Новые звезды в восточных летописях

М. Маркабов

кандидат физико-математических наук
г. Москва

 

Новые звезды в восточных летописях.

Вспышки каких звезд могли регистрировать древние наблюдатели?
Звезды-гостьи в восточных хрониках
Где вспыхивали китайские новые?
Долгопериодические переменные звезды
Проверка данных китайского канона новых звезд
Заключение
Приложения
Литература

 

В китайских, корейских и японских летописях содержится множество упоминаний о неожиданом появлении на небе звезд-гостей, которые согласно тексту описания мы относим к вспыхнувшим на земном небе звездам. Нашей задачей является провести анализ летописных наблюдений и определить с какого времени эти наблюдения можно считать достоверными.
Прежде всего, перечислим типы звезд, вспышки которых могли быть замечены античными и средневековыми наблюдателями.

1. Сверхновые звезды.
Явление сверхновой представляет собой гравитационный коллапс центрального ядра звезды, находящейся на поздней эволюции. В результате вспышки, видимый блеск звезды может возрасти более чем на 20 звездных величин и в это время энергия излучения сверхновой становится сравнимой с излучением всей галактики. На месте сверхновой остается нейтронная звезда - ядро сверхновой, а ее оболочка рассеивается в межзвездное пространство, образуя газовую диффузную туманность. Согласно кривым изменения блеска и спектрам, сверхновые звезды делятся на два типа. Звезды I типа отличаются быстротечным максимумом около недели, после чего в течение 20-30 дней их блеск падает со скоростью около 0.1^m в сутки. Затем падение замедляется и далее, до наступления невидимости звезды, ее блеск падает со скоростью 0.014^m в сутки. Сверхновые I типа обладают наибольшей амплитудой изменения блеска, которая достигает -19^m÷-21^m. Сбрасываемые сверхновыми оболочки расширяются с гигантскими скоростями от 5 до 20 тысяч километров в секунду. Анализ спектров сверхновых I типа показал, что они крайне бедны водородом, следовательно, представляют собой старые проэволюционировавшие звезды.
Звезды II типа имеют меньшую максимальную светимость, более растянутый по времени максимум блеска и быстрее ослабевают. Спектры сверхновых II типа сходны со спектрами новых звезд. В них присутствуют широкие эмиссионные линии, среди которых весьма заметны бальмеровские линии водорода, следовательно, сбрасываемая оболочка богата водородом.
Согласно реконструированным кривым блеска, сверхновые 1006, 1054, и 1572 года относят к I типу, а сверхновую Кеплера 1604 года ко II типу.

2. Новые звезды.
Новые звезды представляют собой тесные двойные системы с периодом обращения от 0.05 до 230 суток. Одним из компонентов новой звезды является горячий белый карлик, который в течение нескольких дней увеличивает блеск на 7÷16 звездных величин, после чего медленно возвращается к предвспышечному состоянию в течение нескольких месяцев, лет или десятилетий. Второй компонент системы может быть гигантом, или карликом спектрального класса К или М. Спектры новых звезд вблизи максимума похожи на спектральный класс А-F, а уширение линий поглощения свидетельствует о высокой скорости расширяющейся оболочки, которая измеряется сотнями километров в секунду. В отличии от сверхновой, с новой звездой существенных изменений не происходит и через довольно короткое время она возвращается к предвспышечному состоянию. Известны несколько новых звезд, вспышки которых наблюдались более одного раза, например T Северной Короны и RS Змееносца. Эти звезды условно выделяют в отдельный тип повторных новых (RN).
Уменьшение блеска у всех звезд идет по-разному. У одних звезд он убывает плавно (Ящерица 1936, Лебедь 1975), у других уменьшение блеска колебательный характер (Орла 1918, Лебедя 1945), а у третьих - блеск резко падает на несколько звездных величин, но спустя некоторое время частично восстанавливается (DQ Геркулеса). С этого времени начинается период окончательного спада блеска до того значения, которое звезда имела до вспышки.
По скорости изменения блеска новые звезды можно условно подразделить на "быстрые" (тип NA), "медленные" (NB) и очень "медленные" (NC), хотя эта классификация является условной. Например, Ю.П. Псковский из типа NA выделяет очень быстрые звезды, характеризующиеся очень быстрым падением блеска до 3 звездных величин за 1-2 недели, однако, для данной работы подобная классификация является избыточной.
Кроме "обычных" новых звезд, выделяют как некий тип новоподобные переменные звезды (NL), которые являются недостаточно изученными объектами. В отличие от новых звезд, взрывы новоподобных звезд никогда не наблюдались, однако спектры новоподобных переменных похожи на спектры старых новых (вспыхнувших новых), и небольшие изменения светимости похожи на те, которые являются типичными для новых в минимуме светимости. Однако довольно часто детальные исследования позволяют переклассифицировать некоторых представителей этой очень неоднородной группы в объекты другого типа.

