stringtranslate.com

СН 1987А

Сверхновая 1987A — яркая звезда в центре изображения, рядом с туманностью Тарантул.

SN 1987A была сверхновой II типа в Большом Магеллановом Облаке , карликовой галактике- спутнике Млечного Пути . Она произошла примерно в 51,4 килопарсеках (168 000 световых лет ) от Земли и была самой близкой наблюдаемой сверхновой со времен сверхновой Кеплера в 1604 году. Свет и нейтрино от взрыва достигли Земли 23 февраля 1987 года и была обозначена как «SN 1987A» как первая сверхновая, обнаруженная в том году. Ее яркость достигла пика в мае того же года, с видимой величиной около 3.

Это была первая сверхновая, которую современные астрономы смогли изучить очень подробно, и ее наблюдения дали много информации о сверхновых с коллапсом ядра . SN 1987A предоставила первую возможность подтвердить прямым наблюдением радиоактивный источник энергии для видимого светового излучения, обнаружив предсказанное гамма-линейчатое излучение от двух ее распространенных радиоактивных ядер. Это доказало радиоактивную природу длительного послевзрывного свечения сверхновых.

В 2019 году с помощью телескопа Atacama Large Millimeter Array были обнаружены косвенные доказательства присутствия коллапсировавшей нейтронной звезды в остатках SN 1987A . Дальнейшие доказательства были впоследствии обнаружены в 2021 году с помощью наблюдений, проведенных рентгеновскими телескопами Chandra и NuSTAR.

Открытие

SN 1987A была открыта независимо Яном Шелтоном и Оскаром Дуальде 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 сверхновая быстро становилась ярче рано утром 23 февраля. [4] [2] 4–12 марта 1987 года она наблюдалась из космоса с помощью Astron , крупнейшего ультрафиолетового космического телескопа того времени. [5]

Прародитель

Через четыре дня после регистрации события звезда-прародитель была предварительно идентифицирована как Sanduleak −69 202 (Sk -69 202), голубой сверхгигант . [6] После того, как сверхновая погасла, эта идентификация была окончательно подтверждена, поскольку Sk −69 202 исчезла. Возможность того, что голубой сверхгигант произвел сверхновую, считалась удивительной, [7] и подтверждение привело к дальнейшим исследованиям, которые идентифицировали более раннюю сверхновую с голубым сверхгигантом-прародителем. [8]

Некоторые модели прародителя SN 1987A приписывают голубой цвет в основном его химическому составу, а не стадии его эволюции, в частности, низкому уровню тяжелых элементов. [9] Были некоторые предположения, что звезда могла слиться со звездой-компаньоном до сверхновой. [10] Однако в настоящее время широко распространено мнение, что голубые сверхгиганты являются естественными прародителями некоторых сверхновых, хотя все еще существуют предположения, что эволюция таких звезд может потребовать потери массы с участием двойного компаньона. [11]

Выбросы нейтрино

Примерно за два-три часа до того, как видимый свет от SN 1987A достиг Земли, в трех нейтринных обсерваториях был зафиксирован всплеск нейтрино . Вероятно, это было связано с испусканием нейтрино , которое происходит одновременно с коллапсом ядра, но до того, как видимый свет испускается, когда ударная волна достигает поверхности звезды. [12] В 7:35 UT 12 антинейтрино были обнаружены Kamiokande II , 8 IMB и 5 Baksan во всплеске, длившемся менее 13 секунд. Примерно за три часа до этого жидкий сцинтиллятор Mont Blanc обнаружил всплеск из пяти нейтрино, но, как правило, он не связан с SN 1987A. [9]

Обнаружение Kamiokande II, которое при 12 нейтрино имело самую большую выборочную популяцию, показало, что нейтрино прибывали двумя отдельными импульсами. Первый импульс в 07:35:35 включал 9 нейтрино за период 1,915 секунд. Второй импульс из трех нейтрино прибыл в течение 3,220-секундного интервала с 9,219 до 12,439 секунд после начала первого импульса. [ необходима цитата ]

Хотя во время события было обнаружено всего 25 нейтрино, это было значительное увеличение по сравнению с ранее наблюдавшимся фоновым уровнем. Это был первый случай, когда нейтрино, известные как испускаемые сверхновой, наблюдались напрямую, что ознаменовало начало нейтринной астрономии . Наблюдения согласуются с теоретическими моделями сверхновых, в которых 99% энергии коллапса излучается в форме нейтрино. [13] Наблюдения также согласуются с оценками моделей общего количества нейтрино в 1058 с общей энергией в 1046 джоулей , т. е. средним значением в несколько десятков МэВ на нейтрино. [14] Миллиарды нейтрино прошли через квадратный сантиметр на Земле. [15]

