Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску

SN 1987A
Eso0708a.jpg
Сверхновая 1987A - яркая звезда в центре изображения рядом с туманностью Тарантул .
Прочие обозначенияSN 1987A, AAVSO 0534-69, INTREF 262, SNR 1987A, SNR B0535-69.3, [BMD2010] SNR J0535.5-6916
Тип событияСверхновая звезда Отредактируйте это в Викиданных
Спектральный классТип II ( своеобразный ) [1]
Дата24 февраля 1987 г. (23:00 UTC )
Обсерватория Лас-Кампанас [2]
СозвездиеДорадо
Прямое восхождение05 ч 35 м 28,03 с [3]
Склонение−69 ° 16 ′ 11,79 ″ [3]
ЭпохаJ2000
Галактические координатыG279.7-31.9
Расстояние51,4 кпк (168 000 св. Лет) [3]
ХозяинБольшое Магелланово Облако
ПрародительСандулек-69 202
Тип-прародительB3 сверхгигант
Цвет (BV)+0,085
Примечательные особенностиБлижайшая зарегистрированная сверхновая с момента изобретения телескопа
Пиковая видимая звездная величина+2,9
Страница общин Связанные СМИ на Викискладе?
[ редактировать в Викиданных ]

SN 1987A был тип II сверхновой в Большом Магеллановом Облаке , карликовой спутника галактики в Млечном Пути . Она произошла примерно в 51,4 килопарсека (168 000 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 и составила около 3 звездных величин .

Это была первая сверхновая, которую современные астрономы смогли изучить в деталях, и ее наблюдения позволили многое понять 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 его многочисленных радиоактивных ядер. 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 найдена с помощью телескопа ALMA .

Открытие [ править ]

SN 1987A в Большом Магеллановом Облаке

SN 1987A была открыта независимо Иэном Шелтоном и Оскаром Дуалде в обсерватории Лас Кампанас в Чили 24 февраля 1987 года и в те же 24 часа Альбертом Джонсом в Новой Зеландии . [2]

Позднее исследования обнаружили фотографии, на которых видно, что сверхновая звезда быстро разгорается в начале 23 февраля. [4] [2] 4–12 марта 1987 г. он наблюдался из космоса с помощью Astron , крупнейшего космического ультрафиолетового телескопа того времени. [5]

Прародитель [ править ]

Остаток SN 1987A [6]
Основная статья: Сандулек-69202

Через четыре дня после того, как событие было зарегистрировано, звезда-прародитель была предварительно идентифицирована как Сандулик -69 202 (Sk -69 202), синий сверхгигант . [7] После того, как сверхновая звезда погасла, эта идентификация была окончательно подтверждена исчезновением Sk -69 202. Это было неожиданное определение, потому что модели звездной эволюции с большой массой в то время не предсказывали, что голубые сверхгиганты восприимчивы к событию сверхновой. [ необходима цитата ]

Некоторые модели предка приписывали цвет его химическому составу, а не его эволюционному состоянию, особенно низким уровням тяжелых элементов, среди других факторов. [8] Были некоторые предположения, что звезда могла слиться со звездой-компаньоном до появления сверхновой. [9] Однако сейчас широко известно, что голубые сверхгиганты являются естественными прародителями некоторых сверхновых, хотя до сих пор есть предположения, что эволюция таких звезд может потребовать потери массы с участием двойного компаньона. [10]

Выбросы нейтрино [ править ]

Остаток SN 1987A в световых наложениях разных спектров. Данные ALMA ( радио , выделены красным) показывают недавно образовавшуюся пыль в центре остатка. Данные телескопа Хаббла ( виден зеленым) и Чандры ( рентгеновский снимок , синий) показывают расширяющуюся ударную волну .

