✖


Jump to content

СН 1987А

(Перенаправлено из SN 1987a )

СН 1987А
Расширяющийся кольцеобразный остаток SN 1987A и его взаимодействие с окружающей средой, наблюдаемое в рентгеновских лучах и видимом свете.
Тип события сверхновая
Тип II ( своеобразный ) [1]
Дата в. 168 000 лет назад
(обнаружено Яном Шелтоном и Оскаром Дуальдом в 5:31 UTC 24 февраля 1987 г .; 37 лет назад ( 1987-02-24 ) [2] )
Созвездие Дорадо
Прямое восхождение 05 час 35 м 28.03 с [3]
Склонение −69° 16′ 11.79″ [3]
Эпоха Дж2000
Галактические координаты Г279.7-31.9
Расстояние 51,4 кпк (168 000 лир) [3]
Хозяин Большое Магелланово Облако
Прародитель Сандалии -69 202
Тип прародителя B3 Сверхгигант
Цвет (БВ) +0.085
Примечательные особенности Самая близкая зарегистрированная сверхновая с момента изобретения телескопа
Пиковая видимая величина +2.9
Другие обозначения SN 1987A, AAVSO 0534-69, INTREF 262, SNR 1987A, SNR B0535-69.3, [BMD2010] SNR J0535.5-6916
  Соответствующие СМИ на сайте Commons
[ править в Викиданных ]
Сверхновая 1987А — яркая звезда в центре изображения, недалеко от туманности Тарантул.

SN 1987A — сверхновая типа II в Большом Магеллановом Облаке , карликовой галактике-спутнике Млечного Пути . Она произошла на расстоянии примерно 51,4 килопарсека (168 000 световых лет ) от Земли и была ближайшей наблюдаемой сверхновой со времен Сверхновой Кеплера в 1604 году. Свет и нейтрино от взрыва достигли Земли 23 февраля 1987 года и были обозначены как «SN 1987A» как первая обнаруженная сверхновая. в том году. Его яркость достигла максимума в мае того же года с видимой звездной величиной около 3.

Это была первая сверхновая, которую современные астрономы смогли изучить очень подробно, и ее наблюдения позволили многое понять в отношении сверхновых с коллапсом ядра . SN 1987A предоставила первую возможность прямым наблюдением подтвердить радиоактивный источник энергии излучения видимого света, обнаружив предсказанное излучение гамма-линий от двух его многочисленных радиоактивных ядер. Это доказало радиоактивную природу длительного свечения сверхновых после взрыва.

были обнаружены косвенные доказательства присутствия коллапсирующей нейтронной звезды среди остатков SN 1987A В 2019 году с помощью телескопа с большой миллиметровой решеткой в ​​Атакаме . Дополнительные доказательства были впоследствии обнаружены в 2021 году благодаря наблюдениям, проведенным рентгеновскими телескопами Chandra и NuSTAR. В 2024 году космический телескоп имени Джеймса Уэбба НАСА провел революционные наблюдения. [4] это еще больше пролило свет на загадочные процессы, происходящие в остатках SN 1987A.

Открытие

[ редактировать ]

SN 1987A была открыта независимо Яном Шелтоном и Оскаром Дуальдом в обсерватории Лас-Кампанас в Чили 24 февраля 1987 года и в течение тех же 24 часов Альбертом Джонсом в Новой Зеландии . [2]

Более поздние исследования обнаружили фотографии, на которых видно, как рано утром 23 февраля сверхновая быстро ярче. [5] [2] 4–12 марта 1987 года его наблюдали из космоса Астроном , крупнейшим ультрафиолетовым космическим телескопом того времени. [6]

Прародитель

[ редактировать ]
Основная статья: Сандуляк -69 202

Через четыре дня после регистрации события звезда-прародитель была предварительно идентифицирована как Сандулек -69 202 (Sk -69 202), синий сверхгигант . [7] После исчезновения сверхновой эта идентификация окончательно подтвердилась: Sk −69 202 исчез. Возможность того, что синий сверхгигант породит сверхновую, считалась удивительной. [8] и это подтверждение привело к дальнейшим исследованиям, которые идентифицировали более раннюю сверхновую с прародителем голубого сверхгиганта. [9]

Некоторые модели прародителя SN 1987A объясняют синий цвет в основном его химическим составом, а не стадией его эволюции, особенно низким содержанием тяжелых элементов. [10] Было некоторое предположение, что звезда могла слиться со звездой-компаньоном до появления сверхновой. [11] Однако в настоящее время 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. [12]

Выбросы нейтрино

[ редактировать ]

Примерно за два-три часа до того, как видимый свет от SN 1987A достиг Земли, всплеск нейтрино наблюдался в трёх нейтринных обсерваториях . Вероятно, это произошло из-за испускания нейтрино , которое происходит одновременно с коллапсом ядра, но до того, как испускается видимый свет, когда ударная волна достигает поверхности звезды. [13] В 7:35 UT 12 антинейтрино были обнаружены Камиоканде II , 8 — IMB и 5 — Баксаном во всплеске продолжительностью менее 13 секунд. Примерно тремя часами ранее Монблан жидкий сцинтиллятор зарегистрировал всплеск из пяти нейтрино, но обычно считается, что он не связан с SN 1987A. [10]

