Вспышки сверхновых звезд за последнюю 1000 лет таблица год созвездие кто наблюдал

Семь сверхновых, видимых невооруженным глазом

RCW 86: старейшая их зарегистрированных сверхновых

Остаток сверхновой RCW86

В 185 году нашей эры китайские астрономы увидели в ночном небе странную, ранее не наблюдаемую звезду. Ее было видно целых восемь месяцев. Этого времени было достаточно для древних исследователей неба, чтобы они обратили серьезное внимание на необычный объект. И с интересом сделали первое известное наблюдение сверхновых в истории человечества. Есть также некоторые свидетельства того, что римские астрономы тоже были свидетелями этого события.

В наше время астрономы заново открыли останки этой мертвой звезды. Исследования показали, что сверхновая RCW 86 случилась после того, как соседняя звезда сбросила огромное количество своей материи на белый карлик, который по сути является звездным трупом. Это привело к событию, которое астрономы называют сверхновой типа Ia. Она взорвалась на расстоянии около 8000 световых лет от нашей планеты.

На снимке, который можно увидеть выше, показано обработанное рентгеновское изображение, полученные от космической обсерватории Чандра (НАСА).

G347.3-0.5: яркая, как Юпитер

Сверхновая G347.3-0.5. Чандра: NASA /CXC/SAO

В 393 г. н.э. в течение нескольких месяцев в ночном небе Земли сияла сверхновая, которая сейчас занесена в каталог под наименованием G347.3-0.5. По оценкам астрономов, она была такой же яркой, как Юпитер. А это самая большая планета в Солнечной системе.

Есть также свидетельства того, что G347.3-0.5 была зарегистрирована и китайскими астрономами, которые активно изучали ночное небо Земли.

SN 1006: сверхновая, записанная в наскальном искусстве?

Сверхновая SN 1006. НАСА/ СXC

Если бы астрономы-любители имели доступ к машине времени, то 1006 год нашей эры был бы сильным претендентом на лучшее время для созерцания сверхновых звезд в истории человечества. Ведь именно в этом году в конце апреля ошеломляюще яркая звезда взорвалась в созвездии Волк.

По данным НАСА, на пике своей светимости SN 1006 была примерно в 16 раз ярче Венеры. А это самый яркий объект в нашем ночном небе после Луны. Эта сверхновая достигла максимальной звездной величины -7,5. Это достаточно ярко для того, чтобы ее можно было видеть даже днем! Вряд ли такое явление в небе можно было бы не заметить. И свидетельства этого события были обнаружены повсеместно. Они зафиксированы в исторических записях из Китая, Японии, Ирака, Египта, Европы и даже, возможно, Северной Америки. Некоторые астрономы предполагают, что наскальные рисунки, обнаруженные в национальном парке в Аризоне, США, могут изображать появление этой новой «звезды».

SN 1054: Крабовидная туманность

SN 1054, Крабовидная туманность. Источник: ESO

4 июля 1054 года нашей эры Землю окутал небесный фейерверк. В этот день в созвездии Тельца вдруг появилась новая звезда. Сверхновая, изначально более яркая, чем полная Луна, медленно угасала в течение двух лет.

Многие древние культуры по всему миру, вероятно, видели этот яркий объект. Некоторые из наиболее интригующих возможных записей по этому поводу можно найти на петроглифах в национальном парке Чако, США, и его окрестностях. Некоторые астрономы считают, что одно из наскальных изображений, обнаруженных здесь, показывает сверхновую. Однако другие исследователи сомневаются в правильности этой идеи.

Сегодня астрономы-любители все еще наблюдают за остатком этой сверхновой. В наши дни он известен как Крабовидная туманность. Исследователи подозревают, что она, скорее всего, образовалась из сверхновой звезды II типа. Это колоссальный взрыв одиночной массивной звезды.

Сверхновая 3C58: ее видели древние азиатские астрономы

Сверхновая 3C58. НАСА/CXC/SAO

Считается, что китайские и японские астрономы были свидетелями взрыва сверхновой 3C58. Это случилось в 1181 году нашей эры.

Современные изображения этой сверхновой звезды, такие как представленное выше, полученные орбитальной рентгеновской обсерваторией Чандра (НАСА), показали невероятные подробности того, что осталось после взрыва этого объекта. Остаток сверхновой 3C58 представляет собой быстро вращающуюся нейтронную звезду, называемую пульсаром, окруженную толстым слоем газа. Этот пульсар все еще испускает струи рентгеновских лучей, которые простираются на триллионы километров в космос.

SN 1572: сверхновая Тихо Браге

SN 1572, или Сверхновая Тихо. НАСА/CXC/Rutgers/ DSS / K. Эриксен и др.

