SN 1604 , также известная как Сверхновая Кеплера , Новая Кеплера или Звезда Кеплера , была сверхновой типа Ia [1] [2] , которая произошла в Млечном Пути , в созвездии Змееносца . Появившись в 1604 году, она является самой последней сверхновой в галактике Млечный Путь, которую, несомненно, можно было наблюдать невооруженным глазом , [3] произошедшей не далее 6 килопарсеков (20 000 световых лет ) от Земли . До принятия текущей системы наименований сверхновых она была названа в честь Иоганна Кеплера , немецкого астронома, который описал ее в De Stella Nova .
Видимая невооруженным глазом, звезда Кеплера была ярче любой другой звезды на ночном небе , с видимой величиной −2,5. Она была видна днем более трех недель. Записи о ее наблюдении существуют в европейских, китайских, корейских и арабских источниках. [4] [5]
Это была вторая сверхновая, которую наблюдали в течение поколения (после SN 1572, которую Тихо Браге наблюдал в Кассиопее ). С тех пор никаких других сверхновых в Млечном Пути не наблюдалось с уверенностью, хотя многие другие сверхновые за пределами галактики были замечены после S Андромеды в 1885 году. SN 1987A в Большом Магеллановом Облаке была видна невооруженным глазом ночью. [6]
Существуют доказательства существования двух сверхновых Млечного Пути, электромагнитное излучение которых достигло Земли около 1680 и 1870 годов – Кассиопея A и G1.9+0.3 соответственно. Нет никаких исторических записей о том, что они были обнаружены в те годы, вероятно, потому, что поглощение межзвездной пылью заслонило их видимый свет. [7]
Остаток сверхновой Кеплера считается одним из прототипических объектов такого рода и до сих пор является объектом многочисленных исследований в астрономии . [8 ]
Астрономы того времени (включая Кеплера) были озабочены наблюдением за соединением Марса и Юпитера , которое они считали благоприятным соединением, связанным с Вифлеемской звездой . Однако облачная погода помешала Кеплеру провести наблюдения. Вильгельм Фабри , Михаэль Мейстлин и Гелисей Реслин смогли провести наблюдения 9 октября, но не зарегистрировали сверхновую. [9] Первое зарегистрированное наблюдение в Европе было сделано Лодовико делле Коломбе в северной Италии 9 октября 1604 года. [10] Кеплер смог начать свои наблюдения только 17 октября, работая при императорском дворе в Праге для императора Рудольфа II . [11] Сверхновая впоследствии была названа в его честь, хотя он не был ее первым наблюдателем, поскольку его наблюдения отслеживали объект в течение целого года. Эти наблюдения были описаны в его книге De Stella nova in pede Serpentarii («О новой звезде в стопе Змееносца», Прага, 1606).
В 1606 году Делле Коломбе опубликовал «Рассуждение Лодовико делле Коломбе» , в котором он показал, что «Звезда, вновь появившаяся в октябре 1604 года, не является ни кометой, ни новой звездой», и где он защищал аристотелевский взгляд на космологию после того, как Галилео Галилей использовал случай сверхновой, чтобы оспорить аристотелевскую систему. [12] Описание утверждений Галилея следующее:
Галилей объяснил значение и значимость параллакса , сообщил, что новая не проявила его, и заключил, как уверенность, что она находится за Луной. Здесь он мог бы остановиться, отправив свою единственную стрелу. Вместо этого он набросал теорию, которая разрушила Аристотелевский космос: новая, весьма вероятно, состояла из большого количества воздушной материи, которая исходила от Земли и светилась отраженным солнечным светом, как аристотелевские кометы. Однако, в отличие от них, она могла подняться за пределы Луны. Она не только принесла изменения на небеса, но и сделала это провокационно, импортируя тленные земные элементы в чистую квинтэссенцию. Это породило потрясающие небеса возможности. Межзвездное пространство может быть заполнено чем-то похожим на нашу атмосферу, как в физике стоиков, на которую Тихо ссылался в своем пространном отчете о новой 1572 года. И если материал небесного свода напоминает материал тел здесь, внизу, теория движения, построенная на опыте с объектами в пределах нашей досягаемости, может быть применима и к небесным областям. «Но я не настолько смел, чтобы думать, что вещи не могут происходить иначе, чем я указал». [13]
В работе Кеплера «De Stella Nova» (1606) он критиковал Реслина относительно этой сверхновой. Кеплер утверждал, что в своих астрологических прогнозах Реслин выбрал только две кометы, Большую комету 1556 и 1580 годов. Реслин ответил в 1609 году, что это действительно то, что он сделал. Когда Кеплер ответил позже в том же году, он просто заметил, что, включив более широкий диапазон данных, Реслин мог бы привести лучший аргумент. [14]
Остаток сверхновой SN 1604, звезда Кеплера, была обнаружена в 1941 году в обсерватории Маунт-Вилсон как тусклая туманность с яркостью 19 зв . [15] В видимом свете можно увидеть только нити, но это сильный источник радио- и рентгеновского излучения. Его диаметр составляет 4 угловые минуты. Оценки расстояния дают ему значение от 3 до более 7 килопарсеков (от 10 000 до 23 000 световых лет), [16] при этом в настоящее время консенсус заключается в том, что расстояние5 ± 1 кпк , по состоянию на 2021 год. [17]
Имеющиеся данные подтверждают, что источником этого остатка была сверхновая типа Ia [1] , которая является результатом взаимодействия углеродно-кислородного белого карлика со звездой-компаньоном. [18] Интегрированный рентгеновский спектр напоминает спектр остатка сверхновой Тихо , сверхновой типа Ia. Содержание кислорода относительно железа в остатке SN 1604 примерно равно солнечному, тогда как сценарий коллапса ядра должен привести к гораздо большему содержанию кислорода. Не было выявлено ни одного сохранившегося центрального источника, что согласуется с событием типа Ia. Наконец, исторические записи яркости этого события согласуются со сверхновыми типа Ia. [1]
Существуют доказательства взаимодействия выброса сверхновой с околозвездным веществом звезды -прародительницы , что является неожиданным для типа Ia, но наблюдалось в некоторых случаях. [1] Считается, что головная ударная волна , расположенная к северу от этой системы, была создана потерей массы до взрыва. [16] Наблюдения за остатком согласуются с взаимодействием сверхновой с биполярной планетарной туманностью , которая принадлежала одной или обеим звездам-прародительницам. [18] Остаток не является сферически симметричным, что, вероятно, связано с тем, что прародительница является системой убегающих звезд . Головная ударная волна вызвана взаимодействием продвигающегося звездного ветра с межзвездной средой . Остаток, богатый азотом и кремнием, указывает на то, что система состояла из белого карлика с эволюционировавшим компаньоном, который, вероятно, уже прошел через стадию асимптотической ветви гигантов . [17]