Измерения нейтрино позволили установить верхние границы массы и заряда нейтрино, а также количества ароматов нейтрино и других свойств. [9] Например, данные показывают, что масса покоя электронного нейтрино составляет < 16 эВ/c2 при 95% уверенности, что в 30 000 раз меньше массы электрона . Данные предполагают, что общее количество ароматов нейтрино составляет не более 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. [16] [17] [18]

Нейтронная звезда

SN 1987A, по-видимому, является сверхновой с коллапсом ядра, что должно привести к образованию нейтронной звезды, учитывая размер исходной звезды. [9] Данные нейтрино указывают на то, что в ядре звезды образовался компактный объект, и астрономы немедленно начали поиск коллапсировавшего ядра. Космический телескоп Хаббл регулярно делал снимки сверхновой с августа 1990 года, но четкого обнаружения нейтронной звезды не наблюдалось.

Было рассмотрено несколько возможностей для «пропавшей» нейтронной звезды. [19] Во-первых, нейтронная звезда может быть скрыта окружающими плотными пылевыми облаками. [20] Во-вторых, что пульсар был сформирован, но с необычно большим или малым магнитным полем. В-третьих, что большие количества материала упали обратно на нейтронную звезду, коллапсируя ее дальше в черную дыру . Нейтронные звезды и черные дыры часто испускают свет, когда материал падает на них. Если в остатке сверхновой есть компактный объект, но нет материала, который мог бы упасть на него, он был бы слишком тусклым для обнаружения. Четвертая гипотеза заключается в том, что коллапсировавшее ядро ​​стало кварковой звездой . [21] [22]

В 2019 году были представлены доказательства наличия нейтронной звезды внутри одного из самых ярких пылевых сгустков, близкого к ожидаемому положению остатка сверхновой. [23] [24] В 2021 году были представлены дополнительные доказательства жесткого рентгеновского излучения от SN 1987A, возникающего в туманности пульсарного ветра. [25] [26] 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. [27]

В 2024 году исследователи, использующие космический телескоп Джеймса Уэбба (JWST), идентифицировали отличительные линии излучения ионизированного аргона в центральной области остатков сверхновой 1987A (SN 1987A). Эти линии излучения, различимые только вблизи ядра остатка, были проанализированы с использованием моделей фотоионизации. Модели показывают, что наблюдаемые соотношения линий и скорости могут быть приписаны ионизирующему излучению, исходящему от нейтронной звезды, освещающей газ из внутренних областей взорвавшейся звезды. [28]

Кривая блеска

Кривая блеска визуальной полосы для SN 1987A. Врезной график показывает время около пиковой яркости. Построено на основе данных, опубликованных несколькими источниками. [29] [30] [31] [32]

Большая часть кривой блеска , или графика светимости как функции времени, после взрыва сверхновой типа II, такой как SN 1987A, создается энергией 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 56 Ni через его дочерние элементы 56 Co до 56 Fe производит гамма- фотоны , которые поглощаются и доминируют в нагреве и, таким образом, в светимости выброса в промежуточные времена (несколько недель) и поздние времена (несколько месяцев). [33] Энергия для пика кривой блеска SN1987A была обеспечена распадом 56 Ni до 56 Co (период полураспада 6 дней), в то время как энергия для более поздней кривой блеска, в частности, очень близко соответствует 77,3-дневному периоду полураспада 56 Co, распадающегося до 56 Fe. Более поздние измерения с помощью космических гамма-телескопов небольшой доли гамма-лучей 56 Co и 57 Co, которые покинули остаток SN1987A без поглощения [34] [35], подтвердили более ранние предсказания о том, что эти два радиоактивных ядра были источником энергии. [36]

Поскольку 56 Co в SN1987A теперь полностью распался, он больше не поддерживает светимость выброса SN 1987A. В настоящее время он питается радиоактивным распадом 44 Ti с периодом полураспада около 60 лет. С этим изменением рентгеновские лучи, производимые кольцевыми взаимодействиями 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. [37] Рентгеновские линии 44 Ti, наблюдаемые космическим рентгеновским телескопом INTEGRAL, показали, что общая масса радиоактивного 44 Ti, синтезированного во время взрыва, составила 3,1 ± 0,8 × 10 −4 M ☉ . [38]