Примерно два-три часа до видимого света от SN 1987A достигла Земли, взрыв нейтрино наблюдался в трех нейтринных обсерваторий . Вероятно, это произошло из-за испускания нейтрино, которое происходит одновременно с коллапсом ядра, но до того, как испускается видимый свет. Видимый свет передается только после того, как ударная волна достигает поверхности звезды. [11] В 07:35 UT , Камиоканд II , обнаружен 12 антинейтрино ; IMB , 8 антинейтрино; и Баксан - 5 антинейтрино; серией длительностью менее 13 секунд. Примерно тремя часами ранее жидкостный сцинтиллятор Mont Blanc обнаружил вспышку с пятью нейтрино, но, как правило, считается, что она не связана с SN 1987A. [8]

Обнаружение Камиоканде II, которое при 12 нейтрино имело самую большую популяцию образцов, показало, что нейтрино прибывают в виде двух различных импульсов. 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. [ необходима цитата ]

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. [12] Наблюдения также согласуются с оценками моделей общего числа нейтрино 10 58 с полной энергией 10 46 джоулей, то есть средним значением в несколько десятков МэВ на нейтрино. [13]

Измерения нейтрино позволили установить верхние пределы массы и заряда нейтрино, а также количества ароматов нейтрино и других свойств. [8] Например, данные показывают, что с достоверностью 5% масса покоя электронного нейтрино составляет не более 16 эВ / c 2 , 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 усилены другими нейтринными экспериментами, такими как более тщательный анализ солнечных нейтрино и атмосферных нейтрино, а также эксперименты с искусственными источниками нейтрино. [14] [15] [16]

Нейтронная звезда [ править ]

Яркое кольцо вокруг центральной области взорвавшейся звезды состоит из выброшенного материала. [17]

SN 1987A, по-видимому, является сверхновой с коллапсом ядра, что должно привести к образованию нейтронной звезды, учитывая размер исходной звезды. [8] Данные о нейтрино указывают на то, что компактный объект действительно сформировался в ядре звезды. С тех пор, как сверхновая стала видимой, астрономы начали искать коллапсировавшее ядро. Космический телескоп Хаббл взял снимки регулярно сверхновый с августа 1990 года без четкого обнаружения нейтронной звезды.

Рассматривается ряд возможностей «пропавшей» нейтронной звезды. [18] Во-первых, нейтронная звезда окутана плотными пылевыми облаками, поэтому ее нельзя увидеть. [19] Другая причина состоит в том, что пульсар был сформирован, но с необычно большим или малым магнитным полем. Также возможно, что большое количество материала упало на нейтронную звезду, так что она в дальнейшем коллапсировала 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 разрушенное ядрокварковая звезда . [20] [21] В 2019 году было представлено свидетельство того, что нейтронная звезда находилась внутри одного из самых ярких сгустков пыли, недалеко от ожидаемого положения остатка сверхновой. [22] [23]

Кривая блеска [ править ]

Большая часть кривой блеска или графика светимости как функции времени после взрыва сверхновой звезды II типа, такой как SN 1987A, производится за счет энергии радиоактивного распада . Хотя световое излучение состоит из оптических фотонов, именно поглощенная радиоактивная мощность поддерживает температуру остатка, достаточную для излучения света. Без радиоактивного тепла он быстро потускнел бы. Радиоактивный распад 56 Ni через его дочери 56 Co до 56 Fe производит гамма- фотоны , которые поглощаются и доминируют в нагревании и, следовательно, в светимости выброса в промежуточное время (несколько недель) и позднее (несколько месяцев).[24] Энергия для пика кривой блеска SN1987A была получена в результате распада 56 Ni до 56 Co (период полураспада 6 дней), в то время как энергия для более поздней кривой блеска, в частности, очень точно соответствовала 77,3-дневной половине жизнь 56 Co при распаде до 56 Fe. Более поздние измерения с помощью космических гамма-телескопов небольшой части гамма-лучей 56 Co и 57 Co, которые покинули остаток SN1987A без поглощения [25] [26], подтвердили более ранние предсказания о том, что эти два радиоактивных ядра были источником энергии. [27]

Поскольку 56 Co в SN1987A теперь полностью распался, он больше не поддерживает светимость выброса SN 1987A. В настоящее время это происходит за счет радиоактивного распада 44 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. [28] Рентгеновские линии 44 Ti, наблюдаемые космическим рентгеновским телескопом ИНТЕГРАЛ, показали, что общая масса радиоактивного 44 Ti, синтезированного во время взрыва, составила 3,1 ± 0,8× 10 −4 M ☉ . [29]