Обнаружение Камиоканде II, которое имело самую большую выборку при 12 нейтрино, показало, что нейтрино прибывают двумя отдельными импульсами. Первый импульс в 07:35:35 содержал 9 нейтрино за период 1,915 секунды. Второй импульс из трёх нейтрино прибыл в течение 3,220-секундного интервала с 9,219 до 12,439 секунды после начала первого импульса. [ нужна ссылка ]

Хотя во время события было обнаружено всего 25 нейтрино, это было значительное увеличение по сравнению с наблюдавшимся ранее фоновым уровнем. Это был первый случай, когда нейтрино, испускаемые сверхновой, наблюдались напрямую, что положило начало нейтринной астрономии . Наблюдения согласуются с теоретическими моделями сверхновых, в которых 99% энергии коллапса излучается в виде нейтрино. [14] Наблюдения также согласуются с оценками моделей по общему числу нейтрино, равному 10. 58 с общей энергией 10 46 джоули, т.е. средняя величина в несколько десятков МэВ на нейтрино. [15] Миллиарды нейтрино прошли через квадратный сантиметр Земли. [16]

Измерения нейтрино позволили определить верхние границы массы и заряда нейтрино, а также количества разновидностей нейтрино и других свойств. [10] Например, данные показывают, что масса покоя электронного нейтрино < 16 эВ/с. 2 с достоверностью 95%, что в 30 000 раз меньше 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 экспериментами с нейтрино, такими как более тщательный анализ солнечных нейтрино и атмосферных нейтрино, а также эксперименты с искусственными источниками нейтрино. [17] [18] [19]

Нейтронная звезда

[ редактировать ]

SN 1987A, по-видимому, является сверхновой с коллапсом ядра, что должно привести к образованию нейтронной звезды, учитывая размер исходной звезды. [10] Данные о нейтрино указывают на то, что в ядре звезды действительно сформировался компактный объект, и астрономы немедленно начали поиски коллапсирующего ядра. регулярно Космический телескоп Хаббл делал снимки сверхновой с августа 1990 года, но без четкого обнаружения нейтронной звезды.

Был рассмотрен ряд возможностей «пропавшей» нейтронной звезды. [20] Во-первых, нейтронная звезда может быть скрыта окружающими ее плотными пылевыми облаками. [21] Во-вторых, образовался пульсар , но с необычно большим или малым магнитным полем. В-третьих, большое количество материала упало обратно на нейтронную звезду, превратив ее в черную дыру . Нейтронные звезды и черные дыры часто излучают свет, когда на них падает вещество. Если в остатке сверхновой есть компактный объект, но нет материала, который мог бы на него упасть, он будет слишком тусклым для обнаружения. Четвертая гипотеза состоит в том, что коллапсирующее ядро ​​превратилось в кварковую звезду . [22] [23]

В 2019 году были представлены доказательства существования нейтронной звезды внутри одного из самых ярких пылевых сгустков, недалеко от ожидаемого положения остатка сверхновой. [24] [25] В 2021 году были представлены новые доказательства жесткого рентгеновского излучения SN 1987A, исходящего из ветровой туманности пульсара. [26] [27] Последний результат подтверждается трехмерной магнитогидродинамической моделью, которая описывает эволюцию SN 1987A от события SN до настоящего времени и реконструирует окружающую среду, предсказывая поглощающую способность плотного звездного материала вокруг пульсара. [28]

В 2024 году исследователи с помощью космического телескопа Джеймса Уэбба (JWST) определили характерные линии излучения ионизированного аргона в центральной области остатков сверхновой 1987A (SN 1987A). Эти эмиссионные линии, различимые только вблизи ядра остатка, были проанализированы с использованием моделей фотоионизации. Модели показывают, что наблюдаемые отношения и скорости линий могут быть объяснены ионизирующим излучением нейтронной звезды, освещающим газ из внутренних областей взорвавшейся звезды. [29] Используя сложные спектроскопические методы, JWST обнаружил важные доказательства зарождающейся нейтронной звезды в остатках сверхновых, подтвердив давние теоретические предсказания и предоставив дополнительные доказательства сложных механизмов, лежащих в основе взрывов сверхновых и образования нейтронных звезд. [4]

Кривая блеска

[ редактировать ]
Кривая блеска визуальной полосы SN 1987A. График на вставке показывает время достижения пиковой яркости. Построено на основе данных, опубликованных несколькими источниками. [30] [31] [32] [33]