Сверхновая SN 1572 озарила ночное небо Земли в 1572 году нашей эры. Эта новая яркая звезда засияла во всем своем великолепии в созвездии Кассиопеи. Датский астроном Тихо Браге обратил внимание на этот новый объект. Так как в это время как раз работал над составлением карты неба. Обратите внимание — все это происходило еще до изобретения телескопа!

Открытие Браге позволило астрономам сделать странный, на первый взгляд, вывод — новая звезда находится за Луной. Однако это было важным фактом для того времени. Ведь это подтверждало идеи Николая Коперника о том, что Земля не является центром Вселенной. И эта информация просто потрясла все научное сообщество.

SN 1604: Сверхновая Кеплера

SN 1604, Сверхновая Кеплера. НАСА/CXC/SAO/DSS

Сверхновая 1604 года получила свое название от астронома и математика Иоганна Кеплера. После того, как новая звезда появилась в ночном небе Земли, он наблюдал за ней примерно год.

Однако не только Кеплер видел ее. Сверхновая была также замечена в Китае и других местах по всему миру. Поскольку была видна даже в дневное время. В наши дни астрономы все еще изучают этот один из самых потрясающих остатков сверхновых звезд.

Если вы нашли ошибку, пожалуйста, выделите фрагмент текста и нажмите Ctrl+Enter.

Источник

Вспышки сверхновых звезд за последнюю 1000 лет таблица год созвездие кто наблюдал

В работе В.С.Имшенника [1] производится попытка датировки остатков семи галактических сверхновых двумя независимыми способами: с помощью оценки возраста туманности, образовавшейся после вспышки сверхновой по адиабатической теории Седова и с помощью оценки возрастов радиопульсаров. Для этой цели автор отбирает семь вспышек сверхновых: SN837, SN1006, SN1054, SN1181, SN1408, SN1572, SN1604. Первое, что удивляет в этом списке, это отсутствие древних сверхновых, относящихся к античным временам. Согласно скалигеровской хронологии, астрономия была хорошо развита уже в Древнем Вавилоне, во времена Фалеса Милетского, Гиппарха, Птолемея. Описания первых лунных затмений канона Альмагеста, с указанием времени наблюдения и фаз затмений относится к -8 веку, что говорит о высоком уровне наблюдательной астрономии. Известно, что мощность излучения сверхновых во время максимума сравнима с суммарной мощностью излучения всех звезд галактики [2]. Поэтому, если галактическая сверхновая не находится с Солнцем по разные стороны от ядра галактики, она будет легко наблюдаться на земном небе, превратившись на некоторое время в одну из самых ярких звезд. Более того, описание наблюдений говорят о том, что некоторые сверхновые были настолько ярки, что в момент максимума блеска могли наблюдаться в дневное время. Согласно оценкам советского астрофизика И.С.Шкловского, в нашей галактике вспышка сверхновой происходит раз в 300-400 лет [3]. Поэтому логично было бы предположить, что за 2 тысячелетия до вспышки SN837 мы должны были бы наблюдать 5-7 сверхновых.

Рассмотрим ряд античных наблюдений, которые могли бы быть вспышками сверхновых. Поиск и идентификация античных сверхновых представляет очень большой интерес. В том случае, если нам удастся найти несколько летописных вспышек, наблюдавшихся в глубокой античности, это будет хорошим подтверждением длинной хронологической шкалы. При анализе древних летописей мы сталкиваемся с несколькими задачами, которые следует обсудить подробнее.

Поиск сверхновой.
Древние наблюдатели не знали что такое сверхновая звезда, они описывали ее как «звезду-гостью», а под это определение часто попадали яркие кометы и новые звезды. Каждый раз, когда мы встречаемся с подобным описанием, существует проблема идентификации, вопрос к какому из объектов относится «звезда-гостья». Проще всего определить комету, которая, обладает собственным движением относительно звезд и, обычно, имеет хвост. Сложнее обстоит с отделением новых звезд от сверхновых, здесь приходится ориентироваться на описание продолжительности наблюдения звезды и ее блеска. Продолжительность наблюдения медленных новых не превышает 3-6 месяцев, в то время как согласно документальным описаниям, сверхновые наблюдались после вспышки от 1 года до 3 лет [4]. Блеск трех ярких галактических сверхновых превышал -3.5 m , что соответствует расстоянию до объекта

1000 световых лет при отсутствии поглощения. Сверхновые, находящиеся на периферии Галактики должны в отсутствии поглощения иметь блеск порядка нулевой звездной величины. То есть, яркий блеск и продолжительность вспышки позволяют выделить наблюдавшийся объект в качестве кандидата в сверхновые.

