Войти
 Сверхновая 1987A - яркая звезда в центре изображения, рядом с туманностью Тарантул. | |
| Другие обозначения | SN 1987A, AAVSO 0534-69, INTREF 262, SNR 1987A, SNR B0535-69.3, [BMD2010] SNR J0535.5-6916 |
|---|---|
| Тип события | Сверхновая  |
| Спектральный класс | Тип II (особый) |
| Дата | 24 февраля 1987 г. (23:00 UTC ). Обсерватория Лас Кампанас |
| Созвездие | Дорадо |
| Прямое восхождение | 05 35 28.03 |
| Склонение | −69 ° 16 ′ 11.79 ″ |
| Эпоха | J2000 |
| Галактические координаты | G279.7-31.9 |
| Расстояние | 51,4 кпк (168000 св. Лет) |
| Хост | Большое Магелланово Облако |
| Прародитель | Сандулик -69 202 |
| Тип-прародитель | Сверхгигант B3 |
| Цвет (BV) | +0,085 |
| Примечательные особенности | Ближайшая зарегистрированная сверхновая с момента изобретения телескопа |
| Пиковая видимая величина | +2,9 |
 Связанные СМИ на Wikimedia Commons | |
SN 1987A был типом II. сверхновая в Большом Магеллановом Облаке, карликовой галактике-спутнике Млечного Пути. Она произошла примерно в 51,4 килопарсеке (168000 световых лет ) от Земли и была ближайшей наблюдаемой сверхновой со времен сверхновой Кеплера. Свет 1987A достиг Земли 23 февраля 1987 года, и, как самая ранняя сверхновая, обнаруженная в том году, была обозначена как "1987A". Его яркость достигла пика в мае с видимой звездной величиной около 3.
Это была первая сверхновая, которую современные астрономы смогли детально изучить, и ее Наблюдения дали много информации о сверхновых с коллапсом ядра.
SN 1987A предоставила первую возможность подтвердить прямым наблюдением радиоактивный источник энергии для излучения видимого света, обнаружив предсказанное линейное гамма-излучение от двух своих обильные радиоактивные ядра. Это доказало радиоактивность длительного послевзрывного свечения сверхновых.
Более тридцати лет не удалось найти ожидаемую коллапсировавшую нейтронную звезду, но в 2019 году было объявлено, что она была обнаружена с помощью телескопа ALMA.
SN 1987A в пределах Large Магелланово Облако SN 1987A было независимо обнаружено Яном Шелтоном и в Обсерватории Лас Кампанас в Чили 24 февраля 1987 г. и в те же 24 февраля. часов Альберт Джонс в Новой Зеландии.
Более поздние исследования обнаружили фотографии, на которых видно, что сверхновая звезда быстро разгорается рано утром 23 февраля. 4–12 марта 1987 г. он наблюдался из космоса с помощью Astron, самого большого ультрафиолетового космического телескопа того времени.
Остаток SN 1987A Через четыре дня после того, как событие было зарегистрировано, звезда-прародитель была предварительно идентифицирована как Sanduleak -69 202 (Sk -69 202), синий сверхгигант. После исчезновения сверхновой это отождествление было окончательно подтверждено исчезновением Sk −69 202. Это было неожиданным отождествлением, потому что модели звездной эволюции с большой массой в то время не предсказывали, что голубые сверхгиганты восприимчивы к событию сверхновой.
Некоторые модели прародителя приписывали цвет его химическому составу, а не его эволюционному состоянию, особенно низким уровням тяжелых элементов, среди других факторов. Было предположение, что эта звезда могла слиться со звездой-компаньоном до появления сверхновой. Однако сейчас широко известно, что голубые сверхгиганты являются естественными прародителями некоторых сверхновых, хотя до сих пор существуют предположения, что эволюция таких звезд может потребовать потери массы с участием двойного компаньона.
