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.

Рис.1 В приведенном примере точность указания положения звезды соответствует половине созвездия Скорпиона.

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 см³, 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.

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.

В работе [1], В.С.Имшенник утверждает, что используя модель Седова он получил совпадение 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 около 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.

Рис.2 Калибровочная зависимость скорости объекта V от расстояния от ядра R. Скорости ~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 оценить примерный возраст остатка, что является важным вопросом. Этим методом 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 = (P²-P₀²)/2PP'.
Период Р и скорость замедления вращения P' можно измерить с очень высокой точностью [27], 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.

Вспышка	Остаток	Пульсар	Период	Замедление	Возраст
1054	M1(Краб)	PSR 0534+21	0.033084	4.2276E-13	1240
1181	G130.7+3.1	PSR 0205+65	0.065686	1.9393E-13	5370
1408	G69.0+2.7	PSR 1951+32	0.039531	5.8448E-15	107230

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]:

№	Остаток	Созвездие	Расстояние, кпс	Возраст
1	G29.7-0.3	Орел	9-21	700
2	G292.0+1.8	Центавр	4-7	1500
3	G332.4-0.4	Корма	~3.3	2000
4	G111.7-2.1	Кассиопея	~3.5	400
5	G266.2-1.2	Скорпион	~0.3	800
6	J2226+6012	Цефей	~10	1000
7	J0852-4622	Паруса	~0.2	700

Теоретически, не видимость первой сверхновой могла быть вызвана поглощением в межзвездной среде, хотя нужно еще обосновать, что поглощение могло быть значительным (~5-6^m). Вторая и третья сверхновые должны наблюдаться как звезды нулевой величины даже если заложить 2^m на поглощение и предположить, что обе сверхновые принадлежали ко второму типу. Если в пределах погрешности определения остатка, увеличить возраст каждой из звезд на 1000 (2000 лет), они должны были быть описаны просвещенными астрономами Вавилона и Китая. Но летописного упоминания об этих сверхновых нет.
Остаток, связанный с радио туманностью Кассиопея А очень молод, хотя вспышки в это время никто не наблюдал. Возможно, что эта сверхновая была описана в корейских летописях [23], возможно, ее наблюдал Флемстид, правда тогда нужно предположить значительную ошибку в измерении координат. Общепризнанным является мнение, что это сверхновая не наблюдалась, хотя с озвездие Кассиопеи относится к около полярным. Не наблюдаемость сверхновой И.С.Шкловский [3] объясняет наличием пылевых облаков и полной переработкой излучения сверхновой в ИК диапазоне. Однако, значительного поглощения межзвездной среды в направлении остатка не обнаружено.
Сверхновая, соответствующая остатку G266.2-1.2 находится на столь близком расстоянии от нас [24], что могла наблюдаться в дневное время, даже если она принадлежала ко II типу. Следует отметить, что расстояние до этого объекта было определено с высокой точностью с помощью параллакического метода, поэтому была получена надежная точность датировки возраста остатка.
К этому списку можно добавить молодой, недавно обнаруженный остаток, в созвездии Цефея [25], которое можно наблюдать в любое время года. Его возраст оценивается около тысячи лет, удаление составляет порядка 10 кпс, а поглощение в этом направлении не значительно.
Возраст остатка в созвездии Парусов оценивается около 700 лет [28] и учитывая расстояние до остатка эта вспышка вполне могла бы быть зарегистрирована средневековыми наблюдателями. Однако, учитывая, что склонение сверхновой составляет на момент вспышки окло -45 градусов, наблюдать вспышку можно было к югу от 45-го градуса северной широты, а учет атмосферного поглощения сдвигает место наблюдения к югу. Тем не менее, вспышку можно было бы успешно наблюдать на 30 градусе северной широты, однако китайские и арабские хроники ничего не сообщают.

Приведенный список не наблюдавшихся в древности сверхновых полным не является. С помощью спутника ROSAT за последние годы было обнаружено много новых остатков и мы вправе рассчитывать на дальнейшие успехи в этой области.

В завершении, можно привести еще один очень яркий факт, который не относится напрямую к задаче исторических сверхновых, но иллюстрирует наблюдательный уровень древних астрономов. В рамках скалигеровской хронологии есть еще один необъяснимый факт: античные астрономы ничего не знали о переменных звездах. Можно привести с десяток достаточно ярких, периодических переменных звезд, которые можно легко наблюдать невооруженным глазом. В то же время, открытие ярких переменных звезд d Цефея, h Орла, o Кита, b Персея происходит в 17-18 веках. Это очень странно, учитывая высокий уровень знаний и опыт наблюдений древних астрономов.
На земном небе есть три яркие долгопериодические переменные звезды, у которых блеск в максимуме блеск не слабее 3.5^m. Это Мира(o Кита) m_Max=2.0^m, k Лебедя m_Max=3.3^m и R Гидры m_Max=3.5 ^m. Все эти звезды неизвестны составителю каталога Альмагест, а летописцы не упоминают о появлениии "звезд-гостей", хотя Мира и R Гидры находятся в областях, где нет звезд ярче 2^m и присутствие этих звезд в максимуме блеска изменяет контур созвездия.