Достоверность наблюдения.
Вспышка сверхновой явление уникальное, поэтому она должна быть отмечена в летописях тех стран, где сверхновая могла наблюдаться. Достоверность вспышки сверхновой можно определить количеством источников, в которых она была описана. Например, сверхновая 1054 года, породившая крабовидную туманность описана в китайских, японских хрониках и вероятно изображена на наскальных рисунках в Америке. Однако, все вспышки подозреваемых сверхновых, которые можно было бы отнести к античности и которые будут рассмотрены в дальнейшем, встречаются только в китайских хрониках. Известно, что в древнем Египте первые астрономические наблюдения относятся к 4-5 тысячелетию до нашей эры, в древнем Вавилоне, астрономия как наука началась в 3 тысячелетии до нашей эры, а к середине 1 тысячелетия до н.э. была хорошо развита. Поэтому полное отсутствие упоминания о вспышках в арабских источниках факт непонятный и очень удивительный.

Временной интервал поиска.
Как правило, локализация звезды-гостьи в китайских хрониках указана с точностью до астеризма, что составляет от 15 до 20 градусов.

Поскольку вероятность появления сверхновой вне плоскости галактического экватора мала, в качестве интервала поиска достаточно рассмотреть галактические широты [-15;15] градусов. (Эти значения широт следуют из распределения широт известных остатков сверхновых). На долготе созвездий Стрельца и Скорпиона необходимо рассмотреть больший широтный интервал, поскольку там находится ядро галактики. В основном, остатки сверхновых группируются вдоль вдоль галактического экватора, при точности описания местоположения до астеризма, получаем

20 возможных локализаций. Не сложно оценить, что при вероятности вспышки 1 раз в 350 лет, за последние 4 тысячи лет в нашей галактике должно наблюдаться порядка

11-12 сверхновых. Вероятность попадания 11 сверхновых в одну из 20 площадок составляет порядка 50%. Если допустить, что мы можем определить возраст остатка с точностью до одного тысячелетия, то вероятность отождествления уменьшается в 2 раза, но остается значительной. Следовательно, при гипотетической ошибке в хронике, которая утверждает, что «в астреризме А появилась звезда-гостья в год Б» велика вероятность ошибочного отождествления при точности датировки остатка в 1000 лет, составляет 25%. Мы постараемся рассмотреть все возможные описания вспышек сверхновых, хотя самые древние наблюдения, которые имеют очень не точные описания рассматривать не будем. Волне достаточно исследовать двух тысячелетний временной диапазон с -10 по +10 века, когда астрономия была развита во многих странах востока и Азии.

Список кандидатов.
Для составления предполагаемого списка сверхновых были использованы классические каноны И.С.Шкловского [3], [4], Ю.П.Псковского [5], обзорные работы [6] и [7]. За два тысячелетия в качестве наиболее вероятных кандидатов рассматриваются звезды-гостьи: 185, 369, 386, 393 и 827 года. Источником информации по первым четырем кандидатам являются только китайские летописи.

Звезда 185 года появилась в астеризме Нанмен, была видима как минимум 8 месяцев и сменила несколько цветов. Именно последний признак является самым сильным аргументом в пользу варианта появления сверхновой. Астеризм Нанмен, соответствует окрестности звезд альфа и бета Центавра, но ряд авторов считает указанное местоположение ненадежным [6]. Дело в том, что область Наймен находится сравнительно не высоко над горизонтом даже для 20 градуса северной широты. Для столицы империи, расположенной на широте 35 градусов условия видимости еще хуже, поэтому возможность продолжительного наблюдения звезды-гостьи по близости Толимана и Агены представляется сомнительным. Рассматривается несколько вариантов местоположения звезды 185 года: области альфа и эпсилон, бета и эпсилон. Авторы работы [8] считают, что вспышка имела место в окрестности звезд альфа и кси Центавра, аргументируя предположение о том, что путаница возникла при более поздней коррекции текста. Изменение цвета звезды авторы объясняют атмосферными явлениями из-за близости к горизонту.
Если все же отождествить местоположение «звезды-гостьи» рядом с Толиманом и Хадаром, где проходит плоскость галактического экватора, то наиболее предпочтительными вариантами отождествления со звездой 185 года являются остатки G315.4-2.3 и G320.4-1.2(=MSH 15-52). Последний остаток связан с пульсаром PSR 1509-58 характеристический возраст которого составляет порядка 150 тысяч лет. Возраст самих остатков, оцененный по модели Седова, превосходит 10 тысяч лет, поэтому авторы [8] делают заключение, что в китайской хронике описана не сверхновая, комета.

