그것은 반년 동안 볼 수 있었고 한 번에 "청황색"색을 띠고 밝기가 토성과 같았습니다. 발병은 별자리 카시오페이아에서 발생했습니다. 반년 동안 초신성이 4등급 약화되는 것은 II형의 전형적인 현상입니다. 확실하게 확립된 폭발 지점에는 1952년에 밝은 핵이 발견된 비열 전파원이 있는데 황소자리 A 전파원의 "이중"입니다. 최근에는 게 성운과 유사한 사상 성운이 발견되었습니다. 또한 여기 은하수의 먼지가 많은 부분에서 발견됩니다. 이것은 플레어가 II형 초신성에 속한다는 것을 확인시켜준다.

은하계에서 초신성 폭발이 얼마나 자주 발생합니까?

현재까지 관측된 초신성의 목록은 비교적 적습니다(표 13). 동시에 초신성 잔해인 135개의 라디오 소스가 발견되었습니다. 잔해의 대부분은 강력한 성간 멸종 지역의 은하수에 위치한 나이가 많습니다. 따라서 그들의 섬광은 거의 볼 수 없었습니다. 그러나 유골 중에는 지난 세기 중반에 발병했지만 위에 표시된 이유로 관찰되지 않은 것도 발견되었습니다.

우리 자신은 은하계에 있고 초신성 폭발은 장대한 광경일 뿐만 아니라 나중에 보게 되겠지만 우리 삶에 영향을 미치는 요소이기 때문입니다. 태양계, 은하계에서 얼마나 자주 초신성 폭발이 일어나는가에 대한 질문은 학문적인 것이 아니라 매우 중요합니다.

표에 따르면 VII 장의 11에서 우리은하의 초신성 폭발 사이의 간격은 110년이며 불확실성은 60%입니다. 즉, 평균 간격은 44년에서 176년 사이가 가능합니다. 이 계산은 다른 나선은하의 초신성 관측을 기반으로 하며 우리 별 시스템이 Sb 유형이라는 가정에 기반합니다. Sc 유형인 경우 깜박임 간격을 10배 줄여야 합니다. 당연히, 그러한 모호한 결론은 우리 은하에서 초신성 폭발의 빈도에 대한 직접적인 연구에 의해 확인되어야 합니다.

쌀. 26.은하의 주 평면에 투영된 7개의 은하 초신성의 위치.
초신성은 폭발 날짜로 표시됩니다. C - 은하의 중심, - 태양, 그들 사이의 거리는 10 kpc입니다. HI는 은하 내 중성 수소 분포의 경계이고, HII는 이온화된 수소(즉, 밝은 기체 성운)의 전파 경계입니다.

최근에 H. Tammann은 1006년, 1054년, 1572년, 1604년의 5개 초신성 폭발 사이의 평균 간격을 계산하려고 했습니다. 그리고 Cassiopeia A. Supernova 1181은 그에 의해 거부되었습니다. 이 5개의 초신성은 중심각이 50°이고 꼭지점이 은하 중심에 있는 섹터에 위치합니다(즉, 섹터는 은하의 7분의 1입니다, 그림 26 참조). 1000년을 5로 나누면 한 섹터의 폭발 사이에 200년의 간격이 생기거나 7로 나누면 전체 은하에 대한 초신성 폭발 사이의 간격이 28년이 됩니다. 그러나 이 부문 내에는 강한 빛 흡수가 우리에게서 플레어를 숨길 수 있는 중요한 영역이 있습니다. 또한 중세 관측에 대한 데이터는 행성의 북반구에 대해서만 보존되어 있으므로 천구 남극 근처 별자리의 섬광은 눈에 띄지 않을 수 있습니다. 우리는 상응하는 수정에 대한 세부 사항으로 들어가지 않을 것이지만, Tammann이 마침내 한 방향 또는 다른 방향으로 5개의 플레어의 가능한 편차와 함께 12년의 평균 간격 또는 세기당 8개의 초신성을 얻었다는 점만 지적합니다.

그러나 덜 복잡한 길을 택하는 것이 가능할 것입니다. 불확실성이 큰 섹터 대신 8kpc 반경 내에서 태양 주위의 이웃을 살펴보겠습니다. 그러면 광학, X선, 전파천문학적 방법으로 잘 연구되었기 때문에 표와 같이 6개의 어린 잔해만을 포함하고 있음을 확신할 수 있다. 13 적어도 지난 1800년 동안, 185년의 발발 이후, 그리고 실제로는 훨씬 더 긴 기간 동안. 이웃 외부에는 1604년의 케플러 초신성이 있었고, 이는 은하 중심 위 어딘가에서 폭발했습니다.

6개의 초신성 중 2개는 II형이고 나머지는 I형입니다. 이러한 유형의 초신성이 은하에서 어디에서 폭발할 수 있는지 알아보겠습니다. 다른 항성계의 분출로 판단되는 I형 초신성은 중심에서 어느 거리에서나 발생하며, 보다 구체적으로는 본질적으로 주로 초신성 활동의 산물인 비이온화 수소 분포 지역에서 발생합니다. II 형 초신성은 젊은 별과 관련이 있으며 은하계의 분포 영역은 빛나는 가스 성운 - 이온화 된 수소 구름으로 명확하게 설명되어 있습니다.

은하에서 이온화되지 않은 수소의 전파반경은 21kpc이고 이온화된 수소의 전파반경은 16kpc이다. 따라서 은하에서 수소 이온화 단계 분포의 해당 영역에 대해 반경 8kpc의 이웃 비율을 계산하는 것은 쉽습니다. 이온화되지 않은 경우 0.15, 이온화된 경우 0.25입니다. 사실, 이것들은 두 유형의 초신성 폭발 사이의 평균 간격을 계산하는 데 필요한 유일한 요소입니다. 최소 간격을 1800년으로 하면 유형 I의 경우 1800:4*0.15 = 67년, 유형 II의 경우 1800:2*0.25 = 225년이 됩니다. 이 수치는 최대 50%의 오차로 정확한 것으로 간주될 수 있지만, 태양 주위의 반경이 8kpc인 구역에서 초신성 잔해의 전파 방출에 대한 연구는 2500년 미만의 다른 물체를 나타내지 않았기 때문에 평균 간격 위에서 얻은 분출 사이의 간격은 1.4배 증가할 수 있으며 분출 횟수는 100년 동안 같은 양만큼 감소합니다.