Большая часть кривой блеска или графика светимости как функции времени после взрыва сверхновой типа II, такой как SN 1987A, образуется за счет энергии радиоактивного распада . Хотя световое излучение состоит из оптических фотонов, именно поглощенная радиоактивная энергия сохраняет остаток достаточно горячим, чтобы излучать свет. Без радиоактивного тепла он бы быстро потускнел. Радиоактивный распад 56 Ни через своих дочерей 56 Что это такое 56 Fe производит фотоны гамма-излучения , которые поглощаются и доминируют в нагреве и, следовательно, в яркости выброса в промежуточное время (несколько недель) и в позднее время (несколько месяцев). [34] Энергия пика кривой блеска SN1987A была обеспечена распадом 56 Ни к 56 Co (период полураспада 6 дней), в то время как энергия для более поздней кривой блеска, в частности, очень близко соответствует периоду полураспада 77,3 дня. 56 Co распадается на 56 Фе. Более поздние измерения космическими гамма-телескопами небольшой доли 56 Ко и 57 Со-гамма-лучи, вышедшие из остатка SN1987A без поглощения. [35] [36] подтвердил более ранние предсказания о том, что эти два радиоактивных ядра были источником энергии. [37]

Потому что 56 Co в SN1987A теперь полностью распался и больше не поддерживает светимость выброса SN 1987A. В настоящее время он питается от радиоактивного распада 44 Ти с периодом полураспада около 60 лет. Благодаря этому изменению рентгеновские лучи, образующиеся в результате кольцевых взаимодействий выброса, начали вносить значительный вклад в общую кривую блеска. Это было замечено космическим телескопом Хаббл как устойчивое увеличение светимости через 10 000 дней после события в синем и красном спектральных диапазонах. [38] Рентгеновские линии 44 Ti, наблюдаемый ИНТЕГРАЛ , показал, что общая масса радиоактивного космическим рентгеновским телескопом 44 Синтезированный при взрыве Ti составил 3,1 ± 0,8 × 10 −4 M ☉ . [39]

Наблюдения за радиоактивной энергией по их распаду на кривой блеска 1987А позволили точно измерить полную массу 56 В, 57 Ни, и 44 Ti, образовавшийся в результате взрыва, что согласуется с массами, измеренными космическими телескопами с гамма-лучами, и обеспечивает ограничения нуклеосинтеза для рассчитанной модели сверхновой. [40]

Взаимодействие с околозвездным материалом

[ редактировать ]
Последовательность изображений HST с 1994 по 2009 год, показывающая столкновение расширяющегося остатка с кольцом материала, выброшенного прародителем за 20 000 лет до вспышки сверхновой. [41]

Три ярких кольца вокруг SN 1987A, которые через несколько месяцев были видны на изображениях космического телескопа Хаббл, являются материалом звездного ветра прародителя. Эти кольца были ионизированы ультрафиолетовой вспышкой взрыва сверхновой и, следовательно, начали излучать различные эмиссионные линии. Эти кольца «включились» только через несколько месяцев после вспышки сверхновой, и этот процесс можно очень точно изучить с помощью спектроскопии. Кольца достаточно велики, чтобы их угловой размер можно было точно измерить: радиус внутреннего кольца составляет 0,808 угловых секунд. Время, за которое свет прошел, чтобы осветить внутреннее кольцо, дает его радиус 0,66 световых лет . Используя это значение в качестве основания прямоугольного треугольника и угловой размер местного угла, видимый с Земли, можно с помощью базовой тригонометрии вычислить расстояние до SN 1987A, которое составляет около 168 000 световых лет. [42] Материал взрыва догоняет материал, выброшенный во время красной и синей фаз сверхгиганта, и нагревает его, поэтому мы наблюдаем кольцевые структуры вокруг звезды.

Примерно в 2001 году расширяющийся (>7000 км/с) выброс сверхновой столкнулся с внутренним кольцом. Это вызвало его нагрев и генерацию рентгеновских лучей — поток рентгеновских лучей от кольца увеличился в три раза за период с 2001 по 2009 год. Часть рентгеновского излучения, поглощаемая плотными выбросами, близкими к центр, ответственен за сопоставимое увеличение оптического потока от остатка сверхновой в 2001–2009 гг. Это увеличение яркости остатка обратило вспять тенденцию, наблюдавшуюся до 2001 г., когда оптический поток уменьшался из-за распада 44 Об изотопах. [41]

Исследование, опубликованное в июне 2015 года, [43] Использование изображений космического телескопа Хаббл и Очень Большого Телескопа, полученных в период с 1994 по 2014 год, показывает, что выбросы сгустков материи, составляющих кольца, исчезают по мере того, как сгустки разрушаются ударной волной. Прогнозируется, что кольцо исчезнет в период между 2020 и 2030 годами. Эти результаты также подтверждаются результатами трехмерной гидродинамической модели, которая описывает взаимодействие взрывной волны с околозвездной туманностью. [21] Модель также показывает, что очень скоро рентгеновское излучение от нагретого ударной волной выброса станет доминирующим, после чего кольцо исчезнет. Когда ударная волна пройдет околозвездное кольцо, она проследит историю потери массы прародителя сверхновой и предоставит полезную информацию для различения различных моделей прародителя SN 1987A. [44]

В 2018 году радионаблюдения за взаимодействием околозвездного пылевого кольца и ударной волной подтвердили, что ударная волна уже покинула околозвездный материал. Это также показывает, что скорость ударной волны, которая замедлилась до 2300 км/с при взаимодействии с пылью в кольце, теперь снова ускорилась до 3600 км/с. [45]