Звезда 369 года была видима в течение 5 месяцев, однако ее местоположение известно очень плохо. Если звезда находилась вблизи галактического экватора, вполне возможно это была сверхновая, в противном случае — медленная новая. Поскольку точное местоположение звезды неизвестно, идентифицировать ее с каким либо остатком проблематично. В настоящее время не обнаружено подходящего по возрасту остатка сверхновой, который мог быть связан со звездой 369 года.

Звезда 386 года появилась вблизи группы звезд Нанду [6] ( l, m, f в созвездии Стрельца) и наблюдалась в течение

3 месяцев. Описание положения звезды указано не очень точно — она могла находиться вблизи группы звезд Нанду (лежащей рядом с экватором), или на том же прямом восхождении, что и эта группа звезд. Учитывая, что l, m и f расположены почти на одной прямой, получаем квадрат область поиска с размером 10 на 10 градусов.
Если все же предположить, что наблюдалась сверхновая, возможен единственный вариант отождествления с остатком G11.2-0.3 в центре которой находится 65 миллисекундный пульсар PSR J1811-1925. Правда этот остаток находится в нескольких градусах к северо-востоку от звезды m , поэтому в случае такого отождествления следует предположить еще больший размер области поиска.
Из радионаблюдений на длинах волн 20 см и 6 см авторы [9] определили угловые скорости расширения туманности, которые составляют соответственно 0.057″ +/-0.012″/ год и 0.040″ +/- 0.013″/ год. Зная угловой размер туманности

4.5′ [13] и полагая разлет линейным, не сложно оценить нижнюю и верхнюю границы времени вспышки от 2000 до 5000 тысяч лет. При оценке по средним скоростям разлета, получим возраст

2800 лет. Можно оценить возраст по модели свободного расширения R

t m , m=1 и адиабатической модели Седова, m=0.4. В этом случае, получим возраст от 1 до 3.5 тысяч лет, правда эти оценки будут менее точными, так как они не учитывают зависимость возраста от расстояния. Все полученные оценки достаточно не плохо соответствуют историческому возрасту в 1600 лет, отличаясь от него чуть более чем на тысячелетие. Однако, характеристический возраст пульсара, определенный по замедлению его вращения составляет порядка 24 тысяч лет, что в 15 раз(!) превышает ожидаемый возраст остатка. Даже если предположить начальный период вращения пульсара в половину современного, его возраст составит порядка 18 тысяч лет, поэтому чтобы уверенно связать пульсар с остатком нужно предположить, что начальный период мало отличался от современного и составлял порядка 62 мс.
Было бы очень полезно определить тип сверхновой. Теоретически, это возможно сделать с помощью анализа спектра остатка, т.к. состав оболочек сверхновых первого и второго типов кардинально отличается. Однако, такая диагностика возможна только для очень молодых остатков, у которых масса выброшенного газа много превышает массу собранного ударной волной межзвездного вещества.
Поэтому для остатков, находящихся на адиабатической стадии, или на стадии близких к ней, спектроскопическая диагностика не применима. Морси и Рейч (Morsi, Reich 1987) обосновали предположение о сверхновой II типа, которая была поддержана Грином (Green 1988). Исследования группы Рейнольдса (Reynolds 1994) с помощью данных ROSAT показали, что остаток относится к типу Ia. Более позднее изучение центральной части остатка Васишт (Vasisht 1996) вроде бы подтвердило результаты Морси и Рейча, однако, инструментальная разрешающая способность в 3′ делает последнее заключение кране не надежным. Поэтому, в данном случае, надежно идентифицировать тип сверхновой по ее остатку нельзя. Итак, местоположение остатка G11.2-0.3 соответствует описанию, но очень грубо, оценка датировки позволяет связать с звезду 386 года с остатком этим остатком, но в пределах большой погрешности. В данном случае, решающим аргументом будет продолжительность вспышки. Известно, что летописная звезда наблюдалась в течение всего лишь порядка трех месяцев. Для сверхновой такая продолжительность не подходит, известно, что сверхновые наблюдались и через год после вспышки. Известны продолжительные вспышки новых звезд, так новая Орла 1918 года была наблюдаема невооруженным глазом через год после вспышки. Если остаток относился к первому типу, то связать его связать ее со звездой 386 года невозможно в принципе, поскольку блеск сверхновой I типа с расстояния 5 кпс в максимуме должен быть порядка -6 m . Через 3-4 месяца ее блеск уменьшится на 3-5 звездных величин, но она будет по-прежнему видима как одна из самых ярких звезд на небе. Сверхновые II типа более слабые в максимуме, однако, на таком расстоянии ее блеск будет порядка