Остаток SN 1987A видна в световых наложениях разных спектров. Данные ALMA (radio, красный цвет) показывают вновь образовавшуюся пыль в центре остатка. Данные Хаббла (видимый, зеленый) и Чандра (рентгеновский, синий) показывают расширяющуюся ударную волну .Примерно за два-три часа до того, как видимый свет от SN 1987A достиг Земли, на трех нейтринных обсерваториях наблюдалась вспышка нейтрино. Вероятно, это произошло из-за испускания нейтрино, которое происходит одновременно с коллапсом ядра, но до излучения видимого света. Видимый свет передается только после того, как ударная волна достигает поверхности звезды. В 07:35 UT, Камиоканде II обнаружил 12 антинейтрино ; IMB, 8 антинейтрино; и Баксан, 5 антинейтрино; серией длительностью менее 13 секунд. Примерно за три часа до этого жидкий сцинтиллятор Mont Blanc обнаружил вспышку из пяти нейтрино, но обычно считается, что это не связано с SN 1987A.
Камиоканде Обнаружение II, которое при 12 нейтрино имело самую большую популяцию образцов, показало, что нейтрино прибывают двумя отдельными импульсами. Первый импульс начался в 07:35:35 и включал 9 нейтрино, все из которых прибыли за период 1,915 секунды. Второй импульс из трех нейтрино прибыл между 9,219 и 12,439 секундами после обнаружения первого нейтрино с длительностью импульса 3,220 секунды.
Хотя во время события было зарегистрировано только 25 нейтрино, это было значительным увеличением по сравнению с ранее наблюдаемым фоновым уровнем. Это был первый случай прямого наблюдения нейтрино, испускаемого сверхновой, что положило начало нейтринной астрономии. Наблюдения соответствовали теоретическим моделям сверхновых, в которых 99% энергии коллапса излучается в виде нейтрино. Наблюдения также согласуются с оценками моделей для общего числа нейтрино, равного 10, с полной энергией 10 джоулей, т.е. средним значением в несколько десятков МэВ на нейтрино.
Измерения нейтрино позволили установить верхние границы масса и заряд нейтрино, а также количество ароматов нейтрино и другие свойства. Например, данные показывают, что с достоверностью 5% масса покоя электронного нейтрино составляет не более 16 эВ / c, что составляет 1/30 000 массы электрона. Данные показывают, что общее количество ароматов нейтрино не превышает 8, но другие наблюдения и эксперименты дают более точные оценки. Многие из этих результатов с тех пор были подтверждены или уточнены другими нейтринными экспериментами, такими как более тщательный анализ солнечных нейтрино и атмосферных нейтрино, а также эксперименты с искусственными источниками нейтрино.
Яркое кольцо вокруг Центральная область взорвавшейся звезды состоит из выброшенного материала. SN 1987A, по-видимому, является сверхновой с коллапсом ядра, что должно привести к нейтронной звезде, учитывая размер исходной звезды. Данные о нейтрино показывают, что в ядре звезды действительно образовался компактный объект. С тех пор, как сверхновая стала видимой, астрономы начали искать коллапсировавшее ядро. Космический телескоп Хаббла регулярно делал изображения сверхновой с августа 1990 года, при этом нейтронная звезда не была обнаружена.
Рассматривается ряд возможностей "пропавшей" нейтронной звезды. Во-первых, нейтронная звезда окутана плотными пылевыми облаками, поэтому ее нельзя увидеть. Другая причина состоит в том, что был сформирован пульсар , но с необычно большим или малым магнитным полем. Также возможно, что большое количество материала упало на нейтронную звезду, так что она в дальнейшем схлопнулась в черную дыру. Нейтронные звезды и черные дыры часто излучают свет, когда на них падает материал. Если в остатке сверхновой есть компактный объект, но нет материала, который мог бы упасть на него, он был бы очень тусклым и, следовательно, мог бы избежать обнаружения. Также были рассмотрены другие сценарии, например, стало ли коллапсировавшее ядро кварковой звездой. В 2019 году было представлено свидетельство того, что нейтронная звезда находилась внутри одного из ярчайших пылевых сгустков, близкого к ожидаемому положению остатка сверхновой.
Большая часть кривой блеска , или график светимости как функции времени, после взрыва сверхновой типа II, такой как SN 1987A, образуется энергия от радиоактивного распада. Хотя световое излучение состоит из оптических фотонов, именно поглощенная радиоактивная мощность сохраняет остаток достаточно горячим, чтобы излучать свет. Без радиоактивного тепла он быстро потускнел бы. Радиоактивный распад Ni через его дочерние элементы Co в Fe производит гамма-кванты фотоны, которые поглощаются и доминируют при нагревании и, следовательно, в яркость выброса от промежуточного времени (несколько недель) до позднего времени (несколько месяцев). Энергия для пика кривой блеска SN1987A была обеспечена распадом Ni до Co (период полураспада 6 дней), в то время как энергия для более поздней кривой блеска, в частности, очень близко соответствовала периоду полураспада 77,3 дня Co, распадающегося до Fe. Более поздние измерения космическими гамма-телескопами небольшой части гамма-лучей Co и Co, которые покинули остаток SN1987A без поглощения, подтвердили более ранние предсказания о том, что эти два радиоактивных ядра были источником энергии.