Наблюдения за радиоактивной мощностью от их распадов на кривой блеска 1987A позволили измерить точные общие массы 56 Ni, 57 Ni и 44 Ti, образовавшихся в результате взрыва, что согласуется с массами, измеренными космическими телескопами гамма-излучения, и обеспечивает нуклеосинтез. ограничения на вычисленную модель сверхновой. [30]

Взаимодействие с околозвездным материалом [ править ]

Расширяющийся кольцевой остаток SN 1987A и его взаимодействие с окружающей средой в рентгеновских лучах и видимом свете.
Последовательность изображений HST с 1994 по 2009 год, показывающих столкновение расширяющегося остатка с кольцом материала, выброшенного прародителем за 20 000 лет до сверхновой [31]

Три ярких кольца вокруг SN 1987A, которые были видны через несколько месяцев на изображениях космического телескопа Хаббла, являются материалом звездного ветра 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, которое свет прошел, чтобы осветить внутреннее кольцо, дает его радиус 0,66 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. [32] Вещество от взрыва догоняет материал, выброшенный во время красной и синей сверхгигантской фазы, 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 изменило тенденцию, наблюдавшуюся до 2001 г., когда оптический поток уменьшался из-за распада изотопа 44 Ti . [31]

Исследование, опубликованное в июне 2015 г. [33] с использованием изображений, полученных с космического телескопа Хаббл и Очень большого телескопа, сделанных в период с 1994 по 2014 гг., Показывает, что выбросы сгустков материи, составляющих кольца, исчезают, поскольку сгустки разрушаются ударная волна. 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. [19] 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. [34]

В 2018 году радионаблюдения за взаимодействием околозвездного пылевого кольца и ударной волны подтвердили, что ударная волна покинула околозвездное вещество. Это 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. [35]

Конденсация теплой пыли в выбросе [ править ]

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 правом нижнем углу (кредиты Патрис Буше, CEA-Saclay)

Вскоре после вспышки SN 1987A три основные группы приступили к фотометрическому мониторингу сверхновой: SAAO , [36] [37] CTIO , [38] [39] и ESO . [40] [41] В частности, команда ESO сообщила об избыточном инфракрасном излучении, которое стало очевидным 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 выбросах (в этом случае расчетная температура в ту эпоху составляла ~ 1250 К, а пыль масса была приблизительно6,6 × 10 −7  M ☉ ). Возможность того, что ИК-избыток может быть вызван оптически толстым свободным свободным излучением, казалась маловероятной, потому что светимость УФ-фотонов, необходимая для поддержания ионизации оболочки, была намного больше, чем было доступно, но это не исключалось ввиду возможности рассеяние электронов, которое не рассматривалось. [ необходима цитата ]

Однако ни у одной из этих трех групп не было достаточно убедительных доказательств, чтобы претендовать на пылевой выброс только на основании избытка ИК-излучения. [ необходима цитата ]

Распределение пыли внутри выброса SN 1987A согласно модели Люси и др., Построенной в ESO [42]

Независимая австралийская группа выдвинула несколько аргументов в пользу интерпретации эха. [43] Эта, казалось бы, прямая интерпретация природы ИК-излучения была оспорена группой ESO [44] и окончательно исключена после представления оптических свидетельств присутствия пыли в выбросах SN. [45] Чтобы различить эти две интерпретации, они рассмотрели значение присутствия отражающегося пылевого облака на оптической кривой блеска и наличие диффузного оптического излучения вокруг сверхновой. [46] Они пришли к выводу, что ожидаемое оптическое эхо от облака должно быть разрешимым и может быть очень ярким с интегрированной визуальной яркостью величиной10.3 около дня 650. Однако дальнейшие оптические наблюдения, выраженные кривой блеска SN, не показали перегиба кривой блеска на предсказанном уровне. Наконец, команда ESO представила убедительную комковатую модель конденсации пыли в выбросах. [42] [47]

Хотя более 50 лет назад считалось, что пыль может образовываться в выбросах сверхновой звезды с коллапсом ядра [48], что, в частности, могло объяснить происхождение пыли, наблюдаемой в молодых галактиках, [49] это было впервые что 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 гораздо больший резервуар более холодной пыли ~ 0,25 солнечной массы (при ~ 26 K) в выбросах SN 1987A был обнаружен [50] с помощью инфракрасного космического телескопа Hershel в 2011 году и подтвержден ALMA [51] позже (в 2014).