0 m . Поскольку, кривые блеска сверхновых II типа значительно более пологи, чем первого типа, характерное ослабление блеска хотя бы на четыре звездные величины наступит через 6-7 месяцев.
Судя по описанию, в 386 году наблюдалась вспышка новой звезды. Связь с остатком G11.2-0.3 случайна, хотя он находится по близости от указанной в летописи области и примерно подходит по возрасту. Реальный возраст этого остатка составляет порядка 3-4 тысяч лет, и при такой датировке газокинетический и характеристический возрасты отличаются в несколько раз, что наблюдается для большинства остатков, например, для SN 1181.

Звезда 393 года была видима в течение 8 месяцев в астеризме Уэй, лежащем вблизи галактического экватора. Кларк и Стифенсон рассмотрели семь возможных остатков сверхновых, которые находятся в астеризме Уэй, выделив в качестве возможных кандидатур G348.5+0.1 и G348.7+0.3, однако оба этих остатка удалены на 10.5 кпс и имеют неподходящий возраст. В работе [10] было предложено отождествить звезду 393 года с остатком RX J1713.7-3946, который был обнаружен Пфефферманом и Аченбахом (Pfeffermann & Aschenbah) в 1996. Они определили расстояние до остатка в 1.1 кпс, что позволило с помощью модели Седова оценить возраст остатка в 2100 лет. Учитывая, что остаток находится в астеризме Уэй, и имеет подходящий возраст, отождествление авторов звезды 393 года с остатком RX J1713.7-3946 выглядит вполне логичным. Однако, в более поздних работах показано, что оценка расстояния до остатка была значительно занижена [11]. Исследования показали, что остаток окружен молекулярным облаком с концентрацией порядка 1000 частиц в см 3 , которое взаимодействует с расширяющимся остатком сверхновой. Было определено расстояние до облака, которое оказалось равным порядка 6 кпс, откуда следует оценка возраста остатка от 19 до 41 тысячи лет. Вычисленный возраст остатка RX J1713.7-3946 исключат возможность его связи со звездой-гостьей 393 года.

Звезда 827 года. Авторы [6] сообщают:
Две звезды-гостьи были обнаружены в 837 году вскоре после кометы Галлея, видимой в том же году. Различные авторы рассматривали записи об одной из этих звезд как свидетельства о сверхновой, которую они связывали с остатком G189.1+3.1 (IC443). И хотя первая из этих звезд была достаточно близка к галактическому экватору, врем ее видимости (22 дня) было очень коротким. Более того, звезда исчезла тогда, когда она была в 7 часах к востоку от Солнца, потому нельзя считать, что на ее видимость повлияли сумерки. Таким образом, вариант сверхновой можно отбросить; она, скорее всего, была быстрой новой. Вторая звезда, видимая в течение 75 дней на больших галактических широтах, также скорее всего, была простой новой.

Малая продолжительность видимости обоих звезд говорит о том, что это были новые звезды, причем, первая звезда должна быть классифицирована как быстрая новая, а вторая — как медленная. Удаленность второй звезды от галактического экватора практически исключает ее принадлежность к сверхновым. Остается единственная исследовать возможность связи происхождения остатка G189.1+3.1(IC443) со звездой 837 года.
В центре туманности IC443 находится компактный источник рентгеновского излучения, который объясняется наличием нейтронной звезды, которую мы не регистрируем как пульсар. Изучение формы ударных волн и местоположения рентгеновского источника показало что нейтронная звезда движется через IC443 со значительной скоростью, которую она приобрела во время взрыва. Сравнение скорости нейтронной звезды с геометрическим центром туманности показывает, что возраст этого остатка составляет порядка 30 тысяч лет [15]. В.С.Имшенник [1] датирует возраст остатка по оценочной модели Седова существенно моложе — 1170 лет. Для проверки этого результата мы воспользовались данными работы [12], где приведены оценки энергии вспышки Е₅₁=0.27, концентрации частиц на границе фронта ударной волны n

840 см -3 и базой данных остатков сверхновых [13], откуда были взяты угловые размеры остатка f=45′ и расстояние до него r=0.7-1.5 кпс. При использовании модели Седова с большим числом параметров [14] получен возраста остатка

100-200 тысяч лет (в зависимости от расстояния). Такая оценка находится в удовлетворительном согласовании с результатом работы [15], однако возможность связи остатка G189.1+3.1 со звездой 837 года полностью исключается.