3. Каликовые новые.
Карликовые новые характеризуются быстрым возрастанием блеска до нескольких звездных величин, с последующим через несколько суток, более медленным падением блеска до первоначального уровня. Все звезды этого типа так же являются тесными двойными системами одна из звезд которой является белым карликом. Большую часть времени эти звезды сохраняют минимальный блеск, как бы накапливая энергию для последующей резкой вспышки, которая может длиться несколько суток. Вспышки происходят не периодически, а циклически, поэтому точно предсказать момент следующей вспышки, невозможно. Продолжительность циклов очень разнообразна, например, YZ Рака вспыхивает в среднем через 11.3 суток, а средний цикл между вспышками EX Гидры составляет около 560 суток. Величина среднего цикла между вспышками связана со средней амплитудой изменения блеска соотношением, которое было определено в 1934 году Б.В.Кукаркиным и П.П.Паренаго:
(А)> = 0.80^m + 1.667^m lg(Т), где (Т) - продолжительность среднего цикла в сутках, (А) - амплитуда изменения блеска. Классическим представителем звезд такого класса является звезда U Близнецов. В ОКПЗ предусмотрено 3 основных подтипа карликовых новых: SS Лебедя, SU Большой Медведицы и Z Жирафа.
Дотелескопические наблюдения карликовых новых являются невозможными, поскольку даже самые яркие на земном небе звезды этого типа SS Лебедя и U Близнецов имеют блеск в максимуме всего 7.7^m и 8.2^m.

4. Звезды типа Z Андромеды (симбиотические звезды).
Звезды типа Z Андромеды представляют собой тесные двойные системы состоящие из горячей звезды и звезды позднего спектрального класса К или М. Обе звезды погружены в протяженную газовую оболочку. Наиболее вероятно, что механизм переменности вызван нерегулярностью передачи массы выбрасываемого вещества большой холодной звездой звезды. Звезды типа Z Андромеды относятся к неправильным переменным звездам и определенной связи между амплититудой вспышек и средним циклом между вспышками у них нет. Амплитуда изменения блеска этих звезд обычно составляет около 2^m ÷3^m в лучах V, но не превышает 4^m. Изменения в спектрах звезд этого типа сходны с изменениями в спектрах новых.

5. Долгопериодичекие переменные звезды.
Долгопериодические переменные это пульсиующие красные сверхгиганты спектральных классов M, S и C. Долгопериодические переменные у которых в спектрах присутствуют широкие эмиссионные линии называются миридами. Это название произошло от собственного имени самой яркой звезды этого типа Мира (o Кита).
Амплитуда изменения блеска звезд этого типа может превышать до 10m, а их периоды заключены от 100 до 740 суток. Несмотря на значительное изменение блеска в видимых лучах, измерения показали, что полная энергия излучения изменяется всего лишь в 2-3 раза. Наблюдающиеся огромные амплитуды колебания блеска вызваны тем, что именно в видимой области расположены молекулярные полосы поглощения окиси титана (спектральный класс М), окиси циркония (S) и соединения углерода (С). В максимуме блеска, температура фотосферы максимальна и молекулы окисей металлов распадаются на атомы и излучение свободно покидает внешнюю оболочку звезды. С уменьшением температуры фотосферы происходит рекомбинация ионов и образуются молекулярные соединения, которые эффективно поглощают и перерабатывают излучение в видимой области спектра. Наиболее яркими представителями этого типа звезд являются ο Кита (2.0-10.1) и χ Лебедя (3.5-14.3).

Итак, нами были рассмотрены все типы вспыхивающих или пульсирующих звезд, которые обладают амплитудами больше 3^m÷4^m.

Наиболее надежный канон звезд-гостей, которые наблюдались в Китае, Корее и Японии (далее, китайский канон) приведен в работе (1). Из всех существующих описаний, авторы провели жесткий отбор наблюдавшихся вспышек звезд исключив:
1. все описания, которые хоть чем-то напоминают описание кометы,
2. все описания, содержащие фразу "странная звезда" или "аномальная звезда",
3. все описания, в которых местоположение объекта указано очень не точно.

Данные китайского канона приведены в приложении 1. При сравнении описаний летописных вспышек, было обнаружено несколько дубликатов одного и того же события, но датированного разными годами. К сожалению, выявить дубликат можно лишь в том случае, когда описание события написано достаточно подробно и возможно поэтому, были определены только средневековые дубликаты.

Дубликат №1.
Рассмотрим описания №99 из канона [1], которое относится к наблюдению сверхновой 1604 года корейскими хронистами и сравним его с описанием №98 новой 1600 года.
№99
AD 1604 Oct 13 [Korea]
(5): "37th year of King Sonjo, 9th month, day wuchen [5]. During the first watch of the night, a guest star was at the tenth du of WEI [LM 6] and distant 110 du from the Pole. It was smaller then Jupiter, orange in color and scintillated."
[Yijo sillok Sonjo] ch.27
(6): "37th year of King Sonjo, 9th month, day wuchen [5]. The guest star was in the WEI [LM 6] and larger than Venus. Its color was orange and scintillated. Its grew smaller in size through the day gengxu [47] in the 10th month. In the 38th year, yisi [42], 1st month, day bingzi [13] (Dec 27), the guest star appeared above TIANJIANG and was larger than the Fire Star of XIN [LM5]. Its color was orange and scintillated. By day jichou [26] in the 2nd month [NB: should be 3rd month], it was tiny."
[Chungbo munhon pigo] ch.6
№98
AD 1600 Dec 14 [Korea]
"33rd year of King Sonjo, 11th month, day jiyou [46]. A guest star was in WEI [LM6]. It was larger than Fire Star(HUOXING) of XIN [LM 5]. Its color was orange and glittered."
[Chungbo munhon pigo] ch.6