Конденсация теплой пыли в выбросах

[ редактировать ]
Изображения обломков SN 1987A, полученные с помощью приборов T-ReCS на 8-м телескопе Gemini и VISIR на одном из четырех VLT. Даты указаны. Изображение HST вставлено в правом нижнем углу (фото Патриса Буше, CEA-Saclay)

Вскоре после вспышки SN 1987A три основные группы приступили к фотометрическому мониторингу сверхновой: Южноафриканская астрономическая обсерватория (SAAO), [46] [47] ( Межамериканская обсерватория Серро Тололо CTIO), [48] [49] и Европейская южная обсерватория (ESO). [50] [51] В частности, группа ESO сообщила об избытке инфракрасного излучения , которое стало очевидным менее чем через месяц после взрыва (11 марта 1987 г.). В этой работе обсуждались три возможные интерпретации этого явления: отбрасывалась гипотеза инфракрасного эха и отдавалось предпочтение тепловому излучению пыли, которая могла конденсироваться в выбросах (при этом расчетная температура в эту эпоху составляла ~ 1250 К, а пыль масса составляла примерно 6,6 × 10 −7  М ☉ ). Возможность того, что ИК-избыток может быть вызван оптически толстым свободным излучением, казалась маловероятной, поскольку светимость УФ-фотонов, необходимая для поддержания ионизации оболочки, была намного больше, чем имеющаяся, но это не исключалось ввиду возможности рассеяние электронов, которое не рассматривалось. [ нужна ссылка ]

Однако ни одна из этих трех групп не имела достаточно убедительных доказательств, чтобы утверждать о пыльном выбросе только на основании избытка ИК-излучения. [ нужна ссылка ]

Распределение пыли внутри выброса SN 1987A по модели Люси и др., построенной в ESO. [52]

Независимая австралийская группа выдвинула несколько аргументов в пользу интерпретации эха. [53] Эта, казалось бы, простая интерпретация природы ИК-излучения была оспорена группой ESO. [54] и окончательно исключено после представления оптических доказательств наличия пыли в выбросах сверхновой. [55] Чтобы различать две интерпретации, они рассмотрели влияние присутствия эхо-пылевого облака на оптическую кривую блеска и существование диффузного оптического излучения вокруг сверхновой. [56] Они пришли к выводу, что ожидаемое оптическое эхо от облака должно быть различимым и может быть очень ярким с интегральной визуальной яркостью 10,3 звездной величины около 650 дня. Однако дальнейшие оптические наблюдения, выраженные на кривой блеска сверхновой, не показали никакого перегиба в блеске. кривая на прогнозируемом уровне. Наконец, команда ESO представила убедительную комковатую модель конденсации пыли в выбросах. [52] [57]

Хотя более 50 лет назад считалось, что пыль может образовываться в выбросах сверхновой с коллапсом ядра, [58] что, в частности, могло бы объяснить происхождение пыли, наблюдаемой в молодых галактиках, [59] такая конденсация наблюдалась впервые. Если SN 1987A является типичным представителем своего класса, то полученная масса теплой пыли, образовавшейся в обломках коллапса ядра сверхновых, недостаточна для учета всей пыли, наблюдаемой в ранней Вселенной. Однако в выбросах SN 1987A был обнаружен гораздо больший резервуар более холодной пыли массой ~0,25 Солнца (при ~26 К). [60] с инфракрасным космическим телескопом «Гершель» в 2011 году и подтверждено с помощью Большой миллиметровой решетки Атакамы (ALMA) в 2014 году. [61]

Наблюдения АЛМА

[ редактировать ]

После подтверждения наличия большого количества холодной пыли в выбросах, [61] ALMA продолжила наблюдения за SN 1987A. Измерено синхротронное излучение от ударного взаимодействия в экваториальном кольце. Обнаружены холодные (20–100 К) молекулы монооксида углерода (СО) и силиката (SiO). Данные показывают, что распределения CO и SiO являются комковатыми, а разные продукты нуклеосинтеза (C, O и Si) расположены в разных местах выбросов, что указывает на следы недр звезды во время взрыва. [62] [63] [64]

[ редактировать ]

См. также

[ редактировать ]