2,000년 동안 광학적으로 관찰된 분출이 "연속"에서 대략 균일하게 서로를 따르지 않았다는 점에 주목하는 것이 흥미롭습니다. - 12세기에 3번의 분출이 있었고, 그 후 다시 4세기의 휴지기가 있었고 16세기에서 17세기로 넘어가면서 32년 동안 이어진 3번의 발발로 끝납니다. 그 이후로 새로운 4세기의 멈춤이 계속되고 있습니다. "시리즈"와 "일시 중지"는 특별한 물리적 의미가 없습니다. 이것들은 소수의 사건이 연속적으로 일어나는 순수한 사고입니다. 어떤 식으로든 하지만 지난 4세기 동안 초신성 폭발은 태양 주위의 반경 8kpc를 가진 이웃 외부에서 발생했습니다. 은하는 우리 영역에 최소한 두 개의 초신성을 "빚"지고 있습니다.

은하계에서 태양계의 위치는 초신성 폭발의 관측이 그 부피의 약 절반에서 광학적으로 이용 가능하고, 은하계의 나머지 부분에서는 플레어의 밝기가 성간 소멸과 그러한 초신성 폭발에 대한 원격성에 의해 음소거되는 위치입니다. 우리 시대에도 이미 전파를 방출하는 잔해로서 플레어 이후에 그것들을 놓치고 감지할 수 있는 정도입니다.

초신성 폭발은 진정한 우주 현상입니다. 사실, 이것은 엄청난 힘의 폭발이며, 그 결과 별이 전혀 존재하지 않거나 질적으로 새로운 형태- 중성자별이나 블랙홀의 형태. 이 경우 별의 바깥층은 우주로 방출됩니다. 빠른 속도로 흩어지면서 아름답게 빛나는 성운을 만들어 냅니다.

게 성운은 천문학자들이 핼리 혜성의 귀환을 기다리고 있던 1758년에 악명이 높아졌습니다. 당시 유명한 '혜성 포수'였던 샤를 메시에(Charles Messier)는 황소자리의 뿔 사이에서 꼬리 손님을 찾고 있었는데, 그곳에서 예언됐다. 그러나 그 대신에 천문학자는 길쭉한 성운을 발견했는데, 그 성운이 그를 혜성으로 착각할 정도로 혼란스러웠습니다. 미래에 혼란을 피하기 위해 Messier는 하늘에 있는 모든 성운 천체의 목록을 작성하기로 결정했습니다. 게 성운은 카탈로그 번호 1입니다. 게 성운의 이 이미지는 허블 우주 망원경으로 촬영되었습니다. 가스 섬유, 매듭, 결로 등 많은 세부 사항을 보여줍니다. 오늘날 성운은 약 1,500km/s의 속도로 팽창하고 있으며 그 크기의 변화는 불과 몇 년 간격으로 찍은 사진에서 볼 수 있습니다. 게 성운의 전체 크기는 5광년을 초과합니다.

게 성운(C. Messier 카탈로그에 따르면 M1)은 가장 유명한 우주 물체 중 하나입니다. 여기서 요점은 그 밝음이나 특별한 아름다움이 아니라 게 성운이 과학의 역사에서 수행한 역할입니다. 성운은 1054년에 발생한 초신성 폭발의 잔해입니다. 이 장소에서 매우 밝은 별의 출현에 대한 언급은 중국 연대기에서 보존되었습니다. M1은 별 ζ 옆에 있는 황소자리에 있습니다. 어둡고 투명한 밤에는 쌍안경으로 볼 수 있습니다.


하늘에서 가장 밝은 전파 방출원인 유명한 천체 카시오페아 A. 이것은 1667년경 카시오페이아자리에서 분출한 초신성의 잔해입니다. 이상하지만 17세기 후반의 연대기에서 밝은 별에 대한 언급을 찾을 수 없습니다. 아마도 광학 범위에서 그 복사는 성간 먼지에 의해 크게 감쇠되었을 것입니다. 우리 은하에서 마지막으로 관찰된 초신성의 결과로 여전히 케플러 초신성이 존재합니다.


광학, 열 및 X선의 게 성운. 성운의 중심에는 전파를 방출하고 주변 물질에서 X선을 생성하는 초밀도 중성자 별인 펄사가 있습니다(X선은 파란색으로 표시됨). 다양한 파장에서 게 성운을 관찰함으로써 천문학자들은 중성자별, 펄서, 초신성에 대한 기본적인 정보를 얻을 수 있었습니다. 이 이미지는 Chandra, Hubble 및 Spitzer 우주 망원경으로 찍은 세 개의 이미지를 조합한 것입니다.


티코 초신성의 잔해. 1572년 카시오페이아자리에서 초신성이 폭발했다. 이 밝은 별은 망원경 이전 시대 최고의 천문학자 관찰자인 데인 티코 브라헤(Dane Tycho Brahe)가 관찰했습니다. 이 사건 이후에 브라헤가 쓴 책은 그 당시 별이 변하지 않는다고 믿었기 때문에 엄청난 이념적 의의가 있었습니다. 이미 우리 시대에 천문학자들은 오랫동안 망원경으로 이 성운을 사냥해 왔으며 1952년에는 전파 방출을 발견했습니다. 광학 분야의 첫 번째 사진은 1960년대에만 촬영되었습니다.


돛자리의 초신성 잔해. 우리 은하에 있는 대부분의 초신성은 우리은하의 평면에 나타납니다. 짧은 인생거대한 별. 섬유질의 초신성 잔해는 별과 적색 수소 성운이 많기 때문에 이 이미지에서 보기 어렵지만, 팽창하는 구형 껍질은 여전히 ​​녹색 빛으로 식별할 수 있습니다. Sails의 초신성은 약 11-12,000년 전에 발생했습니다. 폭발하는 동안 별은 엄청난 양의 물질을 우주로 방출했지만 완전히 붕괴되지는 않았습니다. 그 자리에는 전파를 방출하는 중성자 별인 펄서가 있었습니다.


연필 성운(NGC 2736), 벨라 별자리에 있는 초신성 껍질의 일부. 사실, 성운은 시속 50만 킬로미터의 속도로 우주 공간에서 전파되는 충격파입니다(사진에서는 아래에서 위로 날아갑니다). 수천 년 전에는 이 속도가 훨씬 더 빨랐지만 주변 성간 가스의 압력이 아무리 미미하더라도 초신성의 껍질이 팽창하는 속도를 늦췄습니다.


NGC 6962 또는 동부 베일 확대. 이 물체의 또 다른 이름은 네트워크 성운입니다.


Simeiz 147 성운(일명 Sh 2-240)은 황소자리와 황소자리의 경계에 위치한 초신성 폭발의 거대한 잔해입니다. 이 성운은 1952년 크림 반도의 Simeiz 천문대에서 소련 천문학자 G. A. Shain과 V. E. Gaze에 의해 발견되었습니다. 폭발은 약 40,000년 전에 발생했으며 그 동안 팽창하는 물질은 보름달 면적의 36배에 달하는 하늘의 면적을 차지했습니다! 성운의 실제 크기는 인상적인 160광년이며, 성운까지의 거리는 3000광년으로 추산됩니다. 연령. 물체의 독특한 특징은 길고 구부러진 가스 필라멘트로 성운에 스파게티라는 이름을 부여했습니다.