Из первых двух хроник 1604 года мы узнаем, что в середине октября 1604 года, в 6-ой лунной стоянке около μ Скорпиона появилась звезда-гостья оранжевого цвета, которая была ярче чем α Скорпиона (Антарес) из 5-ой лунной стоянки.
Оказывается, что 4 года назад, в том же самом месте, около 6-ой лунной стоянки, появилась новая звезда оранжевого цвета, которая была ярче Антареса. Звезда была очень яркая, но она не была замечена ни в западной Европе, ни даже в соседнем Китае, ее зарегистрировали почему-то только корейские наблюдатели.
Хотя новая звезда 1600 года была расположена рядом с галактическим экватором, появление двух ярких оранжевых звезд в одной и той же области неба, в одинаковое время года, теоретически возможно, но мало вероятно, тем более, что эта вспышка не описана ни в одной другой хронике.
С другой сторны, даже по структуре предложения, описание хроники 1600 года очень похоже на описание (6) хроники 1604 года, поэтому с очень высокой вероятностью можно отождествить эти две вспышки.

Дубликат №2.
Китайские хроники 15 века.
№85
AD 1400 Oct 24 [China]
"Emperor Chengzu Ming, 6th year of the Yongle reign period, 10th month, day gengshen [17]. In the night, at the zenith, southeast of NIANDAO, there was a star like oil-cup of a lamp. It was yellow and shiny bright. It emerged, but did not move. It was said to probably be a ZHOU BO, a star of virtue."
[Ming Taizong zhilu] ch.84; [Guo que] ch.14
№86
AD 1404 Nov 14 [China]
"Emperor Chengzu Ming, 2nd year of the Yongle reign period, 10th month, day gengshen [17]. There was a star like shallow cup southeast of NIANDAO. It was yellow and shiny bright, but did not move."
[Ming shi Tianwen zhi] ch.27

Согласно хроникам обе звезды появляются на земном небе с фантастической синхронностью, ровно в 10 месяц и 57-ой день 60-ти дневного китайского цикла. Юлианские календарные даты вспышек отличаются только потому, что хроники датированы разными годами, а продолжительность китайского года не постоянна и отличается от продолжительности юлианского года. Обе звезды появляются в одной и той же области неба, к юго-востоку от R Лиры. В обоих случаях звезда очень яркая, имеет желтый цвет и сравнивается с масляной лампой (светильником). Описания похожи друг на друга настолько, насколько это возможно в принципе.

Дубликат №3.
Корейские хроники, 11 век.
№67
AD 1073 Oct 9 [Korea]
"27th year of King Munjong, 8th month, day dingchou [14]. A guest star appeared south of the stars of DONGBI [LM 14]."
[Koryo sa] ch.47
№68
AD 1074 Aug 19 [Korea]
"28th year of King Munjong, 7th month, day gengshen [57]. A guest star as large as papaya was seen south of the stars of DONGBI [LM 14]."
[Koryo sa] ch.47

Обе вспышки происходят в одной области неба с интервалом чуть менее года. Положение новых описано относительно 14-ой лунной стоянки, центром которой является γ Пегаса, Алгениб. Галактическая широта Алгениба составляет примерно -47 градусов, а поскольку новые в обоих случаях появлялись к югу от стоянки, они еще больше удалены от галактического экватора. Заметим, что появление новой звезды на высокой галактической широте явление возможное, но весьма маловероятное. Мы рассмотрим этот вопрос более подробно чуть ниже.
Теоретически, возможна идея отождествления этих двух вспышек с долгопериодической переменной ο Кита (Мира), которая имеет средний период около 330 суток. Однако, против такого отождествления есть сразу два существенных возражения. Во-первых, 14-ая стоянка находится очень далеко от Миры даже в том случае, если проводить отсчет от эклиптической долготы стоянки. Гораздо более точно было бы дать описание относительно 15-ой или 16-ой лунной стоянки, центрами которых являются соответственно η Андромеды и β Овна. Но есть и еще более серьезное возражение, новая звезда под номером №66 из нашего списка, замеченная тремя годами ранее 11 октября 1070 года, в окрестности α Кита хорошо подходит для идентификации с наблюдением Миры в максимуме блеска. В этом случае, описание местоположения вспыхнувшей звезды дано относительно ближайшей яркой звезды α Кита, которая находится всего в 12 градусах от Миры. Точность описания в 10-15 градусов для китайских наблюдений является вполне обычной. Но если вспышка №66 отождествляется с Мирой, то наблюдения №67 и №68 отождествить с ο Кита не получится. Поскольку период изменения блеска звезды примерно на месяц меньше календарного юлианского года, максимум блеска звезды в 1073 году должен быть в конце мая - начале июня, но не в первой декаде сентября. То же самое замечание касается вспышки №68. Поэтому отождествить вспышки №67 и №68 с Мирой невозможно.
Скорее всего, вспышки №67 и №68 есть одна и та же вспышка новой, а средневековый хронист перепутал цифры года правления и номер лунного месяца "27 год, 8 месяц" -> "28 год, 7-ой месяц". За весь оставшийся период наблюдений в этой области была замечена только одна новая звезда 29 марта 1388 года, №83. Это наблюдение новой может быть отождествлено с гипотетической вспышкой симбиотической звезды R Водолея, которая окружена расширяющейся газовой оболочкой, датируемой по модели Седова возрастом ~660 лет (от 1997 года). Заметим, что вычисленная дата вспышки 1337 год с хорошей точностью соответствует предполагаемой дате наблюдения, поэтому такое отождествление по видимому является справедливым.