Потому что Co в SN1987A теперь полностью распался, он больше не поддерживает светимость выброса SN 1987A. В настоящее время это происходит за счет радиоактивного распада Ti с периодом полураспада около 60 лет. С этим изменением рентгеновские лучи, создаваемые кольцевыми взаимодействиями выбросов, начали вносить значительный вклад в общую кривую блеска. Это было замечено космическим телескопом Хаббла как устойчивое увеличение светимости через 10 000 дней после события в синем и красном спектральных диапазонах. Рентгеновские линии Ti, наблюдаемые космическим рентгеновским телескопом ИНТЕГРАЛ, показали, что общая масса радиоактивного Ti, синтезированного во время взрыва, составила 3,1 ± 0,8 × 10 M☉.
. Наблюдения радиоактивной мощности от их распадов в На кривой блеска 1987A были измерены точные общие массы Ni, Ni и Ti, образовавшиеся в результате взрыва, которые согласуются с массами, измеренными космическими телескопами с линиями гамма-излучения, и обеспечивают ограничения нуклеосинтеза для вычисленной модели сверхновой.
Расширяющийся кольцеобразный остаток SN 1987A и его взаимодействие с окружающей средой в рентгеновском и видимом свете. 
Последовательность HST изображения с 1994 по 2009 гг., показывающие столкновение расширяющегося остатка с кольцом материала, выброшенного прародителем за 20 000 лет до сверхновой Три ярких кольца вокруг SN 1987A, которые были видны через несколько месяцев на изображениях космического телескопа Хаббл взяты из материала звездный ветер прародителя. Эти кольца были ионизированы ультрафиолетовой вспышкой от взрыва сверхновой и, следовательно, начали излучать различные линии излучения. Эти кольца «включились» только через несколько месяцев после сверхновой; процесс включения можно очень точно изучить с помощью спектроскопии. Кольца достаточно большие, чтобы их угловой размер можно было точно измерить: внутреннее кольцо имеет радиус 0,808 угловых секунд. Время, пройденное светом, чтобы осветить внутреннее кольцо, дает его радиус 0,66 (св. Лет) световых лет. Используя это как основание прямоугольного треугольника и угловой размер, видимый с Земли для местного угла, можно использовать базовую тригонометрию для расчета расстояния до SN 1987A, которое составляет около 168 000 световых лет. Вещество от взрыва догоняет материал, выброшенный во время красной и синей сверхгигантских фаз, и нагревает его, поэтому мы наблюдаем кольцевые структуры вокруг звезды.
Примерно в 2001 году расширяющийся (>7000 км / с) выброс сверхновой звезды столкнулся с внутренним кольцом. Это вызвало его нагрев и генерацию рентгеновского излучения - поток рентгеновского излучения от кольца увеличился в три раза с 2001 по 2009 год. Часть рентгеновского излучения, которая поглощается плотным выбросом вблизи в центре, отвечает за сопоставимое увеличение оптического потока от остатка сверхновой в 2001–2009 гг. Это увеличение яркости остатка обратило вспять тенденцию, наблюдавшуюся до 2001 года, когда оптический поток уменьшался из-за распада изотопа Ti.
Исследование, проведенное в июне 2015 года с использованием изображений данные космического телескопа Хаббла и Очень большого телескопа, снятые между 1994 и 2014 годами, показывают, что выбросы сгустков вещества, составляющих кольца, затухают по мере того, как сгустки разрушаются ударной волной. По прогнозам, кольцо исчезнет между 2020 и 2030 годами. Эти выводы также подтверждаются результатами трехмерной гидродинамической модели, которая описывает взаимодействие взрывной волны с околозвездной туманностью. Модель также показывает, что рентгеновское излучение от выброса, нагретого ударной волной, будет доминировать очень скоро, после того как кольцо исчезнет. Когда ударная волна проходит околозвездное кольцо, она отслеживает историю потери массы прародителем сверхновой и предоставляет полезную информацию для различения различных моделей прародителя SN 1987A.