Проведенный поиск сверхновых на временном интервале [-10;10] веков показал, что до 2 века нашей эры не наблюдалось никакого объекта, который можно было бы идентифицировать со сверхновой звездой. Для каждого из пяти наблюдавшихся кандидатов в сверхновые со 2 по 10 век невозможно подобрать подходящий по возрасту остаток с точностью хотя бы до тысячелетия, который можно было бы связать со сверхновой, вспыхнувшей в античности. В то же время, с датировкой средневековых сверхновых подобных проблем не возникает. Сверхновых звезд в период с -10 по 10 век нашей эры не наблюдалось.

О сверхновой 1408 года

В.С.Имшенник связывает летописную вспышку 1408 года с остатком G69.0+2.7, радиотуманностью СTB 80 и пульсаром PSR 1951+32. Но эта точка зрения не является общепринятой [16], [17]. Не сложно оценить возраст пульсара, зная его период вращения P = 0.039531 и скорость замедления вращения P’=5.8448E-15. Полученный возраст превышает 100 тысяч лет, однако нужно помнить, что это оценка сверху. Близкое значение возраста дает расчет по модели Седова, поэтому совпадение обоих оценок повышает надежность датировки.
Сложно понять для чего В.С.Имшеннику требуется отождествить этот остаток со сверхновой 1408 года, но он выдает такой пассаж.
«Однако рентгеновские наблюдения в конце концов показали [6], что в остатке СН1408 года имеется компактный источник рентгеновского излучения, по всей вероятности, в виде очень молодой вращающейся нейтронной звезды, проявляющейся в радиодиапазоне как известный радиопульсар PSR 1951+32.»
Заметим, что компактные источники рентгеновского излучения имеются во многих остатках: например, в остатке сверхновой в Парусах, с оценочным возрастом 6-10 тысяч лет, или в остатке G 343.1-2.3 с возрастом порядка 15-20 тысяч лет. Оба остатка молодые. Вообще, апелляция к «молодости нейтронной» бессмысленна, поскольку по температуре поверхности нельзя отличить нейтронную звезду с возрастом порядка

1000 лет от возраста в 100 тысяч лет, так как за это время нейтронная звезда не успевает заметно остыть [18]. Вычисление рентгеновского спектра задача еще более сложная. Авторы [12] моделировали рентгеновский и гамма спектр остатка G69.0+2.7 в предположении его различного возраста. Один набор параметров соответствовал классической дате по Седову, другой — отождествлению со сверхновой 1408 года. В обоих случаях, моделируемый спектр излучения плохо соответствовал наблюдаемому, хотя на других остатках было достигнуто хорошее совпадение спектров. Скорее всего, неудача авторов обусловлена неверными вводными параметрами, которые они заложили в модель в обоих случаях. Поэтому «датировка» В.С.Имшенника основанная на «анализе» рентгеновского излучения лишена смысла. В случае подобного отождествления появляется новая проблема [12]:
In this case, the radio shell-like extended nebula with a diameter of 30′ can not be related to the CTB 80 at all.
которая требует подробного объяснения и решения. Если же отказаться от сомнительного метода датировки, к которому прибегает автор [1], то никакой проблемы нет. Радио туманность CTB 80 генетически связана с остатком G69.0+2.7 и имеет возраст порядка 50-100 тысяч лет.

Датировка возраста остатков по модели Седова

В работе [1], В.С.Имшенник утверждает, что используя модель Седова он получил совпадение с вычисленного возраста с хронологическим с точностью до 100 лет для 5 из 7 остатков, а для рассогласование датировок для оставшихся двух остатков «устраняется при ближайшем рассмотрении». Поскольку «хронологический» возраст самых старых остатков составляет порядка в тысячелетия, автор декларируется точность в используемых им методов датировки порядка 10%. Проверим столь смелое заявление.

О точности входных параметров.
Понятно, что точность результата определения возраста остатка будет определяться точностью входных параметров. В данном случае, входными параметрами являются скорость расширения остатка, его угловые размеры и расстояние до нас. Предоставим слово автору [1], стр.3.
Перейдем к краткому обсуждению представленных в таблице параметров. Прежде всего ясно, что точность наблюденных параметров не велика. Расстояния до остатков D определяются очень сложно; их значения являются предметом дискуссий и в настоящее время. Мы приводим значения D, точно следуя указанным источникам. Угловые размеры остатков fi так же неточны, так как границы остатков размыты и их форма заметно отличается от сферической.
Если точность наблюдаемых параметров не велика, а сам метод является оценочным, откуда получается точность оценки возраста остатка в 10%?