Дубликат №4.
Корейская и китайские хроники 10 века.
№57
AD 900 Feb 4 - Mar 3 [China]
"Emperor Zhaozong of Tang Ming, 3rd year of the Guanghua reign period, 1th month. A guest star emerged beside HUANZHE in the Central Enclosure (i.e TAIWEI Enclosure). It was as large as a peach, and its bight rays radiated toward HUANZHE, concealing it from view."
[Xin Tang shu Tianwen zhi] ch.32
№58
AD 911 May 31 - Jun 28 [China]
"Emperor Taizu of Liang, 1st year of the Qianhua reign period, 5th month. A guest star trespassed against DIZUO."
[Xin Wudaishi Sitian kao] ch.59 №59
AD 980 [Korea]
"5th year of King Kyongje, in summer. A star trespassed against DIZUO."
[Chungbo munhon pigo] ch.7

В восточных хрониках за 10 век зарегистрировано всего лишь три новые звезды, однако все вспышки произошли в одном и том же месте. "DIZUO" это китайское название звезды α Геркулеса, а центром области "HUANZHE" является звезда 60 Геркулеса, расположенная от α менее чем в трех градусах. Поэтому, во всех трех описаниях указывается одна и та же очень компактная область. α Геркулеса значительно удалена от галактического экватора, и ее галактическая широта составляет около +28 градусов. Вероятность вспышки новой в диапазоне широт 20-30 градусов составляет всего 6%. Наблюдение даже двух подряд вспышек на такой широте составлет менее 1%, а требование вспышки того, что вспышки должны произойти в одном доготном секторе, делает такое событие практически невероятным. Возможность наблюдения трех вспышек новых подряд(!) в малой области неба, на на средней галактической широте, событие крайне невероятное. Вполне возможно, что это три описания одной и той же вспышки.

Дубликат №5.
Японские и корейские хроники, 7 и 12 век.
№46
AD 642 Aug 9 [Japan]
"1st year of Kogyoku reign period, 7th month, day renxu [59]. A guest star entered the Moon." [Koryo sa] ch.48
№75
AD 1163 Aug 10 [Korea] "17th year of King Uijong, 7th month, day wuxu [35]. A guest star trespassed against the Moon."
[Koryo sa] ch.48

Эти хроники разделены пятью с половиной веками, и относятся к разным территориям, однако в описаниях есть определенное сходство. Во-первых, в обоих хрониках описание положения новой дается относительно Луны, что наблюдается только в одной японской №46, и трех корейских хрониках №75, №82 и №84.
Заметим, что в календарные даты последних двух наблюдений рядом с Луной неизменно оказываются яркие Меркурий, Венера и Сатурн, поэтому вполне возможно, что в описаниях №82 и №84 новая звезда была перепутана с одной из планет. Наиболее оптимальным кандидатом на эту роль является Меркурий.

Однако, вернемся к первым двум описаниям. В обе календарные даты Луна оказывается в одной области неба, рядом с Антаресом. Кроме того, обе вспышки были замечены летом, в один и тот же лунный месяц. Поэтому можно предположить, что и в этом случае мы имеем дело с дубликатом.

В результате поиска было найдено пять кандидатов в дубликаты описаний вспышек новых, причем, первые четыре кандидатуры являются дубликатами с очень высокой вероятностью. Их наличие является очень важным свидетельством того, что исторические документы, описывающие одно и то же событие, могут датироваться историками с погрешностью от нескольких лет (дубликаты №1÷№3), до десятков лет (дубликат №4) и даже сотен лет, если отождествление вспышек №46 и №75 справедливо. Вывод о том, что документы могут быть датированы с погрешностью в несколько лет, имеет независимое подтверждение из анализа китайских и корейских данных по солнечной активности [4].
Дошедшие до нас описания вспышек, датируемые ранее 10 века столь мало подробны, что выявить там какие-то дубликаты путем сравнения записей не представляется возможным.