Наблюдения за радиоактивной мощностью от их распадов в кривой блеска 1987A позволили измерить точные общие массы 56 Ni, 57 Ni и 44 Ti, образовавшихся при взрыве, которые согласуются с массами, измеренными космическими телескопами гамма-излучения, и обеспечивают ограничения нуклеосинтеза для вычисленной модели сверхновой. [39]

Взаимодействие с околозвездным веществом

Последовательность изображений HST с 1994 по 2009 год, показывающая столкновение расширяющегося остатка с кольцом материала, выброшенного прародителем за 20 000 лет до сверхновой [40]

Три ярких кольца вокруг SN 1987A, которые были видны через несколько месяцев на снимках космического телескопа Хаббл, являются материалом из звездного ветра прародителя. Эти кольца были ионизированы ультрафиолетовой вспышкой от взрыва сверхновой и, следовательно, начали излучать в различных эмиссионных линиях. Эти кольца не «включались» в течение нескольких месяцев после сверхновой, и этот процесс 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, за которое свет прошел, чтобы осветить внутреннее кольцо, дает его радиус 0,66 (ly) световых лет . Используя это как основание прямоугольного треугольника и угловой размер, видимый с Земли, для локального угла, можно использовать базовую тригонометрию для расчета расстояния до SN 1987A, которое составляет около 168 000 световых лет. [41] Материал, образовавшийся в результате взрыва, догоняет материал, выброшенный во время фаз красного и синего сверхгиганта, и нагревает его, поэтому мы наблюдаем кольцевые структуры вокруг звезды.

Около 2001 года расширяющийся (>7000 км/с) выброс сверхновой столкнулся с внутренним кольцом. Это вызвало его нагрев и генерацию рентгеновского излучения — поток рентгеновского излучения от кольца увеличился в три раза между 2001 и 2009 годами. Часть рентгеновского излучения, которая поглощается плотным выбросом вблизи центра, ответственна за сопоставимое увеличение оптического потока от остатка сверхновой в 2001–2009 годах. Это увеличение яркости остатка изменило тенденцию, наблюдавшуюся до 2001 года, когда оптический поток уменьшался из-за распада изотопа 44 Ti . [40]

Исследование, опубликованное в июне 2015 года [42] с использованием изображений с космического телескопа Хаббл и Очень Большого Телескопа, полученных в период с 1994 по 2014 год, показывает, что выбросы из сгустков материи, составляющих кольца, затухают по мере того, как сгустки разрушаются ударной волной. Прогнозируется, что кольцо затухнет между 2020 и 2030 годами. Эти выводы также подтверждаются результатами трехмерной гидродинамической модели, которая описывает взаимодействие взрывной волны с околозвездной туманностью. [20] Модель также показывает, что рентгеновское излучение от выбросов, нагретых ударной волной, очень скоро станет доминирующим, после чего кольцо затухнет. Когда ударная волна пройдет околозвездное кольцо, она отследит историю потери массы предшественника сверхновой и предоставит полезную информацию для различения различных моделей предшественника SN 1987A. [43]

В 2018 году радионаблюдения за взаимодействием околозвездного кольца пыли и ударной волны подтвердили, что ударная волна уже покинула околозвездный материал. Они также показывают, что скорость ударной волны, которая замедлилась до 2300 км/с при взаимодействии с пылью в кольце, теперь снова ускорилась до 3600 км/с. [44]

Конденсация теплой пыли в выбросах

Изображения обломков SN 1987A, полученные с помощью инструментов T-ReCS на 8-метровом телескопе Gemini и VISIR на одном из четырех VLT. Указаны даты. Изображение HST вставлено в правом нижнем углу (благодарности Патрису Буше, CEA-Saclay)

Вскоре после вспышки SN 1987A три основные группы приступили к фотометрическому мониторингу сверхновой: Южноафриканская астрономическая обсерватория (SAAO), [45] [46] Межамериканская обсерватория Серро-Тололо ( CTIO), [47] [48] и Европейская южная обсерватория (ESO). [49] [50] В частности, команда ESO сообщила об инфракрасном избытке , который стал очевидным менее чем через месяц после взрыва (11 марта 1987 г.). В этой работе обсуждались три возможных интерпретации этого: гипотеза инфракрасного эха была отвергнута, а предпочтение отдавалось тепловому излучению пыли, которая могла конденсироваться в выбросах (в этом случае расчетная температура в ту эпоху составляла ~ 1250 К, а масса пыли была приблизительно6,6 × 10−7  M ☉ ). Возможность того, что избыток ИК-излучения мог быть вызван оптически толстым свободно -свободным излучением, казалась маловероятной, поскольку светимость УФ-фотонов, необходимая для поддержания оболочки в ионизированном состоянии, была намного больше доступной, но она не была исключена ввиду возможности электронного рассеяния, которое не рассматривалось. [ необходима цитата ]