Ссылки

[ редактировать ]
  1. ^ Лайман, доктор медицинских наук; Берсье, Д.; Джеймс, Пенсильвания (2013). «Болометрические поправки к оптическим кривым блеска сверхновых с коллапсом ядра» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 437 (4): 3848. arXiv : 1311.1946 . Бибкод : 2014MNRAS.437.3848L . дои : 10.1093/mnras/stt2187 . S2CID   56226661 .
  2. ^ Jump up to: а б с Кункель, В.; и др. (24 февраля 1987 г.). «Сверхновая 1987А в Большом Магеллановом Облаке» . Циркуляр МАС . 4316 : 1. Бибкод : 1987IAUC.4316....1K . Архивировано из оригинала 8 октября 2014 года.
  3. ^ Jump up to: а б с «SN1987A в Большом Магеллановом Облаке» . Проект «Наследие Хаббла» . Архивировано из оригинала 14 июля 2009 года . Проверено 25 июля 2006 г.
  4. ^ Jump up to: а б «Телескоп Джеймса Уэбба обнаружил нейтронную звезду в остатке сверхновой SN 1987A» . www.jameswebbdiscovery.com . Проверено 23 февраля 2024 г.
  5. ^ Уэст, РМ; Лаубертс, А.; Шустер, Х.-Э.; Йоргенсен, HE (1987). «Астрометрия SN 1987А и Сандуляк-69 202». Астрономия и астрофизика . 177 (1–2): Л1–Л3. Бибкод : 1987A&A...177L...1W .
  6. ^ Боярчук А.А.; и др. (1987). «Наблюдения за Астроном: сверхновая 1987А в Большом Магеллановом Облаке». Письма в астрономическом журнале . 13 : 739–743. Бибкод : 1987ПАЖ...13..739Б .
  7. ^ Зоннеборн, Г. (1987). «Прародитель SN1987A». В Кафатосе, М.; Михалицианос, А. (ред.). Сверхновая 1987а в Большом Магеллановом Облаке . Издательство Кембриджского университета . ISBN  978-0-521-35575-9 .
  8. ^ Уолборн 1988 , с. 3.
  9. ^ Гаскелл и Кил 1988 , стр. 13.
  10. ^ Jump up to: а б с д Арнетт, штат Вашингтон; Бахколл, Дж. Н.; Киршнер, Р.П.; Вусли, ЮВ (1989). «Сверхновая 1987А». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 27 : 629–700. Бибкод : 1989ARA&A..27..629A . дои : 10.1146/annurev.aa.27.090189.003213 .
  11. ^ Подсядловский, П. (1992). «Прародитель СН 1987 А» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 104 (679): 717. Бибкод : 1992PASP..104..717P . дои : 10.1086/133043 .
  12. ^ Дваркадас, В.В. (2011). «О светящихся синих переменных как прародителях сверхновых с коллапсом ядра, особенно сверхновых типа IIIn» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 412 (3): 1639–1649. arXiv : 1011.3484 . Бибкод : 2011MNRAS.412.1639D . дои : 10.1111/j.1365-2966.2010.18001.x . S2CID   118359033 .
  13. ^ Номото, К.; Сигэяма, Т. (9 июня 1988 г.). «Сверхновая 1987А: ограничения теоретической модели». В Кафатосе, М.; Михалицианос, А. (ред.). Сверхновая 1987а в Большом Магеллановом Облаке . Издательство Кембриджского университета . § 3.2. ISBN  978-0-521-35575-9 .
  14. ^ Шольберг, К. (2012). «Обнаружение нейтрино сверхновой» . Ежегодный обзор ядерной науки и науки о элементарных частицах . 62 : 81–103. arXiv : 1205.6003 . Бибкод : 2012АРНПС..62...81С . doi : 10.1146/annurev-nucl-102711-095006 . S2CID   3484486 .
  15. ^ Пальяроли, Г.; Виссани, Ф.; Константини, МЛ; Янни, А. (2009). «Улучшенный анализ антинейтринных событий SN1987A». Астрофизика частиц . 31 (3): 163. arXiv : 0810.0466 . Бибкод : 2009APh....31..163P . doi : 10.1016/j.astropartphys.2008.12.010 . S2CID   119089069 .
  16. ^ ААВСО 1987А
  17. ^ Като, Чинами; Нагакура, Хироки; Фурусава, Сюн; Такахаши, Ко; Умеда, Хидеюки; Ёсида, Такаши; Исидоширо, Кодзи; Ямада, Шоичи (2017). «Нейтринные эмиссии всех ароматов вплоть до пред-отскока массивных звезд и возможности их обнаружения» . Астрофизический журнал . 848 (1): 48. arXiv : 1704.05480 . Бибкод : 2017ApJ...848...48K . дои : 10.3847/1538-4357/aa8b72 . S2CID   27696112 .
  18. ^ Берроуз, Адам; Кляйн, Д.; Ганди, Р. (1993). «Вспышки сверхновых нейтрино, детектор СНО и нейтринные осцилляции». Ядерная физика Б: Приложения к сборнику трудов . 31 : 408–412. Бибкод : 1993НуФС..31..408Б . дои : 10.1016/0920-5632(93)90163-Z .
  19. ^ Кошиба, М. (1992). «Наблюдательная нейтринная астрофизика». Отчеты по физике . 220 (5–6): 229–381. Бибкод : 1992PhR...220..229K . дои : 10.1016/0370-1573(92)90083-C .