В 2018 году радионаблюдения за взаимодействием между околозвездным кольцом пыли и ударной волной подтвердило, что ударная волна покинула околозвездное вещество. Он также показывает, что скорость ударной волны, которая снизилась до 2300 км / с при взаимодействии с пылью в кольце, теперь снова увеличилась до 3600 км / с.
Изображения обломков SN 1987A, полученные с помощью инструментов T-ReCS на 8-м телескопе Gemini и VISIR на одном из четырех VLT. Указаны даты. Изображение HST вставлено в нижний правый угол (предоставлено Патрисом Буше, CEA-Saclay) Вскоре после вспышки SN 1987A три основные группы приступили к фотометрическому мониторингу сверхновой: SAAO, CTIO и ESO. В частности, команда ESO сообщила об избытке инфракрасного излучения, который стал очевиден менее чем через месяц после взрыва (11 марта 1987 г.). В этой работе обсуждались три возможных интерпретации этого явления: гипотеза инфракрасного эха была отвергнута и предпочтение было отдано тепловому излучению пыли, которая могла конденсироваться в выбросе (в этом случае расчетная температура в ту эпоху была ~ 1250 К, а масса пыли составляла примерно 6,6 × 10 M☉). Возможность того, что избыток ИК-излучения может быть вызван оптически толстым свободным излучением, казалась маловероятной, поскольку светимость УФ-фотонов, необходимая для поддержания ионизации оболочки, была намного больше, чем было доступно, но это не исключалось. ввиду возможности рассеяния электронов, которое не рассматривалось.
Однако ни у одной из этих трех групп не было достаточно убедительных доказательств, чтобы претендовать на пыльный выброс только на основании избытка ИК-излучения.
Распределение пыли внутри выброса SN 1987A согласно модели Люси и др., Построенной в ESO Независимая австралийская группа выдвинула несколько аргументов в пользу интерпретации эхо-сигналов. Эта, казалось бы, прямая интерпретация природы ИК-излучения была оспорена группой ESO и окончательно исключена после представления оптических свидетельств присутствия пыли в выбросах SN. Чтобы различать эти две интерпретации, они рассмотрели значение присутствия отражающегося пылевого облака на оптической кривой блеска и наличие диффузного оптического излучения вокруг сверхновой. Они пришли к выводу, что ожидаемое оптическое эхо от облака должно быть разрешимым и может быть очень ярким с интегрированной визуальной яркостью звездной величины 10,3 около 650 дня. Однако дальнейшие оптические наблюдения, выраженные кривой блеска SN, на кривой блеска на прогнозируемом уровне не обнаружено перегиба . Наконец, команда ESO представила убедительную комковатую модель конденсации пыли в выбросах.
Хотя более 50 лет назад считалось, что пыль может образовываться в выбросах сверхновой с коллапсом ядра, которая, в частности, смог объяснить происхождение пыли, наблюдаемой в молодых галактиках, это был первый случай, когда такая конденсация наблюдалась. Если SN 1987A является типичным представителем своего класса, то полученная масса теплой пыли, образовавшейся в обломках сверхновых, образовавшихся при коллапсе ядра, недостаточна для объяснения всей пыли, наблюдаемой в ранней Вселенной. Однако в 2011 году инфракрасный космический телескоп Hershel обнаружил гораздо больший резервуар, содержащий ~ 0,25 солнечной массы более холодной пыли (при температуре ~ 26 K) в выбросах SN 1987A, и позднее (в 2014 году) ALMA.
После подтверждения большого количества холодной пыли в выбросе ALMA продолжила наблюдения SN 1987A. Измерено синхротронное излучение, обусловленное ударным взаимодействием в экваториальном кольце. Наблюдались холодные (20–100 К) молекулы оксида углерода (CO) и силиката (SiO). Данные показывают, что распределения CO и SiO являются комковатыми и что разные продукты нуклеосинтеза (C, O и Si) расположены в разных местах выброса, что указывает на следы внутренней части звезды во время взрыва.
Звездный портал  | На Викискладе есть средства массовой информации, связанные с SN 1987A. |