Однако ни одна из этих трех групп не имела достаточно убедительных доказательств, чтобы утверждать о выбросе пыли на основе только избытка ИК-излучения. [ необходима цитата ]

Распределение пыли внутри выброса сверхновой SN 1987A, согласно модели Люси и др., построенной в ESO [51]

Независимая австралийская группа выдвинула несколько аргументов в пользу интерпретации эха. [52] Эта, казалось бы, простая интерпретация природы ИК-излучения была оспорена группой ESO [53] и окончательно исключена после представления оптических доказательств присутствия пыли в выбросах SN. [54] Чтобы провести различие между двумя интерпретациями, они рассмотрели наличие эхо-облака пыли на оптической кривой блеска и существование диффузного оптического излучения вокруг SN. [55] Они пришли к выводу, что ожидаемое оптическое эхо от облака должно быть разрешимым и может быть очень ярким с интегрированной визуальной яркостью величиной 10,3 около 650-го дня. Однако дальнейшие оптические наблюдения, выраженные в кривой блеска SN, не показали перегиба в кривой блеска на прогнозируемом уровне. Наконец, группа ESO представила убедительную комковатую модель конденсации пыли в выбросах. [51] [56]

Хотя более 50 лет назад считалось, что пыль может образовываться в выбросах сверхновой с коллапсом ядра, [57] что, в частности, могло бы объяснить происхождение пыли, наблюдаемой в молодых галактиках, [58] это был первый случай, когда такая конденсация была обнаружена. Если SN 1987A является типичным представителем своего класса, то полученная масса теплой пыли, образовавшейся в обломках сверхновых с коллапсом ядра, недостаточна для учета всей пыли, наблюдаемой в ранней Вселенной. Однако гораздо больший резервуар ~0,25 солнечной массы более холодной пыли (при ~26 К) в выбросах SN 1987A был обнаружен [59] с помощью инфракрасного космического телескопа Herschel в 2011 году и подтвержден с помощью Atacama Large Millimeter Array (ALMA) в 2014 году. [60]

Наблюдения ALMA

После подтверждения большого количества холодной пыли в выбросе [60] ALMA продолжила наблюдение за SN 1987A. Было измерено синхротронное излучение, вызванное ударным взаимодействием в экваториальном кольце. Были обнаружены холодные (20–100 К) молекулы оксида углерода (CO) и силиката (SiO). Данные показывают, что распределения CO и SiO являются комковатыми, и что различные продукты нуклеосинтеза (C, O и Si) расположены в разных местах выброса, указывая на следы звездной недр во время взрыва. [61] [62] [63]