Наблюдения ALMA [ править ]

После подтверждения наличия большого количества холодной пыли в выбросе [51] 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, указывая на следы внутри звезды во время взрыва. [52] [53] [54]

См. Также [ править ]

  • История наблюдений сверхновых
  • Список сверхновых
  • Список остатков сверхновой
  • Список кандидатов в сверхновые

Ссылки [ править ]

  1. ^ Лайман, JD; Bersier, D .; Джеймс, Пенсильвания (2013). "Болометрические поправки к оптическим кривым блеска сверхновых с коллапсом ядра". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 437 (4): 3848. arXiv : 1311.1946 . Bibcode : 2014MNRAS.437.3848L . DOI : 10.1093 / MNRAS / stt2187 . S2CID 56226661 . 
  2. ^ a b c Kunkel, W .; и другие. (24 февраля 1987 г.). «Сверхновая 1987A в Большом Магеллановом Облаке» . Циркуляр МАС . 4316 : 1. Bibcode : 1987IAUC.4316 .... 1K . Архивировано 8 октября 2014 года.
  3. ^ a b c "SN1987A в Большом Магеллановом Облаке" . Проект наследия Хаббла . Архивировано 14 июля 2009 года . Проверено 25 июля 2006 года .
  4. ^ Запад, РМ; Lauberts, A .; Schuster, H.-E .; Йоргенсен, HE (1987). «Астрометрия SN 1987A и Сандулеак-69 202». Астрономия и астрофизика . 177 (1–2): L1 – L3. Бибкод : 1987A & A ... 177L ... 1W .
  5. ^ Боярчук, AA; и другие. (1987). «Наблюдения за Астроном: Сверхновая 1987А в Большом Магеллановом Облаке». Письма в астрономическом журнале . 13 : 739–743. Bibcode : 1987PAZh ... 13..739B .
  6. ^ «Хаббл снова посещает старого друга» . Картина недели . Европейское космическое агентство / Хаббл. 17 октября 2011 года. Архивировано 19 октября 2011 года . Проверено 17 октября 2011 года .
  7. ^ Соннеборн, G. (1987). «Прародитель SN1987A». В Кафатосе, М .; Михалицианос, А. (ред.). Сверхновая 1987a в Большом Магеллановом Облаке . Издательство Кембриджского университета . ISBN 978-0-521-35575-9.
  8. ^ а б в г Арнетт, WD; Bahcall, JN; Киршнер, Р.П .; Woosley, SE (1989). «Сверхновая 1987А». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 27 : 629–700. Bibcode : 1989ARA & A..27..629A . DOI : 10.1146 / annurev.aa.27.090189.003213 .
  9. ^ Podsiadlowski, P. (1992). «Прародитель СН 1987 А» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 104 (679): 717. Bibcode : 1992PASP..104..717P . DOI : 10.1086 / 133043 .
  10. ^ Dwarkadas, В. В. (2011). «О светящихся голубых переменных как прародителях сверхновых с коллапсом ядра, особенно сверхновых типа IIn». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 412 (3): 1639–1649. arXiv : 1011,3484 . Bibcode : 2011MNRAS.412.1639D . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2010.18001.x . S2CID 118359033 . 
  11. ^ Nomoto, K .; Сигэяма, Т. (9 июня 1988 г.). «Сверхновая 1987A: ограничения теоретической модели». В Кафатосе, М .; Михалицианос, А. (ред.). Сверхновая 1987a в Большом Магеллановом Облаке . Издательство Кембриджского университета . § 3.2. ISBN 978-0-521-35575-9.
  12. ^ Шольберг, К. (2012). «Обнаружение сверхновых нейтрино» . Ежегодный обзор ядерной науки и науки о частицах . 62 : 81–103. arXiv : 1205.6003 . Bibcode : 2012ARNPS..62 ... 81S . DOI : 10.1146 / annurev-nucl-102711-095006 . S2CID 3484486 . 
  13. ^ Pagliaroli, G .; Vissani, F .; Костантини, ML; Янни, А. (2009). «Улучшенный анализ событий антинейтрино SN1987A». Физика астрономических частиц . 31 (3): 163. arXiv : 0810.0466 . Bibcode : 2009APh .... 31..163P . DOI : 10.1016 / j.astropartphys.2008.12.010 . S2CID 119089069 . 