Выпишем из Общего Каталога Переменных Звезд (ОКПЗ) все известные новые звезды, и определим как они группируются на земном небе. Окажется, что большая часть новых вспыхивает в плоскости Млечного Пути, просто потому, что в этом направлении находится больше всего звезд. Поэтому, удобнее всего из экваториальной системы координат перейти в галактическую систему координат плоскость которой совпадает с плоскостью Млечного Пути и называется галактическим экватором.
Положение галактического экватора определяется через экваториальные координаты северного галактического полюса α_G δ_G и долготу L₀. В экваториальных коорднатах на 2000 год эти величины имеют следующие значения: α_G = 192.85948, δ_G = 27.12825, L₀ = 32.93152. Тогда, используя экваториальные координаты объектов для эпохи J2000 перейдем к галактическим координатам с помощью следующего преобразования:

sin(B) =  sin(δ)*sin(δG) +cos(δ)*cos(α -αG)*cos(δG))
cos(L -L0)*cos(B) = cos(δ)*sin(α -αG)
sin(L -L0)*cos(B) = sin(δ)*cos(δG) -cos(δ)*cos(α -αG)*cos(δG) 

В отличии экваториальных и эклиптических координат, галактические координаты не изменяются со временем из-за прецессии, поскольку привязаны к галактическому полюсу и центру Галактики. Изменение координат объектов связано только с их собственным движением, и вращением Галактики. Солнечная система совершает один оборот вокруг центра Галактики с периодом около 250 млн. лет, следовательно, за 2000 лет направление на галактический центр сместится вдоль галактического экватора всего на 10" [4]. На этом временном интервале, заметное изменение координат будет наблюдаться только у небольшой группы близких к Солнцу звезд, в число которых не попадает ни одна наблюдавшаяся новая звезда.
Поэтому, имея каталог звезд и зная экваториальные координаты галактического полюса на какую-то эпоху можно получить галактические координаты звезд которые не претерпят существенных изменений на временном интервале в несколько тысячелетий.

Используя сетевой каталог переменных звезд ГАИШ [4], мы составили каталоги новых звезд и симбиотических звезд типа Z Андромеды, которые представлены в приложении 2 и приложении 3. В каталоге принята следующая классификация: NA - быстрые новые, N - новые, NB - медленные новые, RN - повторные новые, NL - новоподобные звезды, NU - новые звезды неустановленного типа.

На рисунке 3 в галактических координатах показано распределение новых звезд и звезд типа Z Андромеды.

Более 85% звезд имеют абсолютное значение широты менее 30 градусов, и только широты >3% звезд превышают значение 60 градусов. Таким образом, подавляющая часть новых расположена на низких широтах, вблизи галактического экватора. На долготе около 0-60 градусов находится ядро Галактики, поэтому в этой области долгот наблюдается большее число новых. Точно такое же распределение имеют симбиотические звезды типа Z Андромеды, которые как уже говорилось выше, не являются, новыми звездами, но имеют амплитуду вспышки до нескольких звездных величин. Совершенно иное распределение имеют новоподобные звезды (тип NL), рис.4.

Из рисунка видно, что новоподобные звезды распределены равномерно до 60 градуса широты, причем в области галактического экватора находится сравнительно небольшое число звезд этого типа. Почему же распределение новоподобных звезд по галактической широте столь радикально отличается от распределения наблюдавшихся новых, которые очень четко сгруппированы в области галактического экватора?
Во-первых, чтобы ответить на этот вопрос достаточно рассмотреть значения блеска новых и новоподобных звезд в минимуме. Блеск подавляющего числа новоподобных звезд незначительно изменяется в пределах 1^m÷3^m звездных величин и составляет около 11^m÷16^m. Ситуация с новыми звездами различается радикально. Те звезды, которые в максимуме достигают блеска 10^m÷15^m, в минимуме могут быть не видимы вообще по причине своей удаленности. Таким образом, мы можем наблюдать только те новоподобные звезды, которые относительно близко находятся от Солнца. С более удаленными слабыми объектами возникают проблемы: они могут не наблюдаются вообще, либо их идентификация затруднена, либо слабые объекты 18^m÷23^m плохо изучены по причине их огромного количества. Амплитуды вспышек новых звезд в несколько раз больше и достигают значений 7^m÷16^m, поэтому мы можем наблюдать новые, которые вспыхивают существенно дальше. Большая удаленность и приводит к тому, что новые звезды тесно группируются вдоль галактического экватора.
Во-вторых, как уже упоминалось выше, вспышки новоподобных звезд не наблюдались, сам класс этих объектов очень разнороден по своему составу и мало изучен. Поэтому вполне возможно, что какая-то часть звезд, относимая в настоящее время к новоподобным, никогда не вспыхивали как новые и отнесены к классу новоподобных ошибочно.
Рассмотрим более подробно вероятность вспышек новых звезд в зависимости от галактической широты.

На рисунке 5 показаны распределения чисел вспышек новых звезд по их типам в зависимости от галактической широты. Из рисунка очень хорошо видно, что более 80% вспышек "обычных" новых типа NA, N, RN и NB приходятся на галактические широты до 10 градусов, и менее 10% от общего числа вспышек приходятся на широты более 20 градусов.
Звезды типа Z Андромеды имеют меньшие амплитуды блеска по сравнению с новыми звездами, поэтому мы можем наблюдать звезды этого типа с более близкого расстояния и они расположены чуть на большем удалении от галактического экватора.
На рис.6;7 показано широтное распределение ярких новых, которые могли быть видимы в максимуме невооруженным глазом.