또 다른 잘 알려진 초신성 잔해인 메두사 성운은 쌍둥이자리에 있습니다. 이 성운까지의 거리는 잘 알려져 있지 않으며 아마도 약 5,000광년일 것입니다. 폭발 날짜는 약 3-30,000년 전으로 알려져 있습니다. 오른쪽에 있는 밝은 별은 흥미로운 변수인 쌍둥이자리 에타로, 육안으로 관찰할 수 있고 밝기 변화에 대해 연구할 수 있습니다.


육안으로 관찰된 마지막 초신성 폭발은 1987년 인근 은하인 대마젤란 성운에서 발생했습니다. 초신성 1987A의 밝기는 3등급에 이르렀는데, 이는 초신성까지의 거리(약 160,000광년)를 고려할 때 상당히 많은 수치입니다. 초신성의 시조는 청색 극대거성이다. 폭발 후 팽창하는 성운과 숫자 8 형태의 신비한 고리가 별 자리에 남았는데 과학자들은 이러한 현상의 원인이 이전 항성의 항성풍과 폭발 중 분출된 가스의 상호 작용 때문일 수 있다고 제안합니다. 폭발

이 세상에서 우리의 위치
우주의 가스와 먼지의 순환
초신성 폭발

폭발로 인한 강력한 섭동은 엄청난 속도로 전파되며 이러한 폭발 영역은 수만 년 동안 성간 물질의 거대한 영역을 덮습니다. 그러한 지역의 물리적 조건은 매우 뜨거운(수백만 도까지 가열된) 플라즈마와 평균값보다 훨씬 높은 자기장 및 우주선 밀도와 같은 "교란되지 않은" 매체를 특징짓는 것과 크게 다릅니다. 폭발한 별에 의해 방출된 물질은 성간 매체에 들어가 새로운 별과 행성계의 형성에 참여할 수 있습니다. 그렇기 때문에 초신성과 그 잔해는 현대 천체 물리학의 중심 연구 대상 중 하나입니다. 중요한 문제일반 별의 진화, 중성자 별 및 기타 붕괴된 물체의 탄생, 무거운 원소의 형성, 우주선 등.

처음에는 밝기가 갑자기 1,000배 이상 증가한 모든 별을 신성이라고 불렀습니다. 번쩍이는 그러한 별은 갑자기 하늘에 나타나 일반적인 별자리 구성을 깨고 최대 밝기를 수천 배 높인 다음 밝기가 급격히 떨어지기 시작했으며 몇 년 후에는 원래대로 약해졌습니다. 발생 이전에. 별이 빠른 속도로 질량의 1000분의 1까지 분출하는 플레어의 반복은 새로운 별의 특징입니다. 그러나 그러한 섬광 현상의 모든 웅장함에도 불구하고 별 구조의 급격한 변화나 별의 파괴와 관련이 없습니다. 5,000년 동안 정보는 3등급의 밝기를 초과하지 않는 것으로 제한하면 200개 이상의 밝은 별 폭발에 대한 정보가 보존되었습니다. 그러나 성운의 외부은하적 성질이 확립되었을 때, 성운 안에서 번쩍이는 새로운 별들은 그들의 광도가 종종 성운이 번쩍이는 전체 은하의 광도와 같은 것으로 밝혀졌기 때문에 그 특성 면에서 일반 신성보다 우월하다는 것이 분명해졌습니다. . 그러한 현상의 특이한 성질은 천문학자들로 하여금 그러한 사건이 보통의 새로운 별과는 완전히 다른 것이며, 따라서 1934년에 미국 천문학자 Fritz Zwicky와 Walter Baade의 제안에 따라 섬광이 정상의 광도에 도달하는 별이라는 생각을 갖게 했습니다. 최대 밝기의 은하는 가장 밝기가 밝은 별도의 초신성 등급으로 분리되었습니다.

일반적인 새로운 별의 폭발과 달리 초신성은 최첨단우리 은하계의 현상은 100년에 한 번 이상 발생하지 않는 극히 드문 현상입니다. 가장 눈에 띄는 발병은 1006년과 1054년이었고, 이에 대한 정보는 중국과 일본의 논문에 포함되어 있습니다. 1572년에 뛰어난 천문학자 튀코 브라헤가 카시오페이아 별자리에서 그러한 별의 발생을 관찰한 반면, 요하네스 케플러는 1604년 뱀주인자리에서 초신성을 추적한 마지막 사람이었습니다. 천문학의 "망원경" 시대의 4세기 동안 우리 은하에서는 그러한 플레어가 관찰되지 않았습니다. 그 안에 있는 태양계의 위치는 초신성의 관측이 그 부피의 약 절반에서 광학적으로 이용 가능하고 나머지 부분에서는 성간 흡수에 의해 발생의 밝기가 음소거되는 것과 같습니다. 에서 그리고. 크라소프스키와 I.S. Shklovsky는 우리 은하에서 초신성 폭발이 평균적으로 100년에 한 번 발생한다고 계산했습니다. 다른 은하에서는 이러한 과정이 거의 같은 빈도로 일어나므로 광폭발 단계의 초신성에 대한 주요 정보는 다른 은하에서 관찰된 초신성에서 얻을 수 있습니다.