  14. ^ Като, Chinami; Нагакура, Хироки; Фурусава, Шун; Такахаши, Ко; Умеда, Хидеюки; Ёсида, Такаши; Исидоширо, Кодзи; Ямада, Шоичи (2017). «Эмиссия нейтрино во всех ароматах, вплоть до предварительного отскока массивных звезд и возможность их обнаружения». Астрофизический журнал . 848 (1): 48. arXiv : 1704.05480 . Bibcode : 2017ApJ ... 848 ... 48K . DOI : 10.3847 / 1538-4357 / aa8b72 . S2CID 27696112 . 
  15. ^ Берроуз, Адам; Кляйн, Д; Ганди, Р. (1993). «Нейтринные всплески сверхновых, детектор SNO и нейтринные осцилляции». Nuclear Physics B - Proceedings Supplements . 31 : 408–412. Bibcode : 1993NuPhS..31..408B . DOI : 10.1016 / 0920-5632 (93) 90163-Z .
  16. ^ Кошиба, М (1992). «Наблюдательная нейтринная астрофизика». Отчеты по физике . 220 (5–6): 229–381. Bibcode : 1992PhR ... 220..229K . DOI : 10.1016 / 0370-1573 (92) 90083-C .
  17. ^ "Новое изображение SN 1987A" . Европейское космическое агентство / Хаббл. 24 февраля 2017 года. Архивировано 28 февраля 2017 года . Проверено 27 февраля 2017 года .
  18. ^ Alp, D .; и другие. (2018). «30 лет поисков компактного объекта в SN 1987A». Астрофизический журнал . 864 (2): 174. arXiv : 1805.04526 . Bibcode : 2018ApJ ... 864..174A . DOI : 10.3847 / 1538-4357 / aad739 . S2CID 51918880 . 
  19. ^ a b Орландо, S .; и другие. (2015). «Сверхновая 1987A: шаблон для связи сверхновых с их остатками». Астрофизический журнал . 810 (2): ид. 168. arXiv : 1508.02275 . Bibcode : 2015ApJ ... 810..168O . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 810/2/168 . S2CID 118545009 . 
  20. ^ Чан, ТС; и другие. (2009). «Может ли компактный остаток SN 1987A быть кварковой звездой?». Астрофизический журнал . 695 (1): 732–746. arXiv : 0902.0653 . Bibcode : 2009ApJ ... 695..732C . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 695/1/732 . S2CID 14402008 . 
  21. ↑ Parsons, P. (21 февраля 2009 г.). «Кварковая звезда может хранить секрет ранней Вселенной» . Новый ученый . Архивировано 18 марта 2015 года.
  22. ^ Циган, Фил; Мацуура, Микако; Gomez, Haley L .; Indebetouw, Реми; Абеллан, Фран; Габлер, Майкл; Ричардс, Анита; Алп, Деннис; Дэвис, Тимоти А .; Янка, Ханс-Томас; Спиромилио, Джейсон; Барлоу, MJ; Берроуз, Дэвид; Двек, Эли; Франссон, Клаас; Генслер, Брайан; Ларссон, Йозефин; Bouchet, P .; Лундквист, Питер; Marcaide, JM; Ng, C.-Y .; Парк, Сангвук; Рош, Пэт; Van Loon, Jacco Th .; Уиллер, JC; Занардо, Джованна (2019). "Изображения пыли и молекул с высоким угловым разрешением в выбросе SN 1987A". Астрофизический журнал . 886 (1): 51. arXiv : 1910.02960 . Bibcode : 2019ApJ ... 886 ... 51С . DOI : 10,3847 / 1538-4357 / ab4b46. S2CID  203902478 .
  23. ↑ Гоф, Эван (21 ноября 2019 г.). «Астрономы, наконец, нашли остатки нейтронной звезды от сверхновой 1987A» . Вселенная сегодня . Проверено 6 декабря 2019 года .
  24. ^ Kasen, D .; Вусли, С. (2009). "Сверхновые типа II: модельные кривые блеска и стандартные отношения свечей". Астрофизический журнал . 703 (2): 2205–2216. arXiv : 0910.1590 . Bibcode : 2009ApJ ... 703.2205K . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 703/2/2205 . S2CID 42058638 . 
  25. ^ Matz, SM; и другие. (1988). «Линия гамма-излучения от SN1987A». Природа . 331 (6155): 416–418. Bibcode : 1988Natur.331..416M . DOI : 10.1038 / 331416a0 . S2CID 4313713 . 