Из рисунков 6 и 7 следует, что даже самые яркие новые, которые можно наблюдать невооруженным глазом, подчиняются все той же закономерности. Вспышки тесно группируются в области галактического экватора и в диапазон от -20 до 20 градуса галактической широты попадает 80÷85% от общего числа вспышек новых звезд. Выше 50-ого градуса широты наблюдается только одна вспышка. Основная часть вспышек сгруппирована в секторе долгот [0;60] градусов, что соответствует направлению на ядро Галактики.
Ту же самую закономерность распределения можно установить по ярким звездам земного неба. C этой целью, мы взяли звезды с блеском m_V ярче 2.5^m и оценили их абсолютные величины без учета поглощения межзвездной среды, рис. 8.

На рис. 8 темно-синими точками обозначены все яркие звезды с блеском m_V превышающим 2.5^m. Звезды, абсолютная звездная величина которых превышает -4.0^m отмечены большими оранжевыми кружками. Из рисунка следует, что большая часть новых группируется рядом с галактическим экватором, а в интервал широт [-20;20] градусов не попадают всего 3 звезды из 25(α Car, β Ori, ε Peg), причем в средних широтах в интервале [30;60] градусов находится только одна звезда ε Peg. Абсолютные величины большинства отмеченых оранжевыми кружками звезд заключены в пределах от -4^m÷-6^m (приложение 4). Абсолютные величины новых в максимуме блеска на несколько величин выше, чем у сверхгигантов и составляют -6^m÷-10^m [3]. Поэтому, вспышки новых заметны с более дальней дистанции. Это приводит к тому, что распределение новых звезд сплюснуто и более тесно прижато к галактическому экватору, чем распределение сверхгигантов.
Мы имеем полное право распространить установленную закономерность на античные и средневековые вспышки из восточных хроник, что открывает возможность для их независимой проверки на достоверность. С этой целью мы воспользовались данными [1], представленными в приложении 1. В качестве координат вспышки были использованы координаты центра астеризма или лунной стоянки, относительно которого было описано местоположение новой. В том случае, если описание было дано относительно двух соседних астеризмов, в качестве центра вспышки использовались координаты ближайшей яркой звезды, находящейся между этими астеризмами.
Проведенный расчет показал, что распределение древних китайских новых значительно отличается от современных данных, рис.9, рис.10.

Распределение летописных китайских, корейских и японских новых звезд до начала 11 века разительно отличается от современных данных. В заявленный интервал широт [-20;20] градусов попадает всего лишь треть от общего числа вспышек. Абсолютный максимум вспышек приходится на широты (20;30] градусов, что весьма удалено от галактического экватора даже при точности описания 10÷15 градусов. Более трети вспышек произошла на широтах выше 50-ого градуса галактической широты, что так же не соответствует современным статистическим данным. Наконец, в секторе долгот (48;113) градусов не наблюдалось ни одной вспышки новой за интервал более чем в тысячелетие. Этот сектор долгот соответствует созвездиям Стрелы, Лисички, Лебедя, Ящерицы, Цефея, которые были видны с территории Китая и могли наблюдаться высоко над горизонтом.

Несоответствие летописной информации по вспышкам новых современным данным заставляет очень серьезно усомниться в том, что данные из хроник представляют собой реальные наблюдения. Тем не менее, можно попробовать спасти эти наблюдения, если попытаться отождествить часть вспышек новых с долгопериодическими переменными звездами.

Мы уже высказали предположение о том, что наблюдение новой №66 (приложение 1) может быть отождествлено с наблюдением мириды ο Кита, которая в максимуме блеска достигает 2-ой звездной величины. Заметим, что все долгопериодические переменные не имеют столь точного периода как классические δ цефеиды, поэтому периоды этих звезд могут незначительно изменяться от цикла к циклу. Помимо периода, в разных циклах могут быть разными величины блеска звезды в максимуме и минимуме блеска. На рис. 11 представлена кривая блеска Миры в лучах "V" за тринадцать периодов построенная на основании данных наблюдений [7]. Из рисунка очень хорошо видно, что по различным циклам разные максимумы блеска могут отличаться до 2^m звездных величин. Заметим, что в справочных данных обычно приводят максимально наблюдаемое значение блеска, а не среднее.