О точности определения расстояний.
Остается только продемонстрировать точность определения расстояний. Расстояние до остатка RX J1713.7-3946 сначала было оценено в 1 кпс [10], а затем пересмотрено в сторону увеличения до 6 кпс [11]. Расстояние до остатка MSH15-52 оценивается от 4.2 до 5.9 кпс [12], а удаленность упомянутого выше остатка G189.1+3.1 составляет от 0.7 до 1.5 кпс [13] и т.д. В последнем случае, расстояние определено с точностью до 2 раз, следовательно, оценка возраста остатка будет иметь точность не лучше чем в 2 раза.

Определение расстояний до остатков и туманностей представляет собой большую проблему. Наиболее надежным методом определения расстояний является параллактический метод, однако, он не применим даже в оптическом диапазоне для объектов удаленных на расстояние более 1 кпс.
Расстояние до не звездных объектов определяется с помощью кинематического метода суть которого состоит в следующем. По эффекту Доплера измеряется лучевая скорость в линиях водорода(обычно используют водород), которая приписывается круговому движению объекта относительно галактического ядра [19]-[21]. Расстояние до объекта оценивается по калибровочной кривой V(R) пример которой можно посмотреть в работе [21], рис.1.

200 км/c соответствуют расстояния от 5 до 15 парсек.

Авторы [21] утверждают, что лучшая точность с которой по этой кривой можно определить расстояние до звездного объекта, составляет не менее 25%. На сколько точно оцениваются расстояния в непосредственной окрестности Солнца можно посмотреть в работе [20], рис.№3 стр.5 при погрешности определения скорости объекта всего в 10 км/c. Разброс оценок расстояний до удаления от Солнца в 4 кпс достигает 3 раз.

Рис.3 Вычисленные расстояния до не звездных объектов с помощью кинематического метода при погрешности определения скорости равной 10 км/c .

Еще менее точным методом определения расстояния является метод, основанный на поглощении излучения в линиях переходов, когда исследуется глубина провала в профиле линии излучения. Для его использования необходимо иметь оценку для поглощения межзвездной среды на луче зрения. Этот метод менее точен чем кинематический метод, но именно с помощью него было определено расстояние до Кассиопеи А [3].
Не лучше обстоят дела и с точностью определения скорости расширения остатков. Сама скорость обычно определяется из анализа профиля спектральной линии, форма которой в условиях астрофизической плазмы определяется естественным и доплеровским уширением. С помощью спектроскопии можно оценить скорость разлета вещества с точностью до нескольких процентов, но для получения точного результата, необходимо обладать хорошим пространственным разрешением измерительного прибора. Даже для хорошо изученной Крабовидной туманности разные авторы приводят скорости расширения, которые отличаются почти в 2 раза. И.С.Шкловский оценивает значение скорости 1100 км/c [3], в работе [12] скорость расширения оценивается в 2000 км/c (возможно с помощью подгонки под «исторический возраст»), В.С.Имшенник приводит значение скорости в 1500 км/c. Поэтому, при использовании в модели Седова столь не надежно определенных входных данных получить соответствие с «историческим» возрастом можно либо случайно, если ошибки компенсируются, либо, подгоняя исходные параметры под исторический возраст используя наиболее подходящие оценки параметров.

Итак, каждый раз, когда скорость расширения остатка и его размеры определяются независимо, автоматически получается высокая погрешность при оценке возраста. Однако, в ряде редких случаев, когда размер остатка и скорость его расширения определяются по фотографиям, сделанные в разные годы точность входных данных существенно выше. Фактически, она определяется соотношением прироста углового размера туманности за интервал между наблюдениями к разрешающей способности фотографии. В этом случае, наибольший вклад в погрешность будет давать коэффициент 2/5, который был определен для фиксированной энергии взрыва и плотности межзвездной среды.
Основная проблема в измерения угловой скорости расширения состоит в необходимости проведения, как минимум, двух наблюдений остатка с высокой разрешающей способностью, выполненных с интервалом в несколько лет. Большая часть остатков была открыта за последнее десятилетие, поэтому такая информация еще не получена, однако, для крабовидной туманностей и ряда относительно близких остатков имеется.

О точности модели Седова

Проводя оценки, В.С.Имшенник использует упрощенную модель Седова, полагая тем самым, что энергия взрыва сверхновых и плотность окружающей межзвездной среды для всех остатков примерно одинаковы. В принципе, для большинства остатков, плотность межзвездной среды можно предположить одинаковой, хотя в ряде случаев, остаток сверхновой может граничить или находится в облаке межзвездного газа, как например, в случае с остатком G189.1+3.1. Энергию взрыва можно считать одинаковой только для сверхновых типа Ia, поскольку коллапс белых карликов происходит одинаково. Возможно именно поэтому В.С.Имшенник получил хорошее соответствие расчетной и «исторической» даты для остатков сверхновых 1006 и 1572 года. Вычисленная оценка возраста для крабовидной туманности отличается от «исторического» возраста в 2 раза, а для сверхновой Кеплера отличие достигает 4.5 раз. Казалось бы, автор должен был обратить внимание на параметры остатков сверхновой Тихо Браге и Кеплера, которые он приводит в таблице 1.

