SN 1572

SN 1572 (Тихова Супернова, Тихова Нова), или B Касиопеја (Бета Касиопеја), ― супернова од типот Ia во соѕвездието Касиопеја, една од осумте супернови видливи со голо око во историските записи. Се појавила на почетокот на ноември 1572 година и била независно откриена од многу поединци.
Нејзиниот остаток од супернова е забележан оптички, но првпат бил откриен на радио бранови должини. Често е познат како 3C 10, ознака за радио-извор, иако се повеќе е иманувана како остаток од Тиховата супернова.
1 Историски опис
Појавата на суперновата во Млечниот Пат од 1572 година спаѓа меѓу најважните набљудувачки настани во историјата на астрономијата. Појавата на „новата ѕвезда“ помогнало да бидат ревидирани старите модели на небото и да биде забрзана револуцијата во астрономијата која започнала со остварување на потребата од производство на подобри каталози на астрометриски ѕвезди, а со тоа и потребата за попрецизни инструменти за астрономско набљудување. Таа, исто така, ја предизвикала Аристотеловата догма за непроменливоста на царството на ѕвездите.
Суперновата од 1572 година често е нарекувана „Тихова Супернова“, поради обемното дело на Тихо Брахе, ''De nova et nullius aevi memoria prius visa stella'' („''За ѕвездата, нова и никогаш досега видена во животот или сеќавањето на никого''“, објавено во 1573 година со препечатени изданија надгледувани од Јоханес Кеплер во 1602 и 1610 година), дело што ги содржи и сопствените набљудувања на Брахе и анализата на видувањата од многу други набљудувачи. Споредбите помеѓу набљудувањата на Брахе и оние на шпанскиот научник Херонимо Муњоз откриле дека телото било подалечено од Месечината. Ова го навело Брахе да и пријде на Големата комета од 1577 година како астрономско тело. Други Европејци кои ја виделе суперновата биле Волфганг Шулер, Кристофер Клавиус, Томас Дигес, Џон Ди, Франческо Мауролико, Тадеаш Хајек и .<ref>''''
Во Англија, кралицата Елизабета го натерала математичарот и астрологот Томас Ален да дојде и да го посети „за да го добие својот совет за новата ѕвезда што се појавила во Лебед или Касиопеја ... на која тој многу научно процени“, како што запишал старинарот Џон Обри. во неговите меморандуми еден век подоцна.
Во Кина, за време на династијата Минг, ѕвездата станала проблем помеѓу Жанг Џуженг и младиот император Ванли: во согласност со космолошката традиција, императорот бил предупреден да размисли за неговото лошо однесување, бидејќи новата ѕвезда била толкувана како лош знак.
Поверодостојните современи извештаи наведуваат дека самата нова ѕвезда избувнала веднаш по 2 ноември 1572 година и до 11 ноември таа веќе била посветла од Јупитер. Околу 16 ноември 1572 година, го достигнала својот врв на светлина со околу &#x2212; светлинска величина, при што некои описи ја даваат еднаква на Венера кога таа планета била најсветла. Спротивно на тоа, Брахе ја опишал суперновата како „посветла од Венера“. Суперновата останала видлива со голо око до почетокот на 1574 година, постепено згаснувала додека не исчезнала од погледот.
2 Супернова
Суперновата била класифицирана како тип I врз основа на нејзината историска светлинска крива набргу откако суперновите тип I и тип II првпат биле дефинирани врз основа на нивните спектри. Спектарот на рендгенските зраци на остатокот покажал дека речиси сигурно е од типот Ia, но неговата подробна класификација во рамките на класата на типот Ia продолжила да биде дебатирана се додека спектарот на неговата светлина при врвна сјајност не била измерена во светлинско ехо во 2008 година. Ова дало конечна потврда дека се работи за обична супернова од типот Ia.
Класификацијата како супернова од типот Ia со нормална сјајност овозможува прецизно мерење на растојанието до SN 1572. Врвната апсолутна величина може да биде пресметана од стапката на опаѓање на Б-лентата да биде . Со оглед на проценките за привидната величина на врвот и познатото изумирање од величини, растојанието е kpc.
3 Остаток од супернова
Растојанието до остатокот од суперновата е проценето на помеѓу 2 и 5 kpc (приближно 6.500 и 16.300 светлосни години), а неодамнешните студии наведуваат потесен опсег од 2,5 и 3 kpc (приближно 8.000 и 9.800 светлосни години). Тиховиот остаток од супернова има приближно сферична морфологија и се шири преку аголен пречник од околу 8 лачни минути. Неговата физичка големина одговара на полупречник од редот на неколку парсеци. Неговата измерена стапка на ширење е околу 11-12% годишно во радио и рендгенски бранови. Просечната брзина на ударот напред е помеѓу 4.000 и 5.000 км/с, паѓајќи на помала брзина кога има наидување на месни меѓуѕвездени облаци. Список на постар извор во кој гасната обвивка достигнала привиден пречник од 3,7 лачни минути.