Галерея

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ Лайман, Дж. Д.; Берсье, Д.; Джеймс, П. А. (2013). «Болометрические поправки для оптических кривых блеска сверхновых с коллапсом ядра». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 437 (4): 3848. arXiv : 1311.1946 . Bibcode : 2014MNRAS.437.3848L. doi : 10.1093/mnras/stt2187 . S2CID  56226661.
  2. ^ abc Kunkel, W.; et al. (24 февраля 1987 г.). "Сверхновая 1987A в Большом Магеллановом Облаке". Циркуляр МАС . 4316 : 1. Bibcode : 1987IAUC.4316....1K. Архивировано из оригинала 8 октября 2014 г.
  3. ^ abc "SN1987A в Большом Магеллановом Облаке". Проект «Наследие Хаббла » . Архивировано из оригинала 14 июля 2009 г. Получено 25 июля 2006 г.
  4. ^ West, RM; Lauberts, A.; Schuster, H.-E.; Jorgensen, HE (1987). "Астрометрия SN 1987A и Sanduleak-69 202". Астрономия и астрофизика . 177 (1–2): L1–L3. Bibcode : 1987A&A...177L...1W.
  5. ^ Боярчук, А.А. и др. (1987). «Наблюдения на Астроне: Сверхновая 1987А в Большом Магеллановом Облаке». Письма в Астрономический Журнал . 13 : 739–743. Bibcode :1987PAZh...13..739B.
  6. ^ Зоннеборн, Г. (1987). "Прародитель SN1987A". В Кафатос, М.; Михалицианос, А. (ред.). Сверхновая 1987a в Большом Магеллановом Облаке . Издательство Кембриджского университета . ISBN 978-0-521-35575-9.
  7. ^ Уолборн 1988, стр. 3.
  8. ^ Гаскелл и Кил 1988, стр. 13.
  9. ^ abcd Арнетт, WD; Бахколл, JN; Киршнер, RP; Вусли, SE (1989). "Сверхновая 1987A". Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 27 : 629–700. Bibcode :1989ARA&A..27..629A. doi :10.1146/annurev.aa.27.090189.003213.
  10. ^ Podsiadlowski, P. (1992). "Прародитель SN 1987 A". Публикации Астрономического общества Тихого океана . 104 (679): 717. Bibcode :1992PASP..104..717P. doi : 10.1086/133043 .
  11. ^ Дваркадас, В. В. (2011). «О светящихся синих переменных как предшественниках сверхновых с коллапсом ядра, особенно сверхновых типа IIn». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 412 (3): 1639–1649. arXiv : 1011.3484 . Bibcode : 2011MNRAS.412.1639D. doi : 10.1111/j.1365-2966.2010.18001.x . S2CID  118359033.
  12. ^ Номото, К.; Шигеяма, Т. (9 июня 1988 г.). «Сверхновая 1987A: ограничения на теоретическую модель». В Kafatos, М.; Михалицианос, А. (ред.). Сверхновая 1987a в Большом Магеллановом Облаке . Cambridge University Press . § 3.2. ISBN 978-0-521-35575-9.
  13. ^ Шольберг, К. (2012). «Обнаружение нейтрино сверхновых». Annual Review of Nuclear and Particle Science . 62 : 81–103. arXiv : 1205.6003 . Bibcode : 2012ARNPS..62...81S. doi : 10.1146/annurev-nucl-102711-095006 . S2CID  3484486.
  14. ^ Pagliaroli, G.; Vissani, F.; Costantini, ML; Ianni, A. (2009). "Улучшенный анализ событий антинейтрино SN1987A". Astroparticle Physics . 31 (3): 163. arXiv : 0810.0466 . Bibcode :2009APh....31..163P. doi :10.1016/j.astropartphys.2008.12.010. S2CID  119089069.
  15. ^ AAVSO 1987A
  16. ^ Като, Чинами; Нагакура, Хироки; Фурусава, Сюн; Такахаши, Ко; Умеда, Хидеюки; Ёсида, Такаши; Исидоширо, Кодзи; Ямада, Шоичи (2017). «Выбросы нейтрино всех ароматов вплоть до пред-отскока массивных звезд и возможность их обнаружения». Астрофизический журнал . 848 (1): 48. arXiv : 1704.05480 . Бибкод : 2017ApJ...848...48K. дои : 10.3847/1538-4357/aa8b72 . S2CID  27696112.
  17. ^ Берроуз, Адам; Кляйн, Д.; Ганди, Р. (1993). «Вспышки нейтрино от сверхновых, детектор SNO и осцилляции нейтрино». Nuclear Physics B: Proceedings Supplements . 31 : 408–412. Bibcode :1993NuPhS..31..408B. doi :10.1016/0920-5632(93)90163-Z.
  18. ^ Koshiba, M. (1992). «Наблюдательная нейтринная астрофизика». Physics Reports . 220 (5–6): 229–381. Bibcode : 1992PhR...220..229K. doi : 10.1016/0370-1573(92)90083-C.
  19. ^ Альп, Д.; и др. (2018). «30-летний поиск компактного объекта в SN 1987A». The Astrophysical Journal . 864 (2): 174. arXiv : 1805.04526 . Bibcode : 2018ApJ...864..174A. doi : 10.3847/1538-4357/aad739 . S2CID  51918880.