Оба остатка имеют примерно одинаковое удаление, исторический возраст совпадает с точностью менее 10%, однако размер остатков отличается в 2.5 раза. Поскольку В.С.Имшенник не сомневается в точности исторической даты и правильности отождествления остатка сверхновой Кеплера, следовало бы предположить, что энергия вспышки была значительно меньшей и/или ударная волна распространяется внутри плотного облака. Однако, простое приближение, которое использует автор, этого не учитывает. В следующей строке таблицы автор вычисляет датировку сверхновой Кеплера по относительной скорости замедления расширения остатка, который дает результат близкий к исторической дате, однако это уже другой метод определения возраста остатка.

Подведем итоги точности датировки, которую можно получить по модели Седова на примере семи вспышек отобранных В.С. Имшенником. Остатки, относимые автором к сверхновым 827 и 1408 года датируются по модели Седова возрастом в десятки тысяч лет. Вероятнее всего, в указанные года наблюдались вспышки новых звезд и модель Седова здесь не при чем. Датировка сверхновых 1054 и 1604 года так же дает значительное отличие от исторических дат. Соответствие датировок получаемых на сверхновых 1006, 1181 и 1572 года хорошее, хотя вполне возможно, что для лучшего совпадения скорости расширения и размеры остатков были подобраны в пределах погрешности так, чтобы получался наилучший результат.

Модель Седова может быть использована для грубой датировки возраста остатка. С помощью нее можно примерный возраст остатка, что является важным вопросом. Из нее можно определить, что возраст «петли» Лебедя (G74.0-8.5) составляет порядка 20 тысяч лет, возраст остатка в Парусах, порядка 6-10 тысяч лет, Крабовидная туманность имеет возраст порядка тысячелетия, а возраст остатка сверхновой Тихо Браге (G120.1+1.4)

500 лет. Погрешность датировки линейно зависит от точности исходных данных, поэтому даже в самом хорошем случае, претендовать на точность датировки менее в 25-30% мы не можем.

Датировка возраста остатков по замедлению пульсаров.

Для оценки точности определения датировки по замедлению вращения пульсаров, возьмем остатки исторических сверхновых, в которых наблюдается эффект радиопульсара. В дипольном приближении возраст пульсара оценивается: t = P 2 -P₀ 2 /2PP’.
Период Р и скорость замедления вращения P’ можно измерить с очень высокой точностью [26], однако, начальный период вращения P₀ определить невозможно в принципе, поэтому точно датировать возраст пульсара невозможно. Можно сделать только оценку сверху, которая покажет предельно возможный возраст пульсара.

Для пульсара в Тельце, возраст получился относительно близким к историческому, но уже возраст пульсара Кассиопеи оценивается в 5370 лет, то есть отличие с «историческим» возрастом достигает 5 раз. Возраст пульсара PSR 1951+32 превышает 100 тысяч лет, следовательно, либо ошибочно его отождествление с SN1408, тогда этот пульсар нужно исключить из списка, либо пульсар «родился» с таким периодом, но тогда не корректен сам метод датировки.
Манипуляции с методами датировки, к которым прибегает В.С.Имшенник, весьма показательны. Четыре остатка он датирует по модели Седова, остаток Крабовидной туманности — по замедлению вращения пульсара, остаток SN1408 по интенсивности рентгеновского излучения, остаток сверхновой Кеплера по замедлению расширения оболочки. Правила игры каждый раз меняются: из методов оценки возраста остатка выбирается тот, который обеспечивает лучшее соответствие с необходимой автору «исторической» датой, а оценка погрешности не приводится ни для одного метода датировки и ни для одного остатка. Все это не мешает ему смело заключить, что возраст пяти из семи остатков соответствует «историческому» возрасту в пределах 100 лет. Это подлог результата. Заявленная точность не обеспечивается.

Какие вспышки могли быть наблюдаемы в античности?

Теперь рассмотрим обратную задачу. Если ранее мы искали упоминание сверхновой в летописи, а затем искали остаток и пытались его связать со сверхновой, то теперь попробуем решить обратную задачу. Выпишем известные остатки, оценочный возраст которых не превышает 2000 лет [22]: