Новая астрономия xx века и “сверхновая” xxi века

Презентация на тему “Новые и Сверхновые Звёзды”

• Скачать презентацию (11.38 Мб)
• 215 загрузок
• 4.3 оценка

ВКонтакте

Одноклассники

Facebook

Твиттер

Телеграм

Ваша оценка презентации

Оцените презентацию по шкале от 1 до 5 баллов

Презентация для школьников на тему “Новые и Сверхновые Звёзды” по астрономии. pptCloud.ru — удобный каталог с возможностью скачать powerpoint презентацию бесплатно.

• Форматpptx (powerpoint)
• Количество слайдов13
• Аудитория9 класс 10 класс 11 класс
• Словаастрономия космология звезды новые звезды сверхновые звезды
• КонспектОтсутствует

• Слайд 1https://www.youtube.com/user/Kralizets/videos?view=0
• Слайд 2Знаменитый датский астроном Тихо Браге ввел понятие «новая звезда». Это термин обозначает светило, которое неожиданно вспыхнуло на небосводе в 1572 г. https://www.youtube.com/user/Kralizets/videos?view=0
• Слайд 3Именно с того времени астрономы стали так называть звезды, блеск которых резко увеличивается. Яркость вспыхнувшего светила возрастает в несколько тысяч раз, и по своему блеску оно превосходит любую из видимых звезд на небе. Новая звезда https://www.youtube.com/user/Kralizets/videos?view=0
• Слайд 4Причиной вспышки новой звезды служит взрыв в ее внешней оболочке, сопровождаемый выделением большого количества энергии. В некоторых случаях звезда увеличивается до размера, который в сотни раз превышает ее первоначальный объем. В результате яркость звезды значительно возрастает. Атмосфера светила, в которой случился взрыв, разлетается с огромной скоростью, превышающей 1000 км/с, в космическом пространстве. https://www.youtube.com/user/Kralizets/videos?view=0
• Слайд 5После попадания света от этой сброшенной газовой оболочки в земные телескопы, она становится видна как слабо светящаяся туманность, которая окружает звезду. Постепенно, удаляясь все дальше от родной звезды, оболочка растворяется в пространстве. А сама звезда примерно через два года приобретает прежний вид. Новая звезда https://www.youtube.com/user/Kralizets/videos?view=0
• Слайд 6Во-первых, новые звезды входят в состав двойных систем. При этом пара всегда состоит из нормальной звезды, по массе и размеру немного уступающей Солнцу, и белого карлика. Характерное свойство двойных систем — близость расположения звезд друг к другу. Их взаимодействие сложное явление. за счет гравитационного притяжения белый карлик «ворует» вещество у нормальной звезды. Струи газа, перетекающих к белому карлику, закручиваются вокруг него и после множества оборотов падают на поверхность этой звезды. https://www.youtube.com/user/Kralizets/videos?view=0
• Слайд 7В результате в оболочке белого карлика начинает накапливаться «термоядерное горючее». Звезда взрывается, когда его масса достигает критических величин. Выделяемая при этом энергия в миллионы раз превышает мощность взрыва водородной бомбы! Рождение новой звезды https://www.youtube.com/user/Kralizets/videos?view=0
• Слайд 8По данным ученых, в каждой галактике ежегодно вспыхивает около 30 новых звезд, но большинство из них невозможно увидеть из-за огромных расстояний, а также поглощения света галактической пылью. Рождение новой звезды https://www.youtube.com/user/Kralizets/videos?view=0
• Слайд 9После потери части вещества светилом расстояние в паре уменьшается, а скорость вращения, наоборот, увеличивается. Как полагают астрономы, дальнейшая эволюция приводит слиянию двух звезд. Рождение новой звезды https://www.youtube.com/user/Kralizets/videos?view=0
• Слайд 10Зачастую в жизни звезд случаются катастрофы, обладающие чудовищной силой взрыва, который полностью разрушает светило, не оставляя ему возможностей вернуться к первоначальному состоянию. Энергия, которая выделяется при подобных «потрясениях», фантастическая. Всего за пару месяцев взорвавшаяся звезда излучает столько энергии, сколько наше Солнце — за несколько десятков миллиардов лет. При максимальном блеске такие звезды светят, как несколько миллионов Солнц одновременно! https://www.youtube.com/user/Kralizets/videos?view=0
• Слайд 11Главное отличие сверхновых звезд от новых — грандиозность вспышки: их яркость в тысячи раз больше. Появление сверхновой звезды — явление очень редкое. В каждой галактике вспышки происходят один раз в 100—300 лет. https://www.youtube.com/user/Kralizets/videos?view=0
• Слайд 12Первая внегалактическая сверхновая была обнаружена в 1885 г. в галактике Туманность Андромеды немецким астрономом Карлом Гартвигом (1851 — 1923). Сверхновые звезды https://www.youtube.com/user/Kralizets/videos?view=0
• Слайд 13Сегодня ученые открывают ежегодно 10—20 внегалактических сверхновых. Сверхновые звезды https://www.youtube.com/user/Kralizets/videos?view=0

Посмотреть все слайды

Сверхновые звезды

Сверхновые звезды – одно из самых грандиозных и захватывающих космических явлений. Сверхновыми называются звезды, вспыхивающие подобно новым и достигающие в максимуме абсолютной звездной величины от -18m до -19m. Отдельные сверхновые в максимуме блеска превышают светимость Солнца в десятки миллиардов раз, достигая абсолютной звездной величины M = -20m ÷ -21m.

В китайских летописях упоминается о внезапном появлении в 1054 г. в созвездии Тельца и наблюдавшейся китайскими и японскими астрономами «звезды-гостьи», которая казалась ярче Венеры и была видна даже днем. Спустя два месяца эта звезда начала угасать, а еще через несколько месяцев совершенно исчезла из поля зрения.

В наше время с помощью достаточно мощных телескопов в этом созвездии можно видеть туманность причудливой формы, напоминающую плывущего в воде краба. Туманность так и назвали – Крабовидная. Наблюдения показали, что она расширяется.

С учетом скорости расширения можно заключить, что Крабовидная туманность – это остаток взрыва сверхновой 1054 г.

https://www.youtube.com/watch?v=-8cL7eceFl4

Впервые термин «новая звезда» применил Т. Браге при описании появившейся яркой звезды в 1572 г. в созвездии Кассиопеи. Несмотря на то, что по нынешним представлениям это название оказалось не совсем удачным (вспышка означает не рождение звезды, а ее гибель), оно до сих пор используется в астрономии. Наиболее мощные взрывы гибнущих звезд стали по аналогии называть сверхновыми.

В нашей Галактике за последнее тысячелетие зарегистрировано несколько случаев вспышек сверхновых звезд. Наиболее яркая сверхновая звезда, наблюдавшаяся с помощью современной техники, появилась в 1987 г. в одной из ближайших галактик – Большом Магеллановом Облаке.

Звезда вспыхивает вследствие коллапса (схлопывания) своего массивного ядра. Происходит это следующим образом. На разных этапах жизни массивной звезды в ее ядре протекают термоядерные реакции, при которых сначала водород превращается в гелий, затем гелий в углерод и т. д. до образования ядер элементов группы железа (Fe, Ni, Co). Постепенно звезда все больше и больше «расслаивается».

Ядерные реакции с образованием еще более тяжелых химических элементов идут с поглощением энергии, поэтому звезда начинает охлаждаться и сжиматься.

Внутренние слои словно обрушиваются к центру звезды; возникает ударная волна, движущаяся обратно от центра. В итоге наружные слои звезды выбрасываются с огромной скоростью.

В результате катастрофического изменения структуры звезды происходит вспышка сверхновой.

При взрыве освобождается энергия порядка 1046 Дж. Такую энергию наше Солнце способно излучить лишь за миллиарды лет.

От огромной звезды остаются только расширяющаяся с большой скоростью газовая оболочка и нейтронная звезда (или пульсар).

Пульсар представляет собой быстро вращающуюся нейтронную звезду, для которой характерно радиоизлучение, пульсирующее с периодом, равным периоду вращения звезды.

Если звездная масса невелика, то силы гравитации сравнительно слабы и сжатие звезды (гравитационный коллапс) прекращается. При очень высокой плотности вещества электроны, соединяясь с протонами, образуют нейтральные частицы – нейтроны.

Вскоре почти вся звезда будет состоять из одних нейтронов, настолько тесно прижатых друг другу, что огромная звездная масса будет сосредоточена в очень небольшом шаре, размером порядка десяти километров.

Плотность этого шара – нейтронной звезды – чудовищно велика: она может составлять 1017 ÷ 1018 кг/м3.

Если в недрах звезды отсутствуют силы, противодействующие ее сжатию под действием сил гравитации, то звезда и дальше будет продолжать сжиматься. Плотность вещества будет продолжать увеличиваться.

В результате массивная звезда на заключительном этапе своей эволюции превращается в неудержимо сжимающийся объект – черную дыру.

Поле тяготения на границе черной дыры настолько велико, что сигналы от этого объекта не выходят наружу (отсюда происходит ее название).

Другими словами: гравитационное поле черной дыры настолько сильное, что даже свет не в состоянии его преодолеть.

Критический радиус, до которого должна сжаться звезда, чтобы превратиться в черную дыру, называется гравитационным радиусом ((r_{g})) или радиусом Шварцшильда. Для массивных звезд (r_{g}) составляет несколько десятков километров и может быть рассчитан по формуле: [r_{g} = frac{2GM}{c^{2}},] где (G) – гравитационная постоянная, (M) – масса звезды, (c) – скорость света.

Теория относительности приводит к выводу, что вещество должно быть сжато в микроскопически малом объеме пространства в центре черной дыры. Это состояние называется сингулярностью. Границу черной дыры именуют горизонтом событий.

Так как черные дыры непосредственно наблюдать нельзя, поиски их сопряжены с большими трудностями. Чаще всего черную дыру удается обнаружить двумя способами. Во-первых: если дыра образовалась в двойной системе звезд, то ее положение можно определить по обращению второго компонента вокруг «пустого места».

Во-вторых: при падении вещества на черную дыру должно возникать мощное рентгеновское излучение. Источники такого излучения (Лебедь Х-1, Скорпион Х-1 и др.) зарегистрированы как бы «кандидатами» в черные дыры.

Черные дыры также могут существовать и наблюдаться как постоянно взаимодействующие с веществом в ядрах галактик и в квазарах.

Читать далее

Астрономия XXI века: Интернет-энциклопедия!

Тот, кто внимательно следит за звёздами из ночи в ночь, имеет в своей жизни шанс обнаружить новую звезду, возникшую как бы на пустом месте. Блеск такой звезды постепенно увеличивается, достигает максимума и через несколько месяцев ослабевает настолько, что она становится не видимой даже вооружённым глазом, исчезает.

Ещё более грандиозное, но чрезвычайно редкое небесное явление, получившее название сверхновой звезды, запечатлено во многих исторических летописях разных народов. Блеск сверхновой, вспыхивавшей тоже вроде бы на пустом месте, иногда достигал такой величины, что звезду было видно даже днём! Явления новых звёзд были обнаружены ещё в глубокой древности. В XX в.

, когда астрономические наблюдения приобрели регулярный характер, а вид звёздного неба «протоколировался» на фотопластинках^сталсГ ясно, что на месте «новых» звёзд на самом деле находятся слабые звёздочки. Просто внезапно их блеск увеличивается до своего максимума и затем вновь уменьшается до спокойного уровня.

Более того, оказалось, что иногда явление новой звезды повторяется более или менее регулярно на одном и том же месте, т. е. одна и та же звезда по каким-то причинам раз в сотни лет или чаще сильно увеличивает свою светимость. Иначе обстоит дело со сверхновыми.

Если на их месте до начала вспышки и была заметна звезда (как, например, в случае относительно яркой сверхновой 1987 г. в Большом Магеллановом Облаке), то после вспышки она действительно исчезает, а сброшенная ею оболочка ещё долгие годы наблюдается как светящаяся ‘гуманность.

Исследования сверхновых звёзд, вспыхнувших в нашей Галактике, затрудняются тем, что эти небесные объекты чрезвычайно редко доступны наблюдениям. За всю историю науки их удалось увидеть всего несколько раз. Однако регулярные наблюдения множества других галактик приводят к ежегодному обнаружению до нескольких десятков сверхновых в далёких звёздных системах.

Установлено, что в среднем в каждой галактике вспышка сверхновой происходит раз в несколько десятилетий. Причём в максимуме своего блеска она может быть столь же яркой, как остальные сотни миллиардов звёзд галактики, вместе взятые. Самые далёкие из известных ныне сверхновых находятся в галактиках, расположенных в сотнях мегапарсек от Солнца.

Как впервые предположили в 30-е гг. XX в. Вальтер Бааде и Фриц Цвикки, в результате взрыва сверхновой может образоваться сверхплотная нейтронная звезда. Эта гипотеза подтвердилась после открытия пульсара — быстровращающейся нейтронной звезды с периодом 33 миллисекунды — в центре известной Крабовидной туманности в созвездии Тельца; он возник на месте вспышки сверхновой 1054 г.

Итак, явления новых и сверхновых звёзд имеют совершенно различную природу. Каково же современное представление о них?

НОВЫЕ ЗВЁЗДЫ

Во время вспышки блеск новой увеличивается на 12-13 звёздных величин, а выделяемая энергия достигает Ю3? Дж (такая энергия излучается Солнцем примерно за 100 тыс. лет!). До середины 50-х гг. природа вспышек новых звёзд оставалась неясной. Но в 1954 г.

было обнаружено, что известная новая звезда DQ Геркулеса входит в состав тесной двойной системы с орбитальным периодом в несколько часов.

В дальнейшем удалось установить, что все новые звёзды являются компонентами тесных двойных систем, в которых одна звезда — как правило, звезда главной последовательности типа нашего Солнца, а вторая — компактный, размером в сотую долю радиуса Солнца, белый карлик.

Орбита такой двойной системы настолько тесна, что нормальная звезда сильно деформируется приливным воздействием компактного соседа. Плазма из атмосферы этой звезды может свободно падать на белый карлик, образуя вокруг него ак-креционный диск.

Вещество в диске тормозится вязким трением, нагревается, вызывая свечение (именно оно и наблюдается в спокойном состоянии), и в конце концов достигает поверхности белого карлика. По мере падения вещества на белом карлике образуется тонкий плотный слой газа, температура которого постепенно увеличивается.

В итоге (как раз за характерное время от нескольких лет до сотен лет) температура и плотность этого поверхностного слоя вырастают до столь высоких значений, что столкновения быстрых протонов начинают приводить к термоядерной реакции синтеза гелия.

Но в отличие от центральных частей Солнца и других звёзд, где эта реакция протекает достаточно медленно, на поверхности белого карлика она носит взрывообразный характер (главным образом из-за очень большой плотности вещества).

Именно этот термоядерный взрыв на поверхности белого карлика и приводит к сбросу накопившейся оболочки (кстати, весьма малой массы — «всего» около сотой доли массы Солнца), разлёт и свечение которой наблюдаются как вспышка новой звезды.

Несмотря на огромную выделенную энергию, разлетающаяся оболочка не оказывает заметного воздействия на соседнюю звезду, и та продолжает поставлять топливо для следующего взрыва. Как показывают оценки, ежегодно в нашей Галактике вспыхивает около сотни новых звёзд. Межзвёздное поглощение делает невозможным наблюдение всех этих объектов.

Но самые яркие новые довольно часто бывают видны невооружённым глазом. К примеру, в 1975 г. новая звезда в созвездии Лебедя почти полгода «искажала» его крестообразную конфигурацию. С началом эры рентгеновской астрономии (60-е гг.) выяснилось, что новые звёзды наблюдаются не только в оптическом диапазоне. Так, в 70-е гг.

были открыты рентгеновские барстеры — регулярно вспыхивающие источники рентгеновского излучения. Механизм вспышек здесь в целом такой же, как и у классических новых звёзд. Разница в том, что второй компонент тесной двойной системы не белый карлик, а ещё более компактная нейтронная звезда радиусом всего около 10 км.

Вещество нормальной звезды типа Солнца или красного карлика «срывается» приливными силами со стороны нейтронной звезды, образуя аккреционный диск. Газ попадает на поверхность нейтронной звезды (если она не обладает сильным магнитным полем), нагревается, и это приводит к повторяющимся термоядерным взрывам. А из-за большой компактности нейтронной звезды плотность вещества, достигшего поверхности, оказывается чудовищно высокой. Разогретый термоядерными взрывами газ излучает в основном энергичные рентгеновские кванты. Наконец, нельзя не упомянуть ещё об одном типе новых звёзд — рентгеновских новых. Они вспыхивают в рентгеновском диапазоне на несколько месяцев, а затем полностью исчезают. Сейчас таких рентгеновских новых известно около десяти. Самое волнующее открытие последних лет, сделанное совместными усилиями астрономов России, Украины и зарубежных специалистов, состоит в том, что во всех рентгеновских новых компактными звёздами являются, по-видимому, чёрные дыры массой около 10 масс Солнца. Это хорошо согласуется с общей теорией относительности Эйнштейна, по которой масса чёрных дыр в звёздных системах должна быть не менее 3-5 солнечных.

Так как чёрные дыры не имеют поверхности, на которой могло бы скапливаться аккрецируемое вещество, природа вспышки здесь уже иная, чем у классических новых звёзд и рентгеновских барстеров.

Как полагают, вспышка рентгеновской новой связана с внезапным гигантским энерговыделением в окружающем чёрную дыру аккреционном диске.

Выяснение причины такого неустойчивого поведения дисков — одна из актуальных задач современной астрофизики.

СВЕРХНОВЫЕ ЗВЁЗДЫ

Сверхновые звёзды — одно из самых грандиозных космических явлений. Коротко говоря, сверхновая — это настоящий взрыв звезды, когда большая часть её массы (а иногда и вся) разлетается со скоростью до 10 000 км/с, а остаток сжимается (коллапсирует) в сверхплотную нейтронную звезду или в чёрную дыру. Сверхновые играют важную роль в эволюции звёзд.

Они являются финалом жизни звёзд массой более 8-10 солнечных, рождая нейтронные звёзды и чёрные дыры и обогащая межзвёздную среду тяжёлыми химическими элементами. Все элементы тяжелее железа образовались в результате взаимодействия ядер более лёгких элементов и элементарных частиц при взрывах массивных звёзд.

Не здесь ли кроется разгадка извечной тяги человечества к звёздам? Ведь в мельчайшей клеточке живой материи есть атомы железа, синтезированные при гибели какой-нибудь массивной звезды.

И в этом смысле люди сродни снего-вику из сказки Андерсена: он испытывал странную любовь к жаркой печке, потому что каркасом ему послужила кочерга… По наблюдаемым характеристикам сверхновые принято разделять на две большие группы — сверхновые 1-го и 2-го типа.

В спектрах сверхновых 1-го типа нет линий водорода; зависимость их блеска от времени (так называемая кривая блеска) примерно одинакова у всех звёзд, как и светимость в максимуме блеска. Сверхновые 2-го типа, напротив, имеют богатый водородными линиями оптический спектр; формы их кривых блеска весьма разнообразны; блеск в максимуме сильно различается у разных сверхновых.

Учёные заметили, что в эллиптических галактиках (т. е. галактиках без спиральной структуры, с очень низким темпом звездообразования, состоящих в основном из маломассивных красных звёзд) вспыхивают только сверхновые 1 -го типа. В спиральных же галактиках, к числу которых принадлежит и наша Галактика — Млечный Путь, встречаются оба типа сверхновых.

При этом представители 2-го типа концентрируются к спиральным рукавам, где идёт активный процесс звездообразования и много молодых массивных звёзд. Эти особенности наводят на мысль о различной природе двух типов сверхновых.

Сейчас надёжно установлено, что при взрыве любой сверхновой освобождается огромное количество энергии — порядка 1046 Дж! Основная энергия взрыва уносится не фотонами, а нейтрино — быстрыми частицами с очень малой или вообще нулевой массой покоя. Нейтрино чрезвычайно слабо взаимодействуют с веществом, и для них недра звезды вполне прозрачны.

Законченной теории взрыва сверхновых с формированием компактного остатка и сбросом внешней оболочки пока не создано ввиду крайней сложности учёта всех протекающих при этом физических процессов. Однако все данные говорят о том, что сверхновые 2-го типа вспыхивают в результате коллапса ядер массивных звёзд.

На разных этапах жизни звезды в ядре происходили термоядерные реакции, при которых сначала водород превращался в гелий, затем гелий в углерод и так далее до образования элементов «железного пика» — железа, кобальта и никеля. Атомные ядра этих элементов имеют максимальную энергию связи в расчёте на одну частицу.

Ясно, что присоединение новых частиц к атомному ядру, например, железа будет требовать значительных затрат энергии, а потому термоядерное горение и «останавливается» на элементах железного пика.

Что же заставляет центральные части звезды терять устойчивость и коллапсировать, как только железное ядро станет достаточно массивным (около 1,5 массы Солнца)? В настоящее время известны два основных фактора, приводящих к потере устойчивости и коллапсу. Во-первых, это «развал» ядер железа на 13 альфа-частиц (ядер гелия) с поглощением фотонов — так называемая фотодиссоциация железа.

Во-вторых, нейт-ронизация вещества — захват электронов протонами с образованием нейтронов. Оба процесса становятся возможными при больших плот-ностях (свыше 1 т/смЭ), устанавливающихся в центре звёзды в конце эволюции, и оба они эффективно снижают «упругость» вещества, которая фактически и противостоит сдавливающему действию сил тяготения.

Как следствие, ядро теряет устойчивость и сжимается. При этом в ходе нейтронизации вещества выделяется большое количество нейтрино, уносящих основную энергию, запасённую в коллапсирующем ядре. В отличие от процесса катастрофического коллапса ядра, теоретически разработанного достаточно детально, сброс оболочки звезды (собственно взрыв) не так-то просто объяснить.

Скорее всего существенную роль в этом процессе играют нейтрино. Как свидетельствуют компьютерные расчёты, плотность вблизи ядра настолько высока, что даже слабо взаимодействующие с веществом нейтрино оказываются на какое-то время «запертыми» внешними слоями звезды.

Но гравитационные силы притягивают оболочку к ядру, и складывается ситуация, похожая на ту, которая возникает при попытке налить более плотную жидкость, например воду, поверх менее плотной, скажем керосина или масла. (Из опыта хорошо известно, что лёгкая жидкость стремится «всплыть» из-под тяжёлой — здесь проявляется так называемая неустойчивость Рэлея-Тэйло-ра.

) Этот механизм вызывает гигантские конвективные движения, и когда в конце концов импульс нейтрино передаётся внешней оболочке, она сбрасывается в окружающее пространство. Возможно, именно нейтринные конвективные движения приводят к нарушению сферической симметрии взрыва сверхновой.

Иными словами, появляется направление, вдоль которого преимущественно выбрасывается вещество, и тогда образующийся остаток получает импульс отдачи и начинает двигаться в пространстве по инерции со скоростью до 1000 км/с. Столь большие пространственные скорости отмечены у молодых нейтронных звёзд — радиопульсаров.

Описанная схематическая картина взрыва сверхновой 2-го типа позволяет понять основные наблюдательные особенности этого явления. А теоретические предсказания, основанные на данной модели (особенно касающиеся полной энергии и спектра нейтринной вспышки), оказались в полном согласии с зарегистрированным 23 февраля 1987 г.

ней-тринным импульсом, пришедшим от сверхновой в Большом Магеллано-вом Облаке. Теперь несколько слов о сверхновых 1-го типа. Отсутствие свечения водорода в их спектрах говорит о том, что взрыв происходит в звёздах, лишённых водородной оболочки.

Как сейчас полагают, это может быть взрыв белого карлика или результат коллапса звезды типа Вольфа -Райе (фактически это ядра массивных звёзд, богатые гелием, углеродом и кислородом).

Как может взорваться белый карлик? Ведь в этой очень плотной звезде не идут ядерные реакции, а силам гравитации противодействует давление плотного газа, состоящего из электронов и ионов (так называемый вырожденный электронный газ). Причина здесь та же, что и при коллапсе ядер массивных звёзд, — уменьшение упругости вещества звезды при повышении её плотности.

Это опять-таки связано со «вдавливанием» электронов в протоны с образованием нейтронов, а также с некоторыми релятивистскими эффектами. Почему же повышается плотность белого карлика? Это невозможно, если он одиночный.

Но если белый карлик входит в состав достаточно тесной двойной системы, то под действием гравитационных сил газ с соседней звезды способен перетекать на белый карлик (как в случае новой звезды). При этом масса и плотность его будут постепенно возрастать, что в конечном счёте приведёт к коллапсу и взрыву. Другой возможный вариант более экзотичен, но не менее реален — это столкновение двух белых карликов. Как такое может быть, спросит внимательный читатель, ведь вероятность столкнуться двум белым карликам в пространстве ничтожна, поскольку ничтожно число звёзд в единице объёма — от силы несколько звёзд в 100 пк3. И здесь (в который раз!) «виноваты» двойные звёзды, но теперь уже состоящие из двух белых карликов. Как следует из общей теории относительности Эйнштейна, любые две массы, обращающиеся по орбите вокруг друг друга, рано или поздно должны столкнуться из-за постоянного, хотя и весьма незначительного, уноса энергии из такой системы волнами тяготения — гравитационными волнами. Например, Земля и Солнце, живи последнее бесконечно долго, столкнулись бы вследствие этого эффекта, правда через колоссальное время, на много порядков превосходящее возраст Вселенной. Подсчитано, что в случае тесных двойных систем с массами звёзд около солнечной (2 o 103° кг) их слияние должно произойти за время меньше возраста Вселенной — примерно за 10 млрд лет. Как показывают оценки, в типичной галактике такие события случаются раз в несколько сот лет. Гигантской энергии, освобождаемой при этом катастрофическом процессе, вполне достаточно для объяснения явления сверхновой. Кстати, примерное равенство масс белых карликов делает их слияния «похожими» друг на друга, а значит, сверхновые 1-го типа по своим характеристикам должны выглядеть одинаково вне зависимости от того, когда и в какой галактике произошла вспышка. Поэтому видимая яркость сверхновых отражает расстояния до галактик, в которых они наблюдаются. Это свойство сверхновых 1-го типа в настоящее время используется учёными для получения независимой оценки важнейшего космологического параметра — постоянной Хаббла, которая служит количественной мерой скорости расширения Вселенной.

Мы рассказали лишь о наиболее мощных взрывах звёзд, происходящих во Вселенной и наблюдаемых в оптическом диапазоне. Поскольку в случае сверхновых звёзд основная энергия взрыва уносится нейтрино, а не светом, исследование неба методами нейтринной астрономии имеет интереснейшие перспективы.

Оно позволит в будущем «заглянуть» в самое «пекло» сверхновой, скрытое огромными толщами непрозрачного для света вещества.

Ещё более удивительные открытия сулит гравитационно-волновая астрономия, которая в недалёком будущем поведает нам о грандиозных явлениях слияния двойных белых карликов, нейтронных звёзд и чёрных дыр.

Сверхновая звезда

Объекты глубокого космоса > Звезды > Сверхновая звезда

Узнайте, что такое сверхновая звезда: описание взрыва и вспышки звезды, где рождаются сверхновые, эволюция и развитие, роль двойных звезд, фото и исследования.

Сверхновая – это, по сути, звездный взрыв и наиболее сильный, который можно наблюдать в космическом пространстве.

Где появляются сверхновые звезды?

Очень часто сверхновые можно заметить в других галактиках. Но в нашем Млечном Пути это редкое явление для наблюдения, потому что пылевые и газовые дымки перекрывают обзор.

Последняя наблюдаемая сверхновая в Млечном Пути была замечена Иоганном Кеплером в 1604 году.

Телескоп Чандра смог отыскать лишь остатки от звезды, взорвавшейся больше века назад (последствия взрыва сверхновой).

Сверхновая – это огромный взрыв, которым завершают свое существование некоторые звезды

Что приводит к сверхновой?

Сверхновая звезда рождается, когда в центре звезды происходят изменения. Есть два главных типа.

Первый – в двойных системах. Двойные звезды – объекты, связанные общим центром. Одна из них подворовывает вещество у второй и становится чересчур массивной. Но не способна уравновесить внутренние процессы и взрывается в сверхновой.

Второй – в момент смерти. Топливо имеет свойство заканчиваться. В итоге, часть массы начинает поступать в ядро, и оно становится таким тяжелым, что не выдерживает собственной гравитации. Происходит процесс расширения, и звезда взрывается. Солнце – одиночная звезда, но ей не пережить подобного, так как не хватает массы.

Сверхновая 1987А после взрыва (слева) и до этого момента (справа)

Почему исследователи интересуются сверхновыми звездами?

Сам процесс охватывает небольшой временной промежуток, но может очень многое поведать о Вселенной. Например, один из экземпляров подтвердил свойство Вселенной расширяться и то, что темпы увеличиваются.

Также выяснилось, что эти объекты влияют на момент распределения элементов в пространстве. При взрыве звезда выстреливает элементами и космическими обломками. Многие из них даже попадают на нашу планету. Посмотрите видео, в котором раскрываются особенности сверхновых звезд и их взрывов.

Как их найти сверхновые звезды?

Для процесса поиска сверхновых звезд исследователи используют различные приборы. Некоторые нужны для наблюдения за видимым светом после взрыва. А другие отслеживают рентгеновские и гамма-лучи. Фото получают при помощи телескопов Хаббл и Чандра.

Крабовидная туманность – результат взрыва сверхновой

В июне 2012 года начал работать телескоп, фокусирующий свет в области высоких энергий электромагнитного спектра. Речь идет о миссии NuSTAR, которая ищет разрушившиеся звезды, черные дыры и остатки сверхновых. Ученые планируют узнать побольше о том, как они взрываются и создаются.

Чем вы можете помочь в исследовании сверхновых звезд?

Для того, чтобы внести свою лепту, вам не нужно становиться ученым. В 2008 году сверхновую нашел обычный подросток.

В 2011 году это повторила 10-летняя канадская девочка, рассматривавшая снимок ночного неба на своем компьютере. Очень часто снимки любителей вмещают множество интересных объектов.

Немного практики и вы можете найти следующую сверхновую! А если говорить точнее, то у вас есть все шансы запечатлеть взрыв сверхновой звезды.

(2

Новое в астрофизике космических лучей

Астрофизика, или, точнее, астрономия, — одна из древнейших наук. Но она не стареет и особенно бурно развивается в последние годы. Недавно было сделано несколько важных, я бы даже сказал, потрясающих, открытий. Но прежде, чем рассказать о них, надо пояснить, чем вызван этот расцвет астрономии.

Астрономию до начала XVII века можно назвать «дотелескопной». В 1610 году Г. Галилей построил подзорную трубу и направил ее на небо. Так в астрономию вошел новый метод исследования пространства — с помощью телескопа. Даже то небольшое увеличение, которое давал первый телескоп, позволило Галилею увидеть горы на Луне, фазы Венеры и открыть четыре наиболее ярких спутника Юпитера.

Современные телескопы просматривают Вселенную на расстояние примерно в пять миллиардов световых лет. Это приблизительно половина радиуса Метагалактики. Как видите, со времен первого телескопа многое изменилось. Но еще сравнительно недавно так же, как и во времена Галилея, основным источником информации о космосе служило видимое излучение.

А видим мы в очень узком участке спектра. Наши глаза воспринимают электромагнитные волны длиною 0,00004—0,00008 см. (Некоторые животные видят в более широком диапазоне длин волн.) С помощью приборов или фотографии можно «увидеть» также невидимые глазом ультрафиолетовые и инфракрасные лучи.

Но и здесь возможности для наблюдений с земной поверхности ограничены в связи с влиянием атмосферы.

Дело в том, что атмосфера хорошо пропускает электромагнитные волны лишь в сравнительно узком «окне прозрачности» — 0,00003—0,0001 см. Ультрафиолетовое излучение с длиной волны короче 0,00003 см и инфракрасное излучение с волнами длиннее 0,0001 см сильно поглощаются атмосферой.

Для астрономии последних лет характерно расширение спектра принимаемого излучения, включение в рассмотрение новых видов излучения, приходящих к нам из космоса. Именно это в первую очередь и привело к прогрессу астрономии в последние годы. Что же это за новые источники информации?

Радиоастрономия начала развиваться с 1945 года, хотя первые шаги в этой области были сделаны еще в 1932 году.

В радиоастрономии в основном используются волны в диапазоне от сантиметров до нескольких метров, но могут применяться и более длинные волны — с длиной волны до сотен метров, дальше мешает ионосфера. (Она сильно влияет на волны длиннее 20—30 м).

Если аппаратуру, принимающую излучение, поднять на спутнике за пределы ионосферы, можно принимать радиоволны длиною до двух-трех километров.

Методами радиоастрономии мы можем исследовать широкий спектр приходящего из космоса излучения. Есть такая мера ширины спектра — «октава». Так вот, если видимый спектр имеет ширину в одну октаву (длина волны меняется в два раза), то в радиоастрономии мы принимаем спектр шириной в 17—18 октав. Понятно, что, изучая такой широкий спектр, мы получаем богатую информацию о космосе.

Следующий канал информации — космические лучи, то есть быстрые заряженные частицы, которые попадают к нам на Землю из космоса.

Сейчас начинает зарождаться гамма-астрономия, в ней используется самое «жесткое» электромагнитное излучение с длиной волны меньше десятимиллиардной доли сантиметра, то есть меньше сотой части ангстрема.

Пока был проведен всего один опыт, так как экспериментирование в этой области связано с большими трудностями: аппаратуру приходится поднимать на спутнике за пределы атмосферы.

Хотя гамма-астрономия находится пока еще в младенческом возрасте, физики уже разрабатывают методы нейтринной астрономии, то есть методы исследования окружающего нас пространства с помощью нейтральных частичек — нейтрино.

Различные методы исследования позволяют посмотреть на одно и то же явление или объект с разных сторон и получить сведения о совершенно разных областях этого объекта. Они не дублируют друг друга. Особенно хорошо это можно показать на примере Солнца.

Солнце представляет собой раскаленный газовый шар. Мы видим так называемую фотосферу — область, испускающую видимое излучение. Но существуют еще внешние области Солнца (корона), которые столь прозрачны в оптическом отношении, что мы их обычно не видим.

Корону без особого труда можно видеть только во время полных солнечных затмений. В диапазоне же метровых радиоволн все излучение приходит от короны. (Температура короны равна примерно одному миллиону градусов, а температура фотосферы — «всего» 6 000°).

Если на Солнце появляются пятна, его светимость меняется незначительно (без приборов вы даже не заметите этого изменения). Радиояркость же при появлении пятен меняется иногда в миллионы раз.

Происходит это потому, что основной источник радиоволн, идущих от Солнца, корона. Она представляет собой очень разреженный ионизированный газ.

Когда что-то происходит на Солнце, это сильно воздействует на корону.

Излучения, исходящего из внутренних областей Солнца, мы не видим. Нейтринная астрономия позволит «увидеть» центральную, самую горячую часть Солнца, ту область, где идут ядерные реакции. Так различные методы исследования, дополняя друг друга, расширяют границы наших знаний об окружающем мире.

Теперь я расскажу об открытиях последних лёт. Все космонавты, возвращаясь на Землю, рассказывали, что небо черное. Но если бы они смотрели на него через «радиоочки», то видели бы светлое небо.

На волне 15 метров небо сияет с яркостью, достигающей 100 000°, а на волне 30 метров небо даже ярче солнечной короны, которая, как известно, имеет температуру 1 000 000°.

Черное пятно на светлом фоне — так воспринимается на этой волне Солнце; оно загораживает мощное радиоизлучение неба.

Наше Солнце — мощный источник радиоволн. Но в радиодиапазоне, кроме Солнца, мы видим еще два мощных источника радиоволн. Один из них в созвездии Кассиопеи, другой — в созвездии Лебедя. Яркость этих источников сравнима с яркостью Солнца, то есть в радиодиапазоне мы видим три «солнца».

Оба эти источника радиоизлучения были открыты в 1948 году (впрочем, менее уверенно радиоисточник в Лебеде наблюдался с 1946 года). Когда стали смотреть на хорошие снимки тех участков неба, где находились эти источники, ничего не увидели.

Думали, что открыли новый тип астрономических объектов, но оказалось, что это не так. Были сделаны специальные фотографии на лучших инструментах.

При этом в Кассиопее была открыта оболочка сверхновой звезды, вспыхнувшей в нашей Галактике 250 лет назад, а в Лебеде — далекая галактика, которая находится от нас на расстоянии 660 миллионов световых лет.

Что такое, сверхновая звезда? Это взрыв (вспышка) звезды. Такие взрывы происходят в нашей галактической системе (наша галактическая система насчитывает 100 миллиардов звезд) примерно раз в сто лет.

Название «сверхновая» не совсем удачное. Иногда наблюдается, что яркость звезды неожиданно возрастает в миллионы раз. Тогда говорят, что вспыхнула «новая» звезда.

Если яркость звезды возросла в миллиарды раз, говорят, что вспыхнула «сверхновая» звезда. Такая звезда может оказаться даже ярче той галактики, в которой произошла ее вспышка. Например, наблюдают некоторую галактику.

Затем ее яркость возросла раза в два. Тогда можно с уверенностью сказать, что в галактике вспыхнула сверхновая звезда.

Продолжение следует.

GK Персея – первая новая XX века

Используя космическую рентгеновскую обсерваторию Чандра астрономы изучили один особый взрыв новой звезды, который может дать представления о динамике других, намного больших звёздных катаклизмов.

Речь идет об объекте GK Персея (GK Persei) — новой, которая стала сенсацией в астрономическом мире более ста лет назад в 1901 году, когда внезапно появилась как одна из самых ярких звёзд на небе и в течение нескольких дней продолжала светить, постепенно угасая.

Сегодня астрономы называют звезду GK Персея классической новой, а появилась она благодаря термоядерному взрыву на поверхности белого карлика, который является плотным остатком звезды, в прошлом подобной Солнцу.

Новая звезда вспыхивает почти, как и сверхновая, когда сильная гравитация белого карлика перетягивает материал из своей орбитальной звезды-компаньона.

Если на поверхности белого карлика накапливается достаточно материала, главным образом в форме водородного газа, то реакция ядерного синтеза может существенно усилиться, а их наивысшей точкой станет взрыв водородной бомбы космического масштаба на поверхности звезды.

В этот момент внешние слои белого карлика сдуваются взрывной волной и происходит то, что мы воспринимаем, как вспышку новой звезды, которую можно наблюдать сроком от нескольких месяцев до нескольких лет, по мере того, как вещество распространяется в космическом пространстве.

Классические взрывы новых звёзд можно принять за миниатюрные версии взрывов сверхновых. Но появление сверхновой сигнализирует нам о том, что произошло разрушение всей звезды, а энергия, высвобождаемая этим взрывом, является столь высокой, что сверхновая своим светом может надолго затмить галактику, в  которой она находится.

Сверхновые чрезвычайно важны для «климата» космического пространства, поскольку выбрасывают в него огромное количество энергии и ответственны за распространение таких элементов, как железо, кальций и кислород, который могут быть включены в последующие поколения звёзд и планет.

И хотя остатки сверхновых звёзд намного более массивны и энергетически сильны, чем классические новые, часть фундаментальных физических процессов, протекающих во время этих взрывов, у них одинаковая. В обоих процессах участвует взрыв и ударная волна, которая несётся на сверхзвуковой скорости через области, заполненные газом.

  Существенная разница между сверхновыми и новыми в том, что при взрыве последних не обязательно происходит разрушение звезды, и вспышка новой может произойти ещё раз через какое-то время. Наличие более скромного выброса энергии и массы при взрывах новых звёзд означает, что её остатки рассеиваются намного быстрее.

Этот фактор в совокупности с тем, что такие взрывы происходят чаще, чем взрывы сверхновых, делает новые звёзды важными целями для изучения космических катаклизмов.

Обсерватория Чандра наблюдала новую GK Персея в феврале 2000 года и в ноябре 2013 года. Это 13-летняя разница должна была предоставить астрономам достаточно времени, чтобы у них появилась возможность заметить важные различия в рентгеновском излучении и его свойствах.

Опубликованный снимок содержит в себе информацию в различных спектрах: рентгеновский от Чандры (синий цвет), оптические данные от телескопа Хаббл (жёлтый цвет) и радиоинформация от решётки VLA (розовый цвет).

Рентгеновские данные демонстрируют присутствие горячего газа, а информация в радиодиапазоне показывает эмиссию электронов, которые были ускорены до высоких энергий ударной волны новой.

Оптические данные показывают скопления вещества, которое было выброшено в пространство во время взрыва. А вот природа точечного источника в левой нижней части снимка неизвестна.

За те 13 лет, что прошли между двумя наблюдениями Чандры, остатки от взрыва двигались со скоростью приблизительно 1.12 миллиона километров в час. Это означает, что взрывная волна преодолела за это время 144.84 миллиарда километров.

Эта интересная информация говорит о том, какую важную информацию может предоставить исследование остатков от взрывов новых звёзд.

За 13 лет яркость рентгеновского излучения GK Персея уменьшилась приблизительно на 40 процентов, тогда как температура газа в расширяющейся оболочке по существу осталась постоянно со значением примерно в один миллион градусов Цельсия.

Но, поскольку взрывная волна расширила и нагрела расширяющуюся материю, температура после взрывной волны должна была уменьшиться. Наблюдаемое падение светимости и постоянная температура означают, что волна энергии за прошлые 13 лет столкнулась с незначительным количеством газа в окружающей среде вокруг звезды. Это предполагает, что волна в настоящее время расширяется в области намного более низкой плотности, чем прежде.

Изображения

• Gk Персея
• Рентген
• Оптический
• Радио

• Источник: X-ray: NASA/CXC/RIKEN/D.Takei et al; Optical: NASA/STScI; Radio: NRAO/VLA

Сверхновые звезды | Астрономия в школе

   Сверхновые звёзды — звёзды, заканчивающие свою эволюцию в катастрофическом взрывном процессе. Этим термином были названы звёзды, которые вспыхивали гораздо (на порядки) сильнее так называемых «новых звёзд».

На самом деле, ни те, ни другие физически новыми не являются, всегда вспыхивают уже существующие звёзды.

Но в нескольких исторических случаях вспыхивали те звёзды, которые ранее были на небе практически или полностью не видны, что и создавало эффект появления новой звезды.

Сверхновые II типа

По современным представлениям, термоядерный синтез приводит со временем к обогащению состава внутренних областей звезды тяжёлыми элементами. В процессе термоядерного синтеза и образования тяжёлых элементов звезда сжимается, а температура в её центре растёт. (Эффект отрицательной теплоёмкости гравитирующего невырожденного вещества.

) Если масса звезды достаточно велика, то процесс термоядерного синтеза доходит до логического завершения с образованием ядер железа и никеля, а сжатие продолжается. При этом термоядерные реакции будут продолжаться только в некотором слое звезды вокруг центрального ядра — там, где ещё осталось невыгоревшее термоядерное топливо.

Центральное ядро сжимается все сильнее, и в некоторый момент из-за давления в нем начинают идти реакции нейтронизации — протоны начинают поглощать электроны, превращаясь в нейтроны. Это вызывает быструю потерю энергии, уносимой образующимися нейтрино (т.н. нейтринное охлаждение), так что ядро звезды сжимается и охлаждается.

Процесс коллапса центрального ядра настолько быстр, что вокруг него образуется волна разрежения. Тогда вслед за ядром к центру звезды устремляется и оболочка. Далее происходит отскок вещества оболочки от ядра и образуется распространяющаяся наружу ударная волна, инициирующая термоядерные реакции.

При этом выделяется достаточная энергия для сброса оболочки сверхновой с большой скоростью. Важное значение имеет процесс подпитки ударной волны энергией выходящих из центральной области нейтрино. Такой механизм взрыва относится к сверхновым II типа (SN II). Как показывает численное моделирование, ударная волна отскока не приводит к взрыву сверхновой.

Она останавливается на расстоянии примерно 100-200 км от центра звезды. Учёт вращения и наличия магнитного поля позволяет численно смоделировать взрыв сверхновой (магниторотационный механизм взрыва сверхновых с коллапсирующим ядром).