  20. ^ ab Orlando, S.; et al. (2015). "Supernova 1987A: Шаблон для связи сверхновых с их остатками". The Astrophysical Journal . 810 (2): 168. arXiv : 1508.02275 . Bibcode :2015ApJ...810..168O. doi :10.1088/0004-637X/810/2/168. S2CID  118545009.
  21. ^ Чан, TC; и др. (2009). «Может ли компактный остаток SN 1987A быть кварковой звездой?». The Astrophysical Journal . 695 (1): 732–746. arXiv : 0902.0653 . Bibcode : 2009ApJ...695..732C. doi : 10.1088/0004-637X/695/1/732. S2CID  14402008.
  22. ^ Парсонс, П. (21 февраля 2009 г.). «Кварковая звезда может хранить секрет ранней Вселенной». New Scientist . Архивировано из оригинала 18 марта 2015 г.
  23. ^ Cigan, Phil; et al. (2019). "Высокоугловые изображения пыли и молекул в выбросах SN 1987A, полученные с помощью ALMA". The Astrophysical Journal . 886 (1): 51. arXiv : 1910.02960 . Bibcode :2019ApJ...886...51C. doi : 10.3847/1538-4357/ab4b46 . S2CID  203902478.
  24. ^ Гоф, Эван (21 ноября 2019 г.). «Астрономы наконец-то нашли нейтронную звезду, оставшуюся от сверхновой 1987A». Universe Today . Получено 6 декабря 2019 г.
  25. ^ Греко, Эмануэле; Мичели, Марко; Орландо, Сальваторе; Олми, Барбара; Боккино, Фабрицио; Нагатаки, Сигэхиро; Оно, Масаоми; Дохи, Акира; Перес, Джованни (2021). «Индикация 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.
  26. ^ Джонстон, Скотт Алан (26 февраля 2021 г.). «Астрономы думают, что нашли остаток нейтронной звезды, оставшийся после взрыва сверхновой 1987A». Universe Today . Получено 26 февраля 2021 г.
  27. ^ Орландо, Сальваторе и др. (2020). «Гидродинамическое моделирование раскрывает связь прародитель-сверхновая-остаток в SN 1987A». Астрономия и астрофизика . 636 : A22. arXiv : 1912.03070 . Bibcode : 2020A&A...636A..22O. doi : 10.1051/0004-6361/201936718. S2CID  208857686.
  28. ^ Fransson, C.; Barlow, MJ; Kavanagh, PJ; Larsson, J.; Jones, OC; Sargent, B.; Meixner, M.; Bouchet, P.; Temim, T.; Wright, GS; Blommaert, JADL; Habel, N.; Hirschauer, AS; Hjorth, J.; Lenkić, L. (23 февраля 2024 г.). «Линии излучения, вызванные ионизирующим излучением компактного объекта в остатке сверхновой 1987A». Science . 383 (6685): 898–903. arXiv : 2403.04386 . Bibcode :2024Sci...383..898F. doi :10.1126/science.adj5796. ISSN  0036-8075. PMID  38386759.
  29. ^ Allen, WH (1987). «Три цветных наблюдения SN1987A». Королевское астрономическое общество Новой Зеландии, публикации раздела переменных звезд . 14 : 82–84. Bibcode : 1988PVSS...14...82A . Получено 7 ноября 2022 г.
  30. ^ Сунцев, Николас 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.
  31. ^ 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. doi : 10.1093/mnras/229.1.15P . Получено 7 ноября 2022 г. .
  32. ^ Fransson, C.; Gilmozzi, R.; Groeningsson, P.; Hanuschik, R.; Kjaer, K.; Leibundgut, B.; Spyromilio, J. (март 2007 г.). "Двадцать лет сверхновой 1987A" (PDF) . The Messenger . 127 : 44. Bibcode : 2007Msngr.127...44F . Получено 8 ноября 2022 г.
  33. ^ Kasen, D.; Woosley, S. (2009). «Сверхновые типа II: модельные кривые блеска и стандартные соотношения свечей». The Astrophysical Journal . 703 (2): 2205–2216. arXiv : 0910.1590 . Bibcode : 2009ApJ...703.2205K. doi : 10.1088/0004-637X/703/2/2205. S2CID  42058638.
  34. ^ Matz, SM; et al. (1988). "Гамма-линия излучения SN1987A". Nature . 331 (6155): 416–418. Bibcode :1988Natur.331..416M. doi :10.1038/331416a0. S2CID  4313713.
  35. ^ Курфесс, Дж. Д. и др. (1992). «Экспериментальные наблюдения Co-57 в SN 1987A с помощью ориентированного сцинтилляционного спектрометра». The Astrophysical Journal Letters . 399 (2): L137–L140. Bibcode : 1992ApJ...399L.137K. doi : 10.1086/186626.
  36. ^ Клейтон, Д.Д.; Колгейт, С.А.; Фишман, Г.Дж. (1969). «Линии гамма-излучения от остатков молодых сверхновых». The Astrophysical Journal . 155 : 