폭발 슈퍼노바 CAS A

이러한 강력한 현상을 연구하는 것의 중요성을 깨닫고 미국 팔로마 천문대에서 근무하던 천문학자 W. Baade와 F. Zwicky는 1936년 초신성에 대한 체계적인 체계적인 탐색을 시작했습니다. 그들은 슈미트 망원경을 가지고 있어서 수십 제곱도의 영역을 촬영할 수 있었고 희미한 별과 은하도 매우 선명한 이미지를 제공했습니다. 3년 동안 그들은 서로 다른 은하에서 12개의 초신성 폭발을 발견했으며, 그 후 광도계와 분광법을 사용하여 연구했습니다. 관측 기술이 발전하면서 새롭게 발견되는 초신성의 수는 꾸준히 증가했고, 이후 자동 탐색의 도입으로 발견되는 초신성 수는 눈사태와 같은 증가(연간 100개 이상, 총 1,500개)로 이어졌다. 최근 몇 년 동안 대형 망원경은 매우 멀고 희미한 초신성을 찾기 시작했습니다. 그들의 연구는 전체 우주의 구조와 운명에 대한 많은 질문에 대한 답을 제공할 수 있기 때문입니다. 그러한 망원경으로 하룻밤 관찰하면 10개 이상의 먼 초신성을 발견할 수 있습니다.
초신성 현상으로 관측되는 별의 폭발로 인해 주변에 성운이 형성되어 엄청난 속도로(약 10,000km/s) 팽창한다. 높은 팽창률은 초신성 잔해가 다른 성운과 구별되는 주요 특징입니다. 초신성의 잔해에서 모든 것이 엄청난 힘의 폭발에 대해 이야기하고 있습니다.이 폭발은 별의 바깥 층을 흩어 버리고 방출 된 껍질의 개별 조각에 엄청난 속도를 부여했습니다.
예를 들어 초신성:황소자리에서 관찰되고 고속으로 팽창하는 가스 확산 물질로 구성된 상대적으로 작은 게 덩어리만큼 천문학자들에게 귀중한 정보를 제공한 우주 천체는 없습니다. 1054년에 관찰된 초신성의 잔해인 이 성운은 전파원이 확인된 최초의 은하계 천체였습니다. 라디오 방출의 특성은 열 복사와 아무 관련이 없다는 것이 밝혀졌습니다. 그 강도는 파장에 따라 체계적으로 증가합니다. 곧 이 현상의 본질을 설명할 수 있게 되었습니다. 초신성 잔해에는 강한 자기장이 있어야 하며, 여기에는 빛의 속도에 가까운 속도로 생성된 우주선(전자, 양전자, 원자핵)이 있습니다. 자기장에서 그들은 운동 방향으로 좁은 빔으로 전자기 에너지를 방출합니다. 게 성운에서 비열적 전파 방출이 발견되자 천문학자들은 이를 기반으로 초신성 잔해를 정확하게 검색하게 되었습니다.
그림: 게 성운. 허블 우주 망원경이 촬영한 거대한 항성 폭발의 잔해에 대한 새로운 일련의 이미지는 천문학자들에게 작은 게 펄서와 그것이 강화하는 거대한 성운 사이의 연결 역학에 대한 더 깊은 시각을 제공합니다. 왼쪽의 컬러 사진은 900여 년 전 초신성 폭발 이후 형성된 게 성운 거의 전체를 지상 망원경으로 촬영한 것이다. 지름이 10광년인 성운은 황소자리에서 7,000광년 떨어져 있습니다. 성운의 가장자리 주위에 모여 있는 녹색, 노란색, 빨간색 필라멘트는 폭발에 의해 우주로 튕겨져 나온 별의 잔해입니다. 게 성운의 중심에는 폭발하는 별의 붕괴된 핵인 게 펄서가 있습니다. 성운 내부의 푸른 빛은 에너지가 넘치는 전자가 방출하는 빛입니다. 오른쪽 이미지는 허블 우주 망원경으로 촬영한 것으로 게의 내부를 나타냅니다. 펄서 자체는 프레임 중앙 근처에 있는 한 쌍의 에베다 중 가장 왼쪽으로 볼 수 있습니다. 펄서는 명확한 매듭과 울퉁불퉁한 구조물의 복합체로 둘러싸여 있습니다. 이것은 허블이 몇 달 동안 받은 일련의 이미지 중 하나입니다. 게 성운의 내부가 생각보다 역동적임을 보여준다.

-20,000년 전. 쌍성계에서 더 큰 별은 팽창하여 적색 거성이 됩니다. -적색 거성은 파란색 별에 물질을 내보냅니다. 그 중 일부는 원반을 형성합니다. -두 개의 별은 가스 원반으로 둘러싸인 하나의 파란색 별으로 합쳐집니다. - 별의 "바람"은 디스크에 구멍을 만듭니다.

-1987년 2월 초신성 폭발이 고리의 안쪽 가장자리를 밝힙니다. -1991-1996 폭발파와 파편의 흐름은 빠르게 우주로 퍼집니다. -1997 폭발파가 링의 안쪽 가장자리에 도달하여 핀포인트 플레어가 발생합니다. -2007 내부 가장자리 전체를 따라 섬광이 발생하여 발광 링을 형성합니다.

폭발 1987A

사진: 초신성 Cas A. 별자리 카시오페이아에 위치한 성운은 특히 강력한 전파 방출원으로 밝혀졌습니다. 미터 파장에서 이 성운의 전파 방출 플럭스는 게 성운의 플럭스보다 10배 더 높지만 후자보다 훨씬 더 큽니다. 광학 빔에서 이 빠르게 팽창하는 성운은 매우 약합니다. 카시오페이아 성운은 약 300년 전에 일어난 초신성 폭발의 잔해로 여겨진다.
백조자리에 있는 사상성운 시스템은 또한 오래된 초신성 잔해의 전파 방출 특성을 보여주었다. 전파 천문학은 다른 많은 비열 전파원을 찾는 데 도움이 되었으며, 이는 다양한 연대의 초신성의 잔해로 판명되었습니다. 따라서 수만 년 전에도 초신성의 잔해는 강력한 비열 전파 방출로 다른 성운들 사이에서 두드러진다는 결론이 내려졌습니다.
이미 언급했듯이 게 성운은 X선 방출이 감지된 최초의 물체였습니다. 1964년에 X선 방사선 소스가 확장되어 있음을 발견할 수 있었습니다. 비록 각 치수가 게 성운 자체의 각 치수보다 5배 작음에도 불구하고 말입니다. 이로부터 X선은 한때 초신성으로 분출한 별이 아니라 성운 자체에서 방출된다는 결론이 내려졌습니다.
이 허블 우주 망원경 이미지에서 하늘을 가로지르는 여러 가지 빛깔의 제트기는 우리 은하 역사상 가장 큰 불꽃놀이 중 하나인 거대한 별의 거대한 폭발로 만들어졌습니다. 그 빛은 320년 전에 지구에 도달했습니다. 죽은 별의 들쭉날쭉한 잔해를 Cassiopeia A 또는 줄여서 "Cas A"라고 합니다. 우리은하에서 가장 어린 것으로 알려진 초신성 잔해는 카시오페이아자리에서 10,000광년 떨어져 있습니다. 초신성 폭발의 빛은 1600년에 지구에 도달했으며 폭발 자체는 10,000년 전에 발생했습니다. 이 사진은 초신성 잔해의 팽창하는 껍질의 상단 가장자리를 보여줍니다. 수십 개의 작은 물질 조각이 이미지 상단에 보입니다. 각각의 작은 덩어리는 원래 전체 태양계보다 수십 배 더 큰 별의 작은 조각이었습니다. 그것들을 만든 별은 거대했습니다. 우리 태양보다 15-25배 더 무겁습니다. 그러한 별은 일반적으로 수명이 짧아 수천만 년 동안(태양보다 1,000배 빠름) 핵연료를 소모합니다. 이 놀라운 Cas A 이미지는 천문학자들이 초신성 잔해를 자세히 연구할 수 있게 해주며, 초신성 잔해가 작고 냉각되는 가스 덩어리로 구성되어 있음을 처음으로 보여줍니다. 이 물질은 새로운 세대의 별과 행성을 만드는 데 사용됩니다. 수십억 년 전에 폭발한 초신성의 잔해로부터 우리의 태양과 태양계의 행성이 만들어졌을 가능성이 있습니다.
사진: 초신성 1987A. 찬란한 별과 가스 조각은 초신성 1987A로 명명된 거대한 별이 자폭하는 숨막히는 배경을 제공합니다. 그것의 폭발은 1987년 2월 23일 남반구의 천문학자들에 의해 관찰되었습니다. 이 허블 이미지는 확산 가스 구름에서 물질의 내부 및 외부 고리로 둘러싸인 초신성 잔해를 보여줍니다. 이 3색 이미지는 1994년 9월, 1996년 2월, 1997년 7월에 찍은 초신성과 그 주변 지역의 여러 사진을 합성한 것입니다. 초신성 근처에 있는 수많은 밝은 파란색 별은 각각 약 1,200만 년 전의 태양보다 6배 더 무거운 무거운 별입니다. 그들은 모두 폭발 한 별과 같은 세대의 별에 속합니다. 밝은 가스 구름의 존재는 이 지역의 또 다른 젊음의 징조이며, 이 지역은 여전히 ​​새로운 별의 탄생을 위한 비옥한 땅입니다. 허블은 초신성 1987A의 폭발 현장을 둘러싸고 있는 빛나는 가스 고리를 발견했습니다. 아마도 두 개의 고리는 레이저 광선이 화면에 원을 그리는 것과 유사하게 고에너지 방사선이나 입자에 의해 "끌어당길" 수 있습니다. 방사선의 근원은 1987년에 폭발한 별의 두 번째 성분의 이전에 알려지지 않은 별의 잔해일 수 있습니다. 허블이 촬영한 이미지는 출처가 의심되는 장소에서 희미하게 빛나는 물체를 보여줍니다.
허블의 1994년 이미지 [A]에 있는 고리는 초신성 1987A 주변의 빛나는 가스 고리를 보여줍니다. 이미지 [B] - 1997년 허블 망원경이 최근 관측한 바에 따르면 고리의 오른쪽 상단에 있는 노드의 밝기가 증가했습니다. 이것은 외부로 이동하는 폭발파와 내부 부품별반지. 충돌은 가스를 가열하고 더 밝게 만듭니다. 이것은 초신성을 강력한 X선 및 전파원으로 되살리며 앞으로 몇 년 동안 일어날 극적이고 격렬한 충돌의 첫 번째 신호일 것입니다. 중앙에 있는 백색 초승달 모양의 물질은 흩어진 별의 가시적인 부분으로, 초속 3,000km의 속도로 돌진하고 있으며, 이는 별이 폭발할 때 발생하는 방사성 원소에 의해 가열된다.
초신성 영향