  20. ^ Альп, Д.; и др. (2018). «30-летние поиски компактного объекта в SN 1987A» . Астрофизический журнал . 864 (2): 174. arXiv : 1805.04526 . Бибкод : 2018ApJ...864..174A . дои : 10.3847/1538-4357/aad739 . S2CID   51918880 .
  21. ^ Jump up to: а б Орландо, С.; и др. (2015). «Сверхновая 1987A: шаблон для связи сверхновых с их остатками». Астрофизический журнал . 810 (2): 168. arXiv : 1508.02275 . Бибкод : 2015ApJ...810..168O . дои : 10.1088/0004-637X/810/2/168 . S2CID   118545009 .
  22. ^ Чан, TC; и др. (2009). «Может ли компактный остаток SN 1987A быть кварковой звездой?». Астрофизический журнал . 695 (1): 732–746. arXiv : 0902.0653 . Бибкод : 2009ApJ...695..732C . дои : 10.1088/0004-637X/695/1/732 . S2CID   14402008 .
  23. ^ Парсонс, П. (21 февраля 2009 г.). «Кварковая звезда может хранить тайну ранней Вселенной» . Новый учёный . Архивировано из оригинала 18 марта 2015 года.
  24. ^ Сиган, Фил; и др. (2019). «Изображения пыли и молекул в выбросе SN 1987A с высоким угловым разрешением, полученные с помощью системы ALMA» . Астрофизический журнал . 886 (1): 51. arXiv : 1910.02960 . Бибкод : 2019ApJ...886...51C . дои : 10.3847/1538-4357/ab4b46 . S2CID   203902478 .
  25. ^ Гоф, Эван (21 ноября 2019 г.). «Астрономы наконец нашли нейтронную звезду, оставшуюся от сверхновой 1987А» . Вселенная сегодня . Проверено 6 декабря 2019 г.
  26. ^ Греко, Эмануэле; Мичели, Марко; Орландо, Сальваторе; Олми, Барбара; Боккино, Фабрицио; Нагатаки, Сигэхиро; Оно, Масаоми; Дохи, Акира; Перес, Джованни (2021). «Признак пульсарной туманности Ветра в жестком рентгеновском излучении SN 1987A» . Астрофизический журнал . 908 (2): L45. arXiv : 2101.09029 . Бибкод : 2021ApJ...908L..45G . дои : 10.3847/2041-8213/abdf5a . S2CID   231693022 .
  27. ^ Джонстон, Скотт Алан (26 февраля 2021 г.). «Астрономы думают, что нашли остаток нейтронной звезды, оставшийся после сверхновой 1987А» . Вселенная сегодня . Проверено 26 февраля 2021 г.
  28. ^ Орландо, Сальваторе; и др. (2020). «Гидродинамическое моделирование раскрывает связь прародитель-сверхновая-остаток в SN 1987A». Астрономия и астрофизика . 636 : А22. arXiv : 1912.03070 . Бибкод : 2020A&A...636A..22O . дои : 10.1051/0004-6361/201936718 . S2CID   208857686 .
  29. ^ Франссон, К.; Барлоу, MJ; Кавана, П.Дж.; Ларссон, Дж.; Джонс, ОК; Сарджент, Б.; Мейкснер, М.; Буше, П.; Темим, Т.; Райт, Г.С.; Бломмарт, JADL; Хабель, Н.; Хиршауэр, А.С.; Хьорт, Дж.; Ленкич, Л. (23 февраля 2024 г.). «Линии излучения ионизирующего излучения компактного объекта в остатке сверхновой 1987А» . Наука . 383 (6685): 898–903. arXiv : 2403.04386 . Бибкод : 2024Sci...383..898F . дои : 10.1126/science.adj5796 . ISSN   0036-8075 .
  30. ^ Аллен, WH (1987). «Три цветных наблюдения SN1987A» . Публикации секции переменных звезд Королевского астрономического общества Новой Зеландии . 14 : 82–84. Бибкод : 1988ПВСС...14...82А . Проверено 7 ноября 2022 г.
  31. ^ Сунцев, Николай Б.; Хамуи, Марио; Мартин, Габриэль; Гомес, Артуро; Гонсалес, Рикардо (декабрь 1988 г.). «SN 1987A в БМО. II. Оптическая фотометрия на Серро Тололо» . Астрономический журнал . 96 : 1864. Бибкод : 1988AJ.....96.1864S . дои : 10.1086/114933 . Проверено 7 ноября 2022 г.
  32. ^ Кэтчпол, РМ; Мензис, JW; Монк, А.С.; Варгау, ВФ; Поллако, Д.; Картер, бакалавр наук; Уайтлок, Пенсильвания; Маранг, Ф.; Лэни, компакт-диск; Балона, Луизиана; Праздник, МВт; Ллойд Эванс, THH; Секигути, К.; Лэнг, JD; Килкенни, DM; Спенсер Джонс, Дж.; Робертс, Г.; Казинс, AWJ; ван Вуурен, Г.; Винклер, Х. (ноябрь 1987 г.). «Спектроскопические и фотометрические наблюдения SN 1987A-II. Дни с 51 по 134» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 229 : 15П–25П. Бибкод : 1987MNRAS.229P..15C . дои : 10.1093/mnras/229.1.15P . Проверено 7 ноября 2022 г.
  33. ^ Франссон, К.; Гилмоцци, Р.; Грёнингссон, П.; Ханущик Р.; Кьяер, К.; Лейбундгут, Б.; Спиромилио, Дж. (март 2007 г.). «Двадцать лет сверхновой 1987А» (PDF) . Посланник . 127 : 44. Бибкод : 2007Msngr.127...44F . Проверено 8 ноября 2022 г.