Поэтому, возникает необходимость провести попытку идентификации наблюдений китайских новых звезд с долгопериодическими переменными. Следующая за Мирой по яркости является зведа χ Лебедя, которая в максимуме блеска может достигать 3.4^m. Единственными кандидатами на такое отождествление могут быть вспышки №85 и №86, поскольку территориальное описание места вспышки "к юго-востоку от R Лиры" с некой натяжкой подходит под описание. Натяжка заключается в том, что логичнее было сделать описание места вспышки относительно более близких и ярких звезд созвездия Лебедя, а не относительно слабенькой R Лиры, удаленной от χ Лебедя на 15 градусов. Вспышки №85 и №86 невозможно одновременно отождествить с наблюдением χ Лебедя, поскольку временной интервал между вспышками составляет 4 года и 10 дней, а период χ Лебедя равен 406 дням. Следовательно, за 4 года, момент максимума блеска звезды сместится примерно на 160 дней, поэтому если χ Лебедя наблюдалась в максимуме 14 октября 1400 года, то наблюдать ее 24 октября 1404 невозможно, и наоборот. Невозможность отождествления χ Лебедя с новыми №85 и №86 следует уже из описания поскольку согласно хроникам, обе звезды были яркие и имели желтый цвет. Сложно однозначно сказать можно ли звезду 3-4 величины назвать яркой, однако, цвет невооруженным глазом у столь слабого объекта различить нельзя, и кроме того, эта звезда имеет красный цвет, а не желтый. Поэтому гипотетическое отождествление хотя бы одной из вспышек со звездой χ Лебедя не проходит.
Как мы предположили выше, очень вероятно, что летописным звездам-гостьям №85 и №86 на самом деле соответствует одна вспышка новой звезды.

Среди остальных долгопериодических переменных (приложение 5), которые могут быть видимы невооруженным глазом, наибольший интерес представляют R Гидры и R Льва. Эти звезды имеют наибольший блеск и расположены на больших галактических широтах, как раз недалеко от тех областей, где наблюдались вспышки новых.

Долгопериодическая переменная R Льва расположена примерно в 5 градусах к западу от α Льва (Регула), относительно которой описаны вспышки №13 и №15. Про вспышку №13 известно, что звезда-гостья наблюдалась в течение 48 дней, что учитывая период и блеск в максимуме R Льва, делает невозможным идентифицировать летописную вспышку с наблюдением этой звезды в максимуме блеска, рис.13.

Про новую №15 известно, что она была слабой, поэтому в данном случае, идентификация с R Льва вполне возможна. В принципе, появление R Льва можно было бы описать относительно δ или α Гидры, которые являются центрами 24-ой и 25-ой лунных стоянок. Однако, оба центра лунных стоянок удалены относительно мириды соответственно на 17 и 20 градусов, рис. 14, но главное, нет ни одной вспышки, где в описании положения новой используются эти стоянки.

Ситуация с R Гидры обстоит еще хуже. За весь период наблюдений, в прилегающих к окрестности этой мириды созвездиях Девы, Чаши и Ворона, было зарегистрировано 11 вспышек. В окрестности β Девы наблюдалось 4 вспышки, в окрестности η - 2, ξ и κ по одной, γ Ворона - 1, α Чаши - 3. Если и можно связать хоть какие-то вспышки с наблюдением R Гидры в максимуме блеска по территориальному признаку, то только №25 (275 год) с описанием относительно γ Ворона и №74 (1139 год) с описанием относительно κ Девы. Правда такие отождествления будут явными натяжками, поскольку совершенно непонятно, почему местоположение R Гидры описывается относительно удаленных на 17÷18 градусов γ Ворона (2.3^m) и κ Девы (4.2^m), а не относительно γ Гидры (3.0^m), которая расположена от R менее чем в 3 градусах. Наконец, можно было бы дать описание относительно яркой α Девы (1.0^m), которая находится в полтора раза ближе и является центром первой лунной стоянки (LM 1), рис. 15.

Следовательно, ни одна из упомянутых вспышек новой не может быть связана с наблюдением мириды R Гидры в максимуме блеска. Наблюдение столь большого количества вспышек новых на высокой галактической широте (северный галактический полюс находится в Волосах Вероники) объяснить невозможно, если не предположить, что используемый канон вспышек недостоверен.

Хотя упомянутые выше новые расположены рядом с эклиптикой, отождествить эти вспышки с кометами так же весьма проблематично. Например, новые №12 и №45 наблюдались в течение 75 и 45 дней, естественно, комета за такой временной интервал пройдет огромное угловое расстояние и остаться в том же созвездии не сможет. Кроме того, во всех случаях кроме вспышки №23, гипотетическая комета была значительно удалена от Солнца и не могла иметь яркий блеск. Однако, самое главное возражение против "кометного варианта" состоит в том, что если все эти вспышки новых все же отождествить с кометами, получится весьма странная картина - распределение наблюдаемых комет по эклиптике будет очень неравномерным. За первое тысячелетие в созвездиях Козерога, Водолея и Рыб (Пегаса), которые соответствуют номерам лунных стоянок LM9÷14 не было зарегистрировано ни одной кометы, хотя все описания канона [1] отбирались по одинаковым критериям. Впрочем, сошлемся на авторитет авторов [1], идентифицировавших все данные описания как наблюдения новых.

Остальные долгопериодические переменные, видимые невооруженным глазом R Кассиопеи, T Цефея, R Треугольника, R Змеи, R Орла и U Ориона, расположены на невысоких галактических широтах и имеют еще меньший видимый блеск в максимуме. Если какие-то вспышки из канона [1] в действительности являются наблюдением одной из этих переменных, это может подпортить статистику распределения новых. Однако, эти отождествления маловероятны.