  26. ^ Курфесс, JD; и другие. (1992). "Ориентированный сцинтилляционный спектрометр Экспериментальные наблюдения Co-57 в SN 1987A". Письма в астрофизический журнал . 399 (2): L137 – L140. Bibcode : 1992ApJ ... 399L.137K . DOI : 10.1086 / 186626 .
  27. ^ Клейтон, DD; Colgate, SA; Фишман, GJ (1969). «Гамма-линии от молодых остатков сверхновых» . Астрофизический журнал . 155 : 75. Bibcode : 1969ApJ ... 155 ... 75C . DOI : 10.1086 / 149849 .
  28. ^ McCray, R .; Фанссон, К. (2016). «Остаток сверхновой 1987A». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 54 : 19–52. Bibcode : 2016ARA & A..54 ... 19M . DOI : 10.1146 / annurev-astro-082615-105405 .
  29. ^ Гребенев, С.А. Лутовинов, АА; Цыганков, СС; Винклер, К. (2012). «Эмиссионные линии жесткого рентгеновского излучения от распада 44Ti в остатке сверхновой 1987A». Природа . 490 (7420): 373–375. arXiv : 1211.2656 . Bibcode : 2012Natur.490..373G . DOI : 10.1038 / nature11473 . PMID 23075986 . S2CID 205230641 .  
  30. ^ Fransson, C .; и другие. (2007). «Двадцать лет сверхновой 1987A». Посланник . 127 : 44. Bibcode : 2007Msngr.127 ... 44F .
  31. ^ a b Larsson, J .; и другие. (2011). «Рентгеновское освещение выброса сверхновой 1987А». Природа . 474 (7352): 484–486. arXiv : 1106.2300 . Bibcode : 2011Natur.474..484L . DOI : 10,1038 / природа10090 . PMID 21654749 . S2CID 4388495 .  
  32. Перейти ↑ Panagia, N. (1998). «Новое определение расстояния до БМО». Memorie della Societa Astronomia Italiana . 69 : 225. Bibcode : 1998MmSAI..69..225P .
  33. ^ Kruesi, L. "Сверхновая, ценимая астрономами, начинает исчезать из поля зрения" . Новый ученый . Архивировано из оригинала на 11 июня 2015 года . Проверено 13 июня 2015 года .
  34. ^ Fransson, C .; и другие. (2015). «Разрушение околозвездного кольца SN 1987A». Астрофизический журнал . 806 (1): L19. arXiv : 1505.06669 . Bibcode : 2015ApJ ... 806L..19F . DOI : 10.1088 / 2041-8205 / 806/1 / L19 . S2CID 118602808 . 
  35. ^ Cendes, Y .; и другие. (2018). «Повторное ускорение ударной волны в радиоактивном остатке SN 1987A». Астрофизический журнал . 867 (1): 65. arXiv : 1809.02364 . Bibcode : 2018ApJ ... 867 ... 65C . DOI : 10.3847 / 1538-4357 / aae261 . S2CID 118918613 . 
  36. ^ Menzies, JW; и другие. (1987). «Спектроскопические и фотометрические наблюдения SN 1987a - первые 50 дней» . Пн. Нет. R. Astron. Soc. 227 : 39–49. Полномочный код : 1987MNRAS.227P..39M . DOI : 10.1093 / MNRAS / 227.1.39P .
  37. ^ Catchpole, RM; и другие. (1987). «Спектроскопические и фотометрические наблюдения SN 1987a. II - дни с 51 по 134» . Пн. Нет. R. Astron. Soc. 229 : 15–25. Bibcode : 1987MNRAS.229P..15C . DOI : 10.1093 / MNRAS / 229.1.15P .
  38. ^ Элиас, JH; и другие. (1988). «Отождествление линий в инфракрасном спектре SN 1987A». Астрофизический журнал . 331 : L9. Bibcode : 1988ApJ ... 331L ... 9E . DOI : 10.1086 / 185225 .
  39. ^ Терндруп, DM; и другие. (1988). «Оптические и инфракрасные наблюдения SN 1987A с Серро Тололо». Астрономическое общество Австралии . 7 (4): 412–423. Bibcode : 1988PASAu ... 7..412T . DOI : 10.1017 / S1323358000022566 .
  40. ^ Bouchet, P .; и другие. (1987). «Инфракрасная фотометрия SN 1987A». Астрономия и астрофизика . 177 : L9. Бибкод : 1987A & A ... 177L ... 9B .
  41. ^ Bouchet, P .; и другие. (1987). «Инфракрасная фотометрия SN 1987A - первые четыре месяца». Семинар ESO по SN 1987A, Гархинг, Федеративная Республика Германия, 6–8 июля 1987 г., Протоколы (A88-35301 14-90). Гархинг, Федеративная Республика Германия, Европейская южная обсерватория, 1987 . 177 : 79. Bibcode : 1987ESOC ... 26 ... 79B .