초신성. 1987년 2월 23일 우리 이웃 은하인 대마젤란 성운에서 초신성 폭발이 일어났습니다. 이 대마젤란 성운은 현대 천문 장비로 무장하고 자세히 연구할 수 있는 최초의 천체였기 때문에 천문학자들에게 매우 중요하게 되었습니다. 그리고 이 별은 일련의 예측을 모두 확인시켜 주었습니다. 플래시와 동시에 일본과 오하이오(미국)에 설치된 특수 탐지기는 별의 핵이 붕괴되는 동안 매우 높은 온도에서 생성되고 껍질을 쉽게 관통하는 중성미자 입자의 흐름을 기록했습니다. 이러한 관측은 붕괴하는 항성 코어의 질량의 약 10%가 코어 자체가 중성자별으로 붕괴되는 순간에 중성미자로 방출된다는 초기의 가정을 확인시켜주었다. 매우 무거운 별에서 초신성 폭발 동안 핵은 훨씬 더 큰 밀도로 압축되어 아마도 블랙홀로 변할 수 있지만 별의 바깥층은 여전히 ​​​​떨어져 있습니다. 최근 몇 년 동안 일부 우주 감마선 폭발이 초신성과 관련이 있다는 징후가 나타났습니다. 우주 감마선 폭발의 특성은 폭발의 특성과 관련이 있을 수 있습니다.
초신성 폭발은 주변 성간 매질에 강력하고 다양한 영향을 미칩니다. 엄청난 속도로 던져진 초신성의 껍질은 주변의 가스를 긁어 모으고 압축하여 가스 구름에서 새로운 별을 형성하는 데 자극을 줄 수 있습니다. Rutgers 대학의 Dr. John Hughes가 이끄는 천문학자 팀은 NASA의 Chandra X-ray Observatory의 관측을 사용하여 초신성 폭발에서 규소, 철 및 기타 요소가 어떻게 형성되는지에 대한 중요한 발견을 했습니다. 초신성 잔해 카시오페아 A(Cas A)의 X선 이미지는 폭발 동안 별 내부에서 분출된 규소, 황, 철 덩어리를 보여줍니다. 찬드라 천문대에서 얻은 Cas A 초신성 잔해 이미지의 높은 품질, 선명도 및 정보 내용을 통해 천문학자들은 이 잔해의 많은 마디의 화학적 조성을 결정할 수 있을 뿐만 아니라 이 마디가 형성된 위치를 정확히 알아낼 수 있었습니다. 예를 들어 가장 조밀하고 밝은 노드는 철이 거의 없는 규소와 황으로 주로 구성됩니다. 이것은 그들이 초신성 폭발로 끝난 붕괴 동안 온도가 30억도에 도달한 별 내부 깊숙이 형성되었음을 나타냅니다. 다른 노드에서 천문학자들은 일정량의 규소와 황의 불순물과 함께 매우 높은 함량의 철을 발견했습니다. 이 물질은 폭발 중 온도가 더 높은 값에 도달 한 부분에서 40 ~ 50 억도 더 깊게 형성되었습니다. 밝은 규소가 풍부한 노드와 약한 철이 풍부한 노드의 Cas A 초신성 잔해의 배열을 비교하면 별의 가장 깊은 층에서 유래하는 "철" 특징이 잔해의 바깥쪽 가장자리에 위치한다는 것이 밝혀졌습니다. 이것은 폭발이 "철" 노드를 다른 모든 노드보다 더 멀리 던졌다는 것을 의미합니다. 그리고 지금도 그들은 폭발의 중심에서 더 빠른 속도로 멀어지고 있는 것 같다. 찬드라가 얻은 데이터에 대한 연구는 이론가들이 제안한 초신성 폭발의 본질, 과정의 역학 및 새로운 요소의 기원을 설명하는 몇 가지 메커니즘 중 하나에 대해 설명하는 것을 가능하게 할 것입니다.
연구에 따르면 초신성은 균질한 물체 그룹을 나타내지 않습니다. 초신성의 스펙트럼과 광도 곡선(시간에 따른 밝기 변화)은 크게 다르며 스펙트럼 분류는 SN I 및 SN II의 두 가지 유형으로 나눴습니다.