Таким образом, с помощью рассмотрения долгопериодических переменных звезд, проблема большого числа наблюдений новых звезд в китайских хрониках на высоких галактических широтах не может быть решена.

В завершении работы, хотелось бы ответить на естественный вопрос: с какого времени началось наблюдение новых звезд в Китае? Для того, чтобы ответить на этот вопрос с точностью хотя бы до века, необходимо иметь большое количество наблюдений, в которых место вспышки локализовано с точностью до нескольких градусов. Точность и количество имеющихся наблюдений новых позволяет сгруппировать данные в несколько групп по 20÷30 наблюдений в каждой, что позволит проанализировать данные даже не смотря на наличие сравнительно небольшого числа дубликатов. Весь массив из 102 наблюдений звезд-гостей мы разделили на 4 группы таким образом, чтобы число вспышек в группах было примерно одинаковым, а первая и последняя вспышки в группе соответствовали бы началу и концу века.

Группа	Года	Наблюдения	Число наблюдений	Века
№ 1	-532÷290	№1÷№26	26	[-6; 3]
№ 2	304÷900	№27÷№57	31	[ 4;10]
№ 3	911÷1240	№58÷№81	24	[11;13]
№ 4	1356÷1690	№82÷№102	21	[14;17]

Наблюдения до 3 века включительно, которым соответствует первая группа являются недостоверными. Более половины всех вспышек наблюдались на средних и высоких галактических широтах, причем, примерно четверть вспышек была зарегистрирована на 60÷70 градусе широты.
Распределение вспышек в группах №2 и №3, которым соответствуют наблюдения [4;9] и [10;13] веков, значительно лучше соответствуют современным данным, чем наблюдения группы №1. Однако, процент вспышек на средних и высоких галактических широтах по прежнему высок и составляет около 20%. Эта цифра примерно в 2 раза превышает значение, определенное по современным данным. Общее число вспышек, зарегистрированных в области Млечного Пути на галактических широтах до 20 градусов, составляет всего 30÷40%, что в 2÷2.5 раза меньше современного значения.
Распределения широт вспышек группы №4 в целом соответствует современным данным. На широтах менее 20 градусов зарегистрировано 62% от общего числа вспышек, а в области высоких широт, вспышек новых не наблюдалось. Расхождения с современными данными может быть объяснено сравнительно низкой точностью описания местоположений вспышек даже в позднем средневековье. Это довольно просто можно проверить на исторических сверхновых 1572 и 1604 года, которые наблюдались в Европе, и местоположение остатков которых нам хорошо известно. Место вспышки сверхновой 1572 года указано с точностью до нескольких градусов, а звезды-гостьи 1604 года около 10 градусов. То есть, когда вспышка наблюдалась рядом с яркой звездой, ее положение описывалось с точностью до нескольких градусов, в противном случае, точность описания соответствует протяженности астеризма или лунной стоянки и может составлять 10÷15 градусов, что позволяет очень сильно усомниться в существовании в Китае звездного каталога даже в средние века.

В результате сравнения описаний вспышек было обнаружено пять вероятных дубликатов, которые датируются разными годами, но на самом деле являются наблюдением одной и той же вспышки новой. Промежутки времени между дубликатами позволяют заключить, что датировка одного и того же документа может отличаться, по меньшей мере, на несколько лет. Этот результат был независимо подтвержден результатами работы [4].

Распределение по широтам вспышек китайских новых, зарегистрированных до 11 века показывает существенное несоответствие с современными наблюдениями.

В распределении вспышек китайских новых зарегистрированных до 11 века, странным образом полностью отсутствуют вспышки на долготах от 48 до 113 градусов.

Достоверные систематические наблюдения вспышек новых звезд начинаются с 14 века.

Приложение 1. Исходная база данных наблюдений новых и сверхновых звезд.
Приложение 2. Каталог новых и новоподобных звезд.
Приложение 3. Каталог звезд типа Z Андромеды.
Приложение 4. Яркие сверхгиганты.
Приложение 5. Кривые блеска наиболее ярких долгопериодических переменных.

p Источники информации

1) Zhentao Xu, David W. Pankenier, Ya. Jiang   East Asian Archeoastronomy. Historical records of Astronomical Observations of China, Japan and Corea, Gordon and Breach Science Publishers, 2000.
2) В.П. Цесевич   Переменные звезды и их наблюдение Москва, Наука, 1980, 176с.
3) Ю.П. Псковский   Новые и сверхновые звезды.
4) Исследование солнечной активности по китайским, японским и восточно-корейским летописям.
5) Н. Александрович   Основы астрономии.
6) О.В. Дурлевич, Н.Н. Самусь   Общий Каталог Переменных Звезд ГАИШ.
7) База данных наблюдений переменных звезд AAVSO.
8) J.M. Hollis, J.A. Pedelty, M. Kafatos   Lateral shok of the R Aquarii jet // THE Astriphysical Journal, 490:302?310, 1997 November 20.