 

Заключение

·        Проведенный анализ показывает, что расчеты, выполненные по модели Седова не обеспечивают точность определения возрастов остатков, которая необходима для исторической хронологии. Результат вычислений линейно зависит от точности входных данных, которые определяются с погрешностью от десятков до сотен процентов. Точность, которую можно получить по модели Седова не может превышать точность определения расстояния до объекта, которая согласно калибровочной кривой определяется не лучше 30 процентов. Методы датировки связанные замедлением вращения пульсара и на основе анализа спектра излучения нейтронной звезды являются оценочными методами и обладают еще меньшей точностью. Заявленная В.С.Имшенником точность оценки возраста остатков до 100 лет(=10%) не выполняется, поэтому, выводы изложенные в [1] следует считать недостоверными.

·        Поиск исторических сверхновых в древних летописях ранее 10 века обнаружил несколько кандидатов, однако ни в одном из указанных в описании мест не удалось найти подходящий по возрасту остаток. С другой стороны, представлено шесть остатков сверхновых, имеющих возраст моложе 2-3 тысяч лет, но ни одна из этих вспышек не была упомянута в летописях. Эти два факта трудно объяснимы в рамках скалигеровской модели хронологии, однако, они очень просто объясняются с позиции Новой Хронологии: серьезных астрономических наблюдений ранее первой исторической сверхновой 1006 года не было. Полагая погрешность оценки возраста в 300 лет (остатки типа Ia мы оцениваем с лучшей точностью), получаем время вспышки 8-14 век. Предполагая, что предшествующая ей сверхновая вспыхнула за 3-4 до этого времени, получаем примерное время появления первых астрономических наблюдений 4-12 века. Полученная оценка с помощью сверхновых очень хорошо совпадает с полученной ранее датировкой составления звездного каталога Альмагест в 6-13 веках [26].

 

Благодарности

В завершении, я хочу выразить искреннюю благодарность модератору астрофорума журнала "Звездочет" Дмитрию Вибе за помощь в подборе материала и содержательные консультации по астрофизическим вопросам.

 

Литература

1) В.С.Имшенник Вспышки сверхновых и историческая хронология // УФН, т.170, №5, 2000.
2) И.С.Шкловский Разум, Жизнь, Вселенная.
3) И.С.Шкловский Звезды, их рождение, жизнь и смерть.
4) И.С.Шкловский Сверхновые звезды и связанные с ними проблемы, Москва, 1976.
5) Ю.П. Псковский Новые и сверхновые звезды.
6) Д.А. Грин, Р.Ф. Стивенсон Исторические сверхновые.
7) К.Lundmark Suspected New Star Recorded in Old Chronicles and Among Recent Meridian Observations, 1921.
8) Y.-N. Chin and Y.-L. Huang Nature 371, 398, 1994.
9) C. Tam, M. Roberts The Expansion of G11.2-0.3, a Radio Composite Supernova Remant.
10) Z.-R.Wang, Q.-U.Qu, Y.Chen Is RX J1713.7 –3946 remant of the AD 393 guest star? // Astronomy and Astrophysics 318, L59-61, 1997.
11) Y.Uchiyama, T.Takahashi, F.A.Aharonian Flat spectrum X-ray emission from the direction of Molecular Cloud associated with SNR RX J1713.7-3946 PASI.
12) D.F. Torres, G.E. Romero, T. M. Dame, J.A. Combi, and Y.M. Butt Supernova remnants and gamma-ray sources.
13) Интерактивная база данных остатков сверхновых.
База Чандры.
14) Я.Б. Зельдович, Ю.П. Райзер Физика ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений.
15) High School Students Discover Neutron Star Using Chandra and VLA Data.
16) R. Stephenson, K. Kevin The new star of AD 1408 - A spurious supernova? // Royal Astronomical Society, Quarterly Journal (ISSN 0035-8738), vol. 27, Dec. 1986.
17) S.R.Kulcarni and ect… A fast pulsar in radio nebula CTB80 // Nature 331, 50 - 53 (07 January 1988).
18) С.Б.Попов и М.Е.Прохоров Астрофизика одиночных нейтронных звезд:радиотихие нейтронные звезды и магнитары.
19) Y. Sofue, V. Rubin Rotation Curves of Spiral Galaxies // astro-ph/0010594 v2 4 Nov 2000.
20) A. Busfield, C Purcell, M.Hoare, S. Lumsden, T. Moore, R.Oudmaijer Resolving the Kinematic Distance Ambiguity of Southern Massive Young Stellar Object Candidates // astro-ph/0511712 v1 25 Nov 2005.
21) D. Russeil The Spiral Structure of Our Galaxy.
22) Supernova remnants observed with the Chandra X-ray Observatory.
23) S.-I. Chu Supernovae from Ancient Korean Observational Records, 1968.
24)H.Tsunemi, E.Miyata, B.Aschenbach, J.Hiraga, D.Akutsu Overabundance of Calcium in the young SNR RX J0852-4622: evidence of over-production of ⁴⁴Ti.
25) P.Morris, S.Stolovy, S.Wachter, A.Noriega-Crespo, T.Pannuti, D.Hoard Tentative Discovery of a New Supernova Remnant in Cepheus: Unveiling an Elusive Shell in the Spitzer Galactic First Look Survey.
26) В.В.Калашников, Г.В.Носовский, А.Т.Фоменко // Астрономический анализ хронологии. Альмагест. Зодиаки.
27) Интерактивная база данных пульсаров.
28) C.P. Burgess and K. Zuber   Footprints of the Newly-Discovered Vela Supernova in Antarctic Ice Cores?

назад