  34. ^ Касен, Д.; Вусли, С. (2009). «Сверхновые типа II: модельные кривые блеска и стандартные свечные отношения». Астрофизический журнал . 703 (2): 2205–2216. arXiv : 0910.1590 . Бибкод : 2009ApJ...703.2205K . дои : 10.1088/0004-637X/703/2/2205 . S2CID   42058638 .
  35. ^ Мац, С.М.; и др. (1988). «Излучение гамма-лучей от SN1987A». Природа . 331 (6155): 416–418. Бибкод : 1988Natur.331..416M . дои : 10.1038/331416a0 . S2CID   4313713 .
  36. ^ Курфесс, доктор медицинских наук; и др. (1992). «Экспериментальные наблюдения Co-57 в SN 1987A на ориентированном сцинтилляционном спектрометре». Письма астрофизического журнала . 399 (2): Л137–Л140. Бибкод : 1992ApJ...399L.137K . дои : 10.1086/186626 .
  37. ^ Клейтон, Д.Д.; Колгейт, ЮАР; Фишман, Дж.Дж. (1969). «Гамма-линии остатков молодых сверхновых» . Астрофизический журнал . 155 : 75. Бибкод : 1969ApJ...155...75C . дои : 10.1086/149849 .
  38. ^ Маккрей, Р.; Фанссон, К. (2016). «Остаток сверхновой 1987А». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 54 : 19–52. Бибкод : 2016ARA&A..54...19M . doi : 10.1146/annurev-astro-082615-105405 .
  39. ^ Гребенев С.А.; Лутовинов А.А.; Цыганков, С.С.; Винклер, К. (2012). «Линии жесткого рентгеновского излучения от распада 44Ti в остатке сверхновой 1987А». Природа . 490 (7420): 373–375. arXiv : 1211.2656 . Бибкод : 2012Natur.490..373G . дои : 10.1038/nature11473 . ПМИД   23075986 . S2CID   205230641 .
  40. ^ Франссон, К.; и др. (2007). «Двадцать лет сверхновой 1987А». Посланник . 127 : 44. Бибкод : 2007Msngr.127...44F .
  41. ^ Jump up to: а б Ларссон, Дж.; и др. (2011). «Рентгеновское освещение выброса сверхновой 1987А». Природа . 474 (7352): 484–486. arXiv : 1106.2300 . Бибкод : 2011Natur.474..484L . дои : 10.1038/nature10090 . ПМИД   21654749 . S2CID   4388495 .
  42. ^ Панагия, Н. (1998). «Новое определение расстояния до БМО». Мемуары Итальянского астрономического общества . 69 : 225. Бибкод : 1998MmSAI..69..225P .
  43. ^ Круэси, Л. «Сверхновая, ценимая астрономами, начинает исчезать из поля зрения» . Новый учёный . Архивировано из оригинала 11 июня 2015 года . Проверено 13 июня 2015 г.
  44. ^ Франссон, К.; и др. (2015). «Разрушение околозвездного кольца SN 1987A». Астрофизический журнал . 806 (1): Л19. arXiv : 1505.06669 . Бибкод : 2015ApJ...806L..19F . дои : 10.1088/2041-8205/806/1/L19 . S2CID   118602808 .
  45. ^ Сендес, Ю.; и др. (2018). «Повторное ускорение ударной волны в радиоостатке SN 1987A» . Астрофизический журнал . 867 (1): 65. arXiv : 1809.02364 . Бибкод : 2018ApJ...867...65C . дои : 10.3847/1538-4357/aae261 . S2CID   118918613 .
  46. ^ Мензис, JW; и др. (1987). «Спектроскопические и фотометрические наблюдения SN 1987a - Первые 50 дней» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 227 : 39П–49П. Бибкод : 1987MNRAS.227P..39M . дои : 10.1093/mnras/227.1.39P .
  47. ^ Кэтчпол, РМ; и др. (1987). «Спектроскопические и фотометрические наблюдения SN 1987a. II – дни с 51 по 134» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 229 : 15П–25П. Бибкод : 1987MNRAS.229P..15C . дои : 10.1093/mnras/229.1.15P .
  48. ^ Элиас, Дж. Х.; и др. (1988). «Идентификация линий в инфракрасном спектре СН 1987А». Астрофизический журнал . 331 : Л9. Бибкод : 1988ApJ...331L...9E . дои : 10.1086/185225 .
  49. ^ Терндруп, Д.М.; и др. (1988). «Оптические и инфракрасные наблюдения SN 1987A с Серро Тололо». Астрономическое общество Австралии . 7 (4): 412–423. Бибкод : 1988PASA....7..412T . дои : 10.1017/S1323358000022566 . S2CID   117801292 .
  50. ^ Буше, П.; и др. (1987). «Инфракрасная фотометрия СН 1987А». Астрономия и астрофизика . 177 : Л9. Бибкод : 1987A&A...177L...9B .
  51. ^ Буше, П.; и др. (1987). «Инфракрасная фотометрия SN 1987А – Первые четыре месяца». Семинар ESO по SN 1987A, Гархинг, Федеративная Республика Германия . Конференция и семинар Европейской южной обсерватории, 6–8 июля 1987 г. Том. 177. Европейская южная обсерватория. п. 79. Бибкод : 1987ESOC...26...79B .