  42. ^ а б Люси, Л .; и другие. (1989). «Конденсация пыли в выбросах SN 1987 A». В Гильермо Тенорио-Тагле; Мариано Молес; Хорхе Мельник (ред.). Структура и динамика межзвездной среды, Труды IAU Colloq. 120, состоявшийся по случаю юбилея Гвидо в Гранаде, Испания, 17-21 апреля 1989 года . Конспект лекций по физике. 350 . Springer-Verlag. С. 164–179. Bibcode : 1989LNP ... 350..164L . DOI : 10.1007 / BFb0114861 . ISBN 978-3-540-51956-0.
  43. ^ Рош, П.Ф .; и другие. (1989). «Старая холодная пыль, нагретая сверхновой 1987А». Природа . 337 (6207): 533–535. Bibcode : 1989Natur.337..533R . DOI : 10.1038 / 337533a0 . S2CID 4308604 . 
  44. ^ Bouchet, P .; Danziger, J .; Люси, Л. (1989). «Сверхновая 1987A в Большом Магеллановом Облаке». Циркуляр МАС . 4933 : 1. Bibcode : 1989IAUC.4933 .... 1B .
  45. ^ Данцигер, Эй-Джей; Gouiffes, C .; Bouchet, P .; Люси, LB (1989). «Сверхновая 1987A в Большом Магеллановом Облаке». Циркуляр МАС . 4746 : 1. Bibcode : 1989IAUC.4746 .... 1D .
  46. ^ Felten, JE; Двек, Э. (1989). «Инфракрасное и оптическое свидетельство пылевого облака за сверхновой 1987A». Природа . 339 (6220): 123. Bibcode : 1989Natur.339..123F . DOI : 10.1038 / 339123a0 . S2CID 4243200 . 
  47. ^ Люси, L .; и другие. (1991). Woosley, SE (ред.). Конденсация пыли в выбросе сверхновой 1987A - Часть вторая . Сверхновые. Десятый семинар по астрономии и астрофизике в Санта-Крус, состоявшийся 9–21 июля 1989 г., обсерватория Лик . Нью-Йорк: Springer Verlag . п. 82. Bibcode : 1991supe.conf ... 82L . ISBN 978-0387970714.
  48. ^ Cernuschi, F .; Marsicano, F .; Кодина, С. (1967). «Вклад в теорию образования космических зерен». Annales d'Astrophysique . 30 : 1039. Bibcode : 1967AnAp ... 30.1039C .
  49. ^ Лю, N .; и другие. (2018). «Позднее образование карбида кремния в сверхновых типа II» . Успехи науки . 4 (1): 1054. arXiv : 1801.06463 . Bibcode : 2018SciA .... 4O1054L . DOI : 10.1126 / sciadv.aao1054 . PMC 5777395 . PMID 29376119 .  
  50. ^ Мацуура, М .; и другие. (2011). «Гершель обнаружил массивный пылевой резервуар в сверхновой 1987A». Наука . 333 (6047): 1258–1261. arXiv : 1107.1477 . Bibcode : 2011Sci ... 333.1258M . DOI : 10.1126 / science.1205983 . PMID 21737700 . S2CID 46458836 .  
  51. ^ a b Indebetouw, R .; и другие. (2014). «Образование пыли и ускорение частиц в сверхновой 1987A, выявленное с помощью ALMA». Астрофизический журнал . 782 (1): L2. arXiv : 1312.4086 . Bibcode : 2014ApJ ... 782L ... 2I . DOI : 10.1088 / 2041-8205 / 782/1 / L2 . S2CID 33224959 . 
  52. ^ Kamenetzky, J .; и другие. (2013). «Окись углерода в холодных обломках сверхновой звезды 1987A». Астрофизический журнал . 782 (1): L2. arXiv : 1307,6561 . Bibcode : 2013ApJ ... 773L..34K . DOI : 10.1088 / 2041-8205 / 773/2 / L34 . S2CID 5713172 . 
  53. ^ Zanardo, G .; и другие. (2014). «Спектральный и морфологический анализ остатка сверхновой 1987A с ALMA и ATCA». Астрофизический журнал . 796 (2): 82. arXiv : 1409.7811 . Bibcode : 2014ApJ ... 796 ... 82Z . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 796/2/82 . S2CID 53553965 . 
  54. ^ Мацуура, М .; и другие. (2017). «Спектральный и морфологический анализ остатка сверхновой 1987A с ALMA и ATCA». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 469 (3): 3347–3362. arXiv : 1704.02324 . Bibcode : 2017MNRAS.469.3347M . DOI : 10.1093 / MNRAS / stx830 . S2CID 693014 . 