찬드라 천문대에서 초신성 잔해인 Cas A를 14시간 동안 관찰한 결과 폭발 중에 분출된 중원소의 분포가 가장 잘 나타났습니다. 왼쪽 위는 Cas A의 광대역 x-ray 이미지입니다. 나머지 이미지는 실리콘 이온(오른쪽 위), 칼슘 이온(왼쪽 아래), 철 이온(오른쪽 아래)에서 얻은 것입니다. 이 원소들은 온도가 약 5천만 °C인 기체의 일부입니다. 색상은 노란색(가장 강렬함), 빨간색과 보라색에서 녹색(가장 덜 강렬함)까지 X선의 강도를 나타냅니다.

슈퍼노바 CAS A

초신성 SN I SN II의 스펙트럼은 밝은 수소선을 포함하고 다양한 스펙트럼과 광 곡선으로 구별되는 반면 매우 유사한 스펙트럼(수소선 없음)과 광 곡선 모양을 가지고 있습니다. 이 형태에서 초신성의 분류는 1980년대 중반까지 존재했습니다. 그리고 CCD 수신기의 광범위한 사용이 시작되면서 관측 자료의 양과 질이 크게 향상되어 이전에는 접근할 수 없었던 약한 물체에 대한 스펙트로그램을 얻고 훨씬 더 정확하게 선의 강도와 너비를 결정하고 기록도 가능하게 되었습니다. 스펙트럼의 약한 선. 그 결과 초신성의 명백히 확립된 이진 분류가 빠르게 변화하고 더 복잡해지기 시작했습니다. 초신성은 또한 폭발하는 은하의 유형으로 구별됩니다. 나선은하에서는 두 가지 유형의 초신성이 폭발하지만, 성간 매질이 거의 없고 별 형성 과정이 끝난 타원은하에서는 SN I 초신성만 관찰되며, 분명히 폭발 전에 이들은 매우 오래된 별이며, 질량이 태양에 가깝습니다. 그리고 이러한 유형의 초신성의 스펙트럼과 광도 곡선은 매우 유사하기 때문에 동일한 별이 나선 은하에서 폭발한다는 것을 의미합니다. 질량이 태양에 가까운 별의 진화 경로의 자연스러운 끝은 행성상 성운이 동시에 형성되면서 백색 왜성으로 변하는 것입니다. 백색 왜성은 정상적인 항성 진화의 최종 산물이기 때문에 구성 성분에는 수소가 거의 없습니다.
우리 은하에서는 매년 여러 개의 행성상 성운이 형성되기 때문에 이 질량의 별 대부분은 조용히 성운을 완성합니다. 삶의 길, 그리고 100년에 한 번만 SN I형 초신성 폭발이 발생합니다. 같은 종류의 다른 별의 운명과 유사하지 않은 매우 특별한 결말을 결정하는 이유는 무엇입니까? 유명한 인도 천체 물리학자 S. Chandrasekhar는 백색 왜성의 질량이 약 1.4 태양 질량보다 작다면 조용히 "살아남을" 것이라는 것을 보여주었습니다. 그러나 그것이 충분히 가까운 쌍성계에 있다면, 그것의 강력한 중력은 동반성에서 물질을 "끌어낼" 수 있어 질량이 점진적으로 증가하고 허용 한계를 넘으면 강력한 폭발이 일어나 별의 죽음.

슈퍼노바 G11.2-0.3

찬드라 천문대의 이 이미지는 G11.2-0.3으로 알려진 초신성 잔해의 기하학적 중심에 있는 펄서를 명확하게 보여줍니다. 찬드라는 펄서가 중국 천문학자들에 의해 기록된 386의 초신성에 의해 형성되었다는 강력한 확인을 받았습니다. 천체의 실제 나이를 결정하는 것은 매우 어렵기 때문에 초신성에 대한 역사적 기록은 매우 중요합니다. 이 발견이 확인되면 이 펄서는 역사적 사건과 정확히 연관되는 두 번째 펄서가 될 것입니다.