Считается, что образованием сверхновой II типа заканчивается эволюция всех звёзд, первоначальная масса которых превышает 8—10 масс Солнца. После взрыва остаётся нейтронная звезда или чёрная дыра, а вокруг этих объектов в пространстве некоторое время существуют остатки оболочек взорвавшейся звезды в виде расширяющейся газовой туманности.

Сверхновые Ia типа

Несколько другим выглядит механизм вспышек сверхновых звёзд Iа типа (SN Ia). Это так называемая термоядерная сверхновая, в основе механизма взрыва которой лежит процесс термоядерного синтеза в плотном углеродно-кислородном ядре звезды.

Предшественниками SN Ia являются белые карлики с массой, близкой к пределу Чандрасекара. Принято считать, что такие звезды могут образовываться при перетекании вещества от второй компоненты двойной звёздной системы.

Это происходит, если вторая звезда системы выходит за пределы своей полости Роша или относится к классу звёзд со сверхинтенсивным звёздным ветром. При увеличении массы белого карлика постепенно увеличивается его плотность и температура.

Наконец, при достижении температуры порядка 3×10 K, возникают условия для термоядерного поджигания углеродно-кислородной смеси. От центра к внешним слоям начинает распространяться фронт горения, оставляя за собой продукты горения — ядра группы железа.

Распространение фронта горения происходит в медленном дефлаграционном режиме и является неустойчивым к различным видам возмущений.

Наибольшее значение имеет Релей-Тейлоровская неустойчивость, которая возникает из-за действия архимедовой силы на лёгкие и менее плотные продукты горения, по сравнению с плотной углеродно-кислородной оболочкой. Начинаются интенсивные крупномасштабные конвективные процессы, приводящие к ещё большему усилению термоядерных реакций и выделению необходимой для сброса оболочки сверхновой энергии (~10 эрг). Скорость фронта горения увеличивается, возможна турбулизация пламени и образование ударной волны во внешних слоях звезды.

 Другие типы сверхновых

Существуют также SN Ib и Ic, предшественниками которых являются массивные звезды в двойных системах, в отличие от SN II, предшественниками которых являются одиночные звезды.

Теория сверхновых

Законченной теории сверхновых звёзд пока не существует.

Все предлагаемые модели являются упрощёнными и имеют свободные параметры, которые необходимо настраивать для получения необходимой картины взрыва.

В настоящее время в численных моделях невозможно учесть все физические процессы, происходящие в звёздах и имеющие значение для развития вспышки. Законченной теории звёздной эволюции также не существует.

Заметим, что предшественником известной сверхновой SN 1987A, отнесённой ко второму типу, является голубой сверхгигант, а не красный, как предполагалось до 1987 года в моделях SN II. Также, вероятно, в её остатке отсутствует компактный объект типа нейтронной звезды или чёрной дыры, что видно из наблюдений.

Согласно многочисленным исследованиям, после рождения Вселенной, она была заполнена только лёгкими веществами — водородом и гелием. Все остальные химические элементы могли образоваться только в процессе горения звёзд. Это означает, что наша планета (и мы с вами) состоим из вещества, образовавшегося в недрах доисторической звезды и выброшенного когда-то во взрыве сверхновой.

Взрыв сверхновой звезды — явление чрезвычайно редкое. По современным представлениям, в нашей Галактике должен происходить взрыв сверхновой примерно каждые 50 лет.

Больша?я часть этих взрывов оказывается скрыта от нас непрозрачной пылевой подсистемой нашей Галактики. Поэтому большинство сверхновых наблюдаются в других галактиках.

Глубокие обзоры неба на автоматических камерах, соединённых с телескопами, позволяют сейчас астрономам открывать более 300 вспышек в год.

Для обозначения сверхновых астрономы используют следующую систему: сначала записываются буквы SN (от латинского SuperNova), затем год открытия, а затем латинскими буквами — порядковый номер сверхновой в году. Например, SN 1997cj обозначает сверхновую звезду, открытую 26 * 3 (c) + 10 (j) = 88-ой по счету в 1997 году.

Исторические сверхновые в нашей Галактике (наблюдавшиеся)

Сверхновая	Дата вспышки	Созвездие	Макс. блеск	Расстояние (св. года)	Тип вспышки	Длительность видимости	Остаток	Примечания
SN 185	185, 7 декабря	Центавр	-8	3000	Ia ?	8 – 20 месяцев	G315.4-2.3 (RCW 86)	китайские летописи: наблюдалась рядом с Альфой Центавра.
SN 369	369	не известно	не известно	не известно	не известно	5 месяцев	не известно	китайские летописи: положение известно очень плохо. Если она находилась вблизи галактического экватора, весьма вероятно, что это была сверхновая, если же нет, она, скорее всего, была медленной новой.
SN 386	386	Стрелец	+1.5	16,000	II ?	2-4 месяца	G11.2-0.3	китайские летописи
SN 393	393	Скорпион		34000	не известно	8 месяцев	несколько кандидатур	китайские летописи
SN 1006	1006, 1 мая	Волк	-7,5	7200	Ia	18 месяцев	SNR 1006	швейцарские монахи, арабские учёные и китайские астрономы.
SN 1054	1054, 4 июля	Телец	-6	6300	II	21 месяц	Крабовидная туманность	на Ближнем и Дальнем Востоке (в европейских текстах не значится, не считая туманных намёков в ирландских монастырских хрониках).
SN 1181	1181, август	Кассиопея	-1	8500	не известно	6 месяцев	Возможно, 3C58 (G130.7+3.1)	труды профессора Парижского университета Александра Некэма, китайские и японские тексты.
SN 1572	1572, 6 ноября	Кассиопея	-4	7500	Ia	16 месяцев	Остаток сверхновой Тихо	Это событие зафиксировано во многих европейских источниках, в том числе и в записях молодого Тихо Браге. Правда, он заметил вспыхнувшую звезду лишь 11 ноября, но зато следил за ней целых полтора года и написал книгу “De Nova Stella” (“О новой звезде”) – первый астрономический труд на эту тему.
SN 1604	1604, 9 октября	Змееносец	-2.5	20000	Ia	18 месяцев	Остаток сверхновой Кеплера	С 17 октября её стал изучать Иоганн Кеплер, который, изложил свои наблюдения в отдельной книге.
SN 1680	1680, 16 августа	Кассиопея	+6	10000	IIb	не известно (не более недели)	Остаток Сверхновой Кассиопея А	замечена Флэмстидом, занес в свой каталог звезду, как 3 Cas.