Источники [ править ]

  • Graves, G.J.M .; и другие. (2005). «Пределы космического телескопа Хаббла на точечный источник в SN 1987A». Астрофизический журнал . 629 (2): 944–959. arXiv : astro-ph / 0505066 . Bibcode : 2005ApJ ... 629..944G . DOI : 10.1086 / 431422 . S2CID  15453028 .

Дальнейшее чтение [ править ]

  • Киршнер, Р.П. (1988). «Смерть звезды». National Geographic . 173 (5): 619–647.

Внешние ссылки [ править ]

  • Астрономический снимок дня НАСА: снимок сверхновой 1987A (24 января 1997 г.)
  • AAVSO: Дополнительная информация об открытии SN 1987A.
  • Хронология открытия Рочестерской астрономии
  • Кривые блеска и спектры в Открытом каталоге сверхновых
  • Световые отголоски от Sn1987a, Фильм с реальными изображениями группы EROS2
  • НАСА Astronomy Picture of the Day: Анимация световых эхо от SN1987A (25 января 2006 г.)
  • SN 1987A в ЕКА / Хаббл
  • Сверхновая 1987A, WIKISKY.ORG
  • Дополнительная информация на сайте Фила Плейта Плохая астрономия
  • Трехмерный вид "сердца" сверхновой звезды проливает новый свет на взрывы звезд (изображения) - Space.com