  52. ^ Jump up to: а б Люси, Л.; и др. (1989). «Конденсация пыли в выбросах SN 1987A». В Гильермо Тенорио-Тагле; Мариано Молес; Хорхе Мельник (ред.). Структура и динамика межзвездной среды . Конспект лекций по физике . Том. 350. Шпрингер-Верлаг . стр. 164–179. Бибкод : 1989ЛНП...350..164Л . дои : 10.1007/BFb0114861 . ISBN  978-3-540-51956-0 . S2CID   222246187 .
  53. ^ Рош, ПФ; и др. (1989). «Старая холодная пыль, нагретая сверхновой 1987А». Природа . 337 (6207): 533–535. Бибкод : 1989Natur.337..533R . дои : 10.1038/337533a0 . S2CID   4308604 .
  54. ^ Буше, П.; Данцигер, Дж.; Люси, Л. (1989). «Сверхновая 1987А в Большом Магеллановом Облаке». Циркуляр МАС . 4933 : 1. Бибкод : 1989IAUC.4933....1B .
  55. ^ Данцигер, Эй-Джей; Гуиф, К.; Буше, П.; Люси, LB (1989). «Сверхновая 1987А в Большом Магеллановом Облаке». Циркуляр МАС . 4746 : 1. Бибкод : 1989IAUC.4746....1D .
  56. ^ Фельтен, Дж. Э.; Двек, Э. (1989). «Инфракрасные и оптические свидетельства существования пылевого облака за сверхновой 1987А». Природа . 339 (6220): 123. Бибкод : 1989Natur.339..123F . дои : 10.1038/339123a0 . S2CID   4243200 .
  57. ^ Люси, Л.; и др. (1991). Вусли, SE (ред.). Конденсация пыли в выбросах сверхновой 1987А. Часть вторая . Сверхновые. Десятый семинар по астрономии и астрофизике в Санта-Крусе, состоявшийся 9–21 июля 1989 г., Ликская обсерватория. Нью-Йорк: Springer Verlag . п. 82. Бибкод : 1991supe.conf...82L . ISBN  978-0387970714 .
  58. ^ Чернуски, Ф.; Марсикано, Ф.; Кодина, С. (1967). «Вклад в теорию образования космических зерен». Анналы астрофизики . 30 : 1039. Бибкод : 1967АнАп...30.1039С .
  59. ^ Лю, Н.; и др. (2018). «Позднее образование карбида кремния в сверхновых II типа» . Достижения науки . 4 (1): 1054. arXiv : 1801.06463 . Бибкод : 2018SciA....4.1054L . дои : 10.1126/sciadv.aao1054 . ПМЦ   5777395 . ПМИД   29376119 .
  60. ^ Мацуура, М.; и др. (2011). «Гершель обнаруживает массивный пылевой резервуар в сверхновой 1987А». Наука . 333 (6047): 1258–1261. arXiv : 1107.1477 . Бибкод : 2011Sci...333.1258M . дои : 10.1126/science.1205983 . ПМИД   21737700 . S2CID   46458836 .
  61. ^ Jump up to: а б Индебетоу, Р.; и др. (2014). «Производство пыли и ускорение частиц в сверхновой 1987A, обнаруженное на ALMA». Астрофизический журнал . 782 (1): Л2. arXiv : 1312.4086 . Бибкод : 2014ApJ...782L...2I . дои : 10.1088/2041-8205/782/1/L2 . S2CID   33224959 .
  62. ^ Каменецкий, Ю.; и др. (2013). «Угарный газ в холодных обломках сверхновой 1987А». Астрофизический журнал . 782 (1): Л2. arXiv : 1307.6561 . Бибкод : 2013ApJ...773L..34K . дои : 10.1088/2041-8205/773/2/L34 . S2CID   5713172 .
  63. ^ Занардо, Г.; и др. (2014). «Спектральный и морфологический анализ остатка сверхновой 1987А с помощью ALMA и ATCA». Астрофизический журнал . 796 (2): 82. arXiv : 1409.7811 . Бибкод : 2014ApJ...796...82Z . дои : 10.1088/0004-637X/796/2/82 . S2CID   53553965 .
  64. ^ Мацуура, М.; и др. (2017). «Спектральный и морфологический анализ остатка сверхновой 1987А с помощью ALMA и ATCA» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 469 (3): 3347–3362. arXiv : 1704.02324 . Бибкод : 2017MNRAS.469.3347M . дои : 10.1093/mnras/stx830 . S2CID   693014 .

Источники

[ редактировать ]

Дальнейшее чтение

[ редактировать ]
[ редактировать ]
Викискладе есть медиафайлы по теме SN 1987A .
Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=SN_1987A&oldid=1236524013"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: 52091f46739cba2cb10bb7666986e1c0__1721875380
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/52/c0/52091f46739cba2cb10bb7666986e1c0.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
SN 1987A - Wikipedia
Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть. Любые претензии, иски не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, вы не можете использовать данный сайт и информация размещенную на нем (сайте/странице), немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, Денежную единицу (имеющую самостоятельную стоимость) можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)