초신성 SN II수소가 대량으로 존재하는 껍질에 젊고 무거운 별과 분명히 관련이 있습니다. 이러한 유형의 초신성의 섬광은 초기 질량이 8-10 태양 질량보다 큰 별 진화의 마지막 단계로 간주됩니다. 일반적으로 그러한 별의 진화는 매우 빠르게 진행됩니다. 수백만 년 안에 수소를 태운 다음 헬륨을 태워 탄소로 변한 다음 탄소 원자가 더 높은 원자 번호를 가진 원자로 변하기 시작합니다. 자연에서 에너지 방출이 큰 원소의 변형은 핵이 가장 안정한 철로 끝나고 핵이 융합되는 동안 에너지가 방출되지 않습니다. 따라서 별의 핵이 철이 되면 별의 에너지 방출이 멈추고 더 이상 중력에 저항할 수 없으므로 빠르게 수축하거나 붕괴되기 시작합니다. 붕괴 중에 발생하는 과정은 아직 완전히 이해되지 않았습니다. 그러나 핵의 모든 물질이 중성자로 변하면 인력에 저항할 수 있다는 것이 알려져 있습니다. 별의 핵은 "중성자 별"로 변하고 붕괴가 멈춥니다. 이 경우 거대한 에너지가 방출되어 별의 껍질에 들어가 팽창을 일으키며 이를 초신성 폭발로 봅니다. 이로부터 초신성 폭발과 중성자별 및 블랙홀 형성 사이의 유전적 연관성을 예상할 수 있습니다. 이 전에 별의 진화가 "조용히" 일어났다면, 그 껍질은 태양의 반경보다 수백 배 더 큰 반경을 가져야 하고 또한 SN II 초신성의 스펙트럼을 설명하기에 충분한 수소를 보유해야 합니다.
펄서. 초신성 폭발 후 팽창하는 껍질과 다양한 유형의 방사선 외에도 다른 물체가 남아 있다는 사실은 1968년에 전파 천문학자들이 펄서를 발견했다는 사실 때문에 알려지게 되었습니다. 엄격하게 정의된 기간 후에 반복되는 별도의 펄스에 집중됩니다. 과학자들은 펄스의 엄격한 주기성과 그 주기의 짧음에 충격을 받았습니다. 가장 큰 관심은 초신성 폭발의 잔해로 간주되는 남쪽 별자리 인 Sails에 위치한 천문학 자에게 매우 흥미로운 성운의 좌표에 가까운 좌표를 가진 펄서에 집중되었습니다. 기간은 단 0.089 초였습니다. 그리고 게 성운의 중심에서 펄서가 발견된 후(주기는 1/30초), 펄서는 어떻게든 초신성 폭발과 관련이 있음이 분명해졌습니다. 1969년 1월 게 성운의 펄서는 같은 주기로 밝기가 변하는 16등급의 희미한 별과 식별되었으며, 1977년에는 파리코스자리의 펄서도 별과 식별되었습니다.
펄서 복사의 주기성은 빠른 회전과 관련이 있지만, 단일 일반 별, 심지어 백색 왜성조차도 펄서의 주기 특성으로 회전할 수 없습니다. 원심력에 의해 즉시 분해되고 중성자별만 , 매우 조밀하고 조밀하여 그들 앞에 설 수 있습니다. 많은 옵션을 분석 한 결과 과학자들은 초신성 폭발이 중성자 별의 형성을 동반한다는 결론에 도달했습니다. 중성자 별은 질적으로 새로운 유형의 물체이며 그 존재는 질량이 큰 별의 진화 이론에 의해 예측되었습니다 .
블랙홀. 초신성 폭발과 블랙홀 형성 사이의 직접적인 연결에 대한 첫 번째 증거는 스페인 천문학자들에 의해 얻어졌습니다. 블랙홀 주위를 도는 별과 Nova Scorpii 1994 쌍성계를 도는 별에서 방출되는 복사에 대한 연구 결과, 많은 양의 산소, 마그네슘, 규소 및 황이 포함되어 있음이 밝혀졌습니다. 초신성 폭발에서 살아남은 가까운 별이 블랙홀로 변할 때 이러한 요소가 포착되었다는 가정이 있습니다. 초신성(특히 Ia형 초신성)은 우주에서 가장 밝은 항성 천체 중 하나이므로 현재 사용 가능한 장비로 가장 멀리 있는 천체도 탐사할 수 있습니다. 많은 Ia형 초신성이 비교적 가까운 은하에서 발견되었습니다. 이 은하들까지의 거리에 대한 충분히 정확한 추정은 은하에서 폭발하는 초신성의 광도를 결정하는 것을 가능하게 했습니다. 멀리 떨어진 초신성의 평균 광도가 같다고 가정하면 관측된 크기최대 밝기에서 그들까지의 거리를 추정할 수도 있습니다. 초신성까지의 거리와 그것이 폭발한 은하의 제거율(적색편이)을 비교하면 우주의 팽창을 특징짓는 주요 값인 소위 허블 상수를 결정할 수 있습니다.
10년 전만 해도 53km/s Mpc에서 100km/s Mpc로 거의 두 배나 차이가 나는 값을 얻었지만 오늘날에는 정확도가 크게 향상되어 72km/s Mpc의 값은 다음과 같습니다. 승인됨(약 10%의 오류 포함) . 적색편이가 1에 가까운 먼 초신성의 경우, 거리와 적색편이 사이의 관계를 통해 우주의 물질 밀도에 따라 달라지는 양을 결정할 수 있습니다. 아인슈타인의 일반 상대성 이론에 따르면 공간의 곡률을 결정하는 것은 물질의 밀도이며 결과적으로 우주의 미래 운명을 결정합니다. 즉, 무한정 확장될 것인가, 아니면 이 과정이 중단되고 수축으로 대체될 것인가. 초신성에 대한 최근 연구에 따르면 우주의 물질 밀도는 팽창을 멈추기에 충분하지 않으며 앞으로도 계속될 것입니다. 그리고 이 결론을 확인하기 위해서는 초신성에 대한 새로운 관측이 필요합니다.

초신성 또는 초신성 폭발은 별의 수명이 다했을 때 별이 거대하게 폭발하는 과정입니다. 이 경우 엄청난 에너지가 방출되고 광도는 수십억 배 증가합니다. 별의 껍질이 우주로 방출되어 성운을 형성합니다. 그리고 핵은 너무 많이 줄어들어 , 또는 가 됩니다.

우주의 화학적 진화는 초신성 덕분에 정확하게 진행됩니다. 폭발하는 동안 무거운 원소가 우주로 방출되어 별의 수명 동안 열핵 반응 동안 형성됩니다. 또한, 이러한 잔해로부터 행성상 성운이 형성되고, 그로부터 행성이 있는 별이 차례로 형성됩니다.

폭발은 어떻게 일어나는가?

아시다시피 별은 중심핵에서 일어나는 열핵반응으로 엄청난 에너지를 방출합니다. 열핵 반응은 에너지 방출과 함께 수소를 헬륨 및 더 무거운 원소로 전환시키는 과정입니다. 그러나 창자의 수소가 끝나면 별의 상층이 중심을 향해 붕괴되기 시작합니다. 임계점에 도달한 후, 물질은 문자 그대로 폭발하여 핵을 점점 더 압축하고 충격파로 별의 상층을 제거합니다.

이 경우 공간의 다소 작은 체적에서 너무 많은 에너지가 생성되어 그 일부가 실질적으로 질량이 없는 중성미자를 제거해야 합니다.

Ia형 초신성

이러한 유형의 초신성은 별에서 태어난 것이 아니라 별에서 태어난 것입니다. 흥미로운 특징은 이러한 모든 물체의 광도가 동일하다는 것입니다. 그리고 물체의 광도와 유형을 알면 물체의 속도를 계산할 수 있습니다. Ia형 초신성을 찾는 것은 그들의 도움으로 우주의 가속 팽창이 발견되고 증명되었기 때문에 매우 중요합니다.

아마도 내일 그들은 불타오를 것입니다

초신성 후보를 포함하는 전체 목록이 있습니다. 물론 폭발이 언제 일어날지 정확히 결정하는 것은 매우 어렵습니다. 가장 가까운 알려진 것들은 다음과 같습니다.

• IK 페가수스.이중 별은 우리로부터 최대 150 광년 떨어진 별자리 페가수스에 있습니다. 그것의 동반자는 이미 열핵 융합을 통한 에너지 생산을 중단한 거대한 백색 왜성이다. 주별이 적색 거성으로 변해 반지름이 증가하면 왜성은 그에 따른 질량이 증가하기 시작합니다. 질량이 태양의 1.44에 도달하면 초신성 폭발이 발생할 수 있습니다.
• 안타레스. 우리로부터 600광년 떨어진 전갈자리에 있는 적색 초거성. 안타레스는 뜨거운 파란색 별을 동반합니다.
• 베텔게우스.안타레스와 같은 물체는 별자리 오리온에 있습니다. 태양까지의 거리는 495광년에서 640광년이다. 젊은 별(약 1000만년)이지만 탄소 소진 국면에 이르렀다고 여겨진다. 이미 1,2000년 이내에 우리는 초신성의 폭발을 감상할 수 있을 것입니다.