3.1 Почетно забележување на радиобранови
Потрагата по остаток од супернова била залудна до 1952 година, кога Роберт Ханбури Браун и Сирил Хазард пријавиле забележување на радиобранови на 158,5 MHz, добиен во набљудувачницата „Џодрел Бенк“. Ова било потврдено, а неговата положба попрецизно била измерена во 1957 година од Болдвин и Еџ користејќи го Кембричкиот радиотелескопот кој работе на бранова должина од м. Остатокот, исто така, бил идентификуван привремено во Вториот кембрички каталог на радиоизвори како тело „2C 34“ и поцврсто како „3C 10“ во третиот кембрички список.
Нема спор дека 3C 10 е остаток од суперновата забележана во 1572-1573 година. Следејќи ја статијата за преглед на Минковски од 1964 година, се чини дека ознаката 3C 10 е онаа која најчесто е користена во книжевноста кога се однесува на радиоостаток од Бета Касиопеја, иако некои автори ја користат табеларната галактичка ознака G120.7+2.1 и многу авторите најчесто го нарекуваат „остаток од Тиховата супернова“. Бидејќи радиоостатокот бил пријавен пред да бидат откриени оптичките виси од остаток од супернова, ознаката 3C 10 некои ја користат за да го означи остатокот на сите бранови должини.
3.2 Набљудување со рендгенски зраци
Изворот на рендгенски зраци означен како Кефеј X-1 билоткриен од рендгенската набљудувачница на сателитот Ухуру на 4U 0022+63. Претходните ознаки на каталогот се X120+2 и XRS 00224+638. Кефеј X-1 е всушност во соѕвездието Касиопеја, и тоа е SN 1572, Тиховиот остаток од супернова.
3.3 Оптичко откривање
Остатокот од суперновата во Бета Касиопеја била откриен во 1960-тите од страна на научниците со телескоп на Паломарската набљудувачница како многу бледа маглина. Подоцна бил фотографиран со телескоп на меѓународното вселенско летало нареченоРендгенски сателит (РОСАТ). Суперновата била потврдена како тип Ia, во која белоџуџеста ѕвезда има насобирано материја од придружник додека не се приближила до Чандрасекаровата граница и експлодирала. Овој тип на супернова вообичаено не создава спектакуларна маглина повообичаена за супернови од типот II, како што е SN 1054 што ја создала Раковидната Маглина. Надворешен слој од гас сè уште се шири од нејзиното средиште на околу 9.000 км/с. Една неодамнешна студија укажува на стапка на проширување под 5.000 км/с.
4 Придружничка ѕвезда
Во октомври 2004 година, писмо во списанието ''Nature'' го објавило откривањето на ѕвезда од типот G2, слична по тип на нашето Сонце и именувана како Тихо G. Сметано е дека е придружната ѕвезда која придонела за масата на белото џуџе што на крајот резултирало со суперновата. Последователна студија, објавена во март 2005 година, открила дополнителни подробности за оваа ѕвезда: Тихо G веројатно била ѕвезда од главната низа или подџин пред експлозијата, но дел од нејзината маса била одземена, а нејзините надворешни слоеви биле загреани со шок од суперновата.
Сегашната брзина на Тихо G е можеби најсилниот доказ дека таа била ѕвезда придружник на белото џуџе, бидејќи патува со брзина од 136 км/с, што е повеќе од четири пати побрзо од просечната брзина на другите ѕвезди во нејзиното ѕвездено соседство. Ова откритие било оспорувано во последниве години. Ѕвездата е релативно далеку од средиштето и не покажува вртење што може да е очекувано од една придружничка ѕвезда.
Во второто објавување на подотоци на Гаја, ѕвездата била пресметана на светлосни години од нас, на долниот крај на можниот опсег на растојанија на SN 1572, што пак ја намалило пресметаната брзина од 136 км/с до само 56 км/с.
5 Во книжевноста
Во деветтата епизода од „''Улис''“ на Џејмс Џојс, Стивен Дедалус го поврзува појавувањето на суперновата со младиот Вилијам Шекспир, а во ноемвриското издание на списанието ''Sky &amp;amp; Telescope'' од 1998 година, тројца истражувачи од Државниот универзитет на Југозападен Тексас, Дон Олсон и Расел Дошер од Одделот за физика и Мерилин Олсон од Катедрата за англиски јазик, тврдле дека оваа супернова е опишана во Шекспировиот ''Хамлет'', конкретно од Бернардо во чин I, сцена I.
Суперновата ја вдахнала песната „''Al Aaraaf''“ од Едгар Алан По.
Протагонистот во расказот на Артур Ч. Кларк од 1955 година, „''Ѕвезда''“ случајно ја споменува суперновата. Тоа е главен елемент во пародисконаучната статија на Фредерик Пол, „''Марсовски надгледувачи на ѕвезди''“ (англиски: <i>The Martian Star-Gazers“, првпат објавена во „''Galaxy Science Fiction Magazine''“ во 1962 година.
6 Поврзано
* Список на остатоци од супернова