지구에 미치는 영향

물론 근처에서 폭발하는 초신성은 우리 행성에 영향을 미칠 수밖에 없습니다.예를 들어, Betelgeuse가 폭발하면 밝기가 약 10,000배 증가합니다. 몇 달 동안 별은 보름달과 밝기가 비슷한 빛나는 점처럼 보일 것입니다. 그러나 베텔게우스의 극이 지구를 향하고 있다면 별에서 감마선을 받을 것입니다. 오로라가 증가하고 오존층이 감소합니다. 이것은 매우 부정적인 영향우리 행성의 생명을 위해. 이 모든 것은 이론적인 계산일 뿐이며 실제로 이 초거성 폭발의 영향이 무엇인지 확실히 말할 수는 없습니다.

별의 죽음은 삶과 마찬가지로 때로는 매우 아름답습니다. 이것의 예는 초신성입니다. 그들의 플래시는 강력하고 밝으며 근처의 모든 조명보다 빛납니다.

새 카메라를 40cm 망원경에 부착하여 성능을 테스트해보았습니다. 그는 남반구의 주요 별자리인 조각가자리에서 8천만 광년 떨어져 있는 나선은하 NGC 613을 촬영하기로 결정했습니다. Buzo는 도시의 불빛에 노출되는 것을 피하기 위해 20초 셔터 속도로 1시간 30분 동안 은하계를 촬영했습니다. 처음 20분 동안은 사진이 똑같아 보였습니다.

그리고 나서 Buzo는 은하계의 한쪽 팔 끝에 있는 밝은 점을 발견하고 놀라운 일이 일어나고 있음을 깨달았습니다. 그러나 그는 정확히 무엇을 결정할 수 없었고 전문가에게 도움을 요청했습니다.

이미지를 조사한 후, 천문학자 Melina Bersten과 ​​La Plata에 있는 천체 물리학 연구소의 동료들은 다음과 같은 사실을 깨달았습니다.

Boso는 가장 드문 사건인 초신성 폭발을 해결했습니다.

초신성 폭발 동안 별의 광도는 4-8등급으로 급격히 증가하고 폭발은 천천히 사라집니다. 폭발은 별의 바깥 껍질에서 성간 공간으로 상당한 질량의 물질을 방출하는 것을 동반합니다. 일반적으로 초신성은 사실 이후, 즉 사건이 이미 발생하고 그 방사선이 지구에 도달했을 때 관찰됩니다. Buzo의 카메라에 기록된 폭발파는 처음 몇 시간 동안만 관찰할 수 있습니다. 폭발이 언제 일어날지 예측할 수 없기 때문에 폭발을 촬영하는 것은 어렵습니다. 지금까지 아무도 이것을 할 수 없었습니다. Bursten에 따르면 그러한 발견의 가능성은 1억은 아니더라도 10분의 1입니다.

그러나 Buzo는 이 프로세스의 시작 부분을 수정했습니다.

빅터 부소/가스톤 폴라텔리

사실, 일부 연구자들은 이미 얼마나 사실인지 궁금해하기 시작했습니다. 이론적 모델초신성 폭발”이라고 연구를 주도한 Bursten이 설명합니다. —

Buzo의 관찰은 매우 가치가 있으며 복권조차도 그런 일을 하는 것보다 당첨되기 쉽습니다."

"우주 복권에 당첨된 것과 같습니다." 폭발 후 초신성을 관찰하는 데 참여해 온 캘리포니아 대학교 버클리의 천체 물리학자인 Alexei Filippenko의 말입니다. 관찰 데이터는 올해 2월 21일 저널에 게재되었습니다. 자연, 과학자들은 공동 저자 중 Buzo를 언급했습니다.

"Buzot의 데이터는 탁월합니다."라고 Filippenko는 말합니다. "이것은 아마추어 천문학자와 전문 천문학자 간의 파트너십을 보여주는 좋은 예입니다."

SN 2016gkg으로 명명된 초신성을 발견한 지 두 달 만에 천문학자들은 Keck and Lick Observatory 망원경으로 초신성을 관찰했습니다. 발견과 추가 관찰을 바탕으로 Bursten과 ​​그녀의 동료들은 초신성이 쌍성계의 일부로 외부 가스층을 잃고 대부분 헬륨 핵만 보유하고 있다고 결정했습니다. 스펙트럼 데이터는 그것이 IIb형 초신성인 것으로 나타났습니다. 이 초신성은 폭발 전에 이미 질량의 대부분을 잃은 거대한 별이었습니다.

연구팀은 SN 2016gkg의 질량이 태양의 약 20배였으나 폭발 당시 별은 질량의 3/4을 잃은 것으로 추정했다. 이제 SN 2016gkg은 초신성이 되어 5 태양 질량으로 줄어들었습니다.

오랫동안 기다려온 시각적 데이터는 천문학자들이 폭발 직전의 별 구조와 폭발 자체에 대한 정보를 얻는 데 도움이 될 것입니다.

"전문 천문학자들은 오랫동안 이와 같은 것을 기다려 왔습니다."라고 Filippenko는 말합니다. "폭발의 첫 순간에 별을 관찰하면 다른 방법으로는 직접 얻을 수 없는 정보를 얻을 수 있습니다."

2017년 11월, Gazeta.Ru는 또 다른 특이한 발견에 대해 이야기했습니다.

이미 몇 차례의 폭발에서 살아남았고 퇴색을 거부합니다.

초신성 iPTF14hls는 2014년 9월 팔로마 과도 공장 천문 조사에서 천문학자들에 의해 발견되었습니다. 몇 달 후, 미국 라스 컴브레스 천문대의 천문학자들은 그 별이 희미해지는 것을 멈추고 더 밝아지기 시작했다는 것을 알아차렸습니다. 연구원들은 기록 보관 데이터를 검토한 후 1954년 같은 장소에서 초신성이 발견되었음을 발견했습니다. 어쨌든 그녀는 폭발에서 살아남아 계속 빛났고, 50년 후 다시 폭발했다.

연구원들에 따르면, 폭발 전 별의 질량은 태양 질량의 50배였습니다. 별의 폭발 규모는 별의 비정상적인 행동과 관련이 있을 수 있다고 그들은 제안합니다. 초신성 iPTF14hls는 맥동하는 쌍-불안정한 초신성 발견의 첫 번째 예일 수 있습니다.

“이 이론에 따르면, 별이 너무 무겁고 뜨거워서 폭발할 때 중심핵에서 반물질을 생성했을 가능성이 있습니다. 이것은 별이 불안정하고 존재하는 동안 여러 번 플레어를 경험한 이유일 수 있다고 연구원들은 제안합니다. - 이러한 폭발은 초기 단계우주의 존재와 오늘은 더 이상 존재해서는 안 된다. 마치 공룡을 만나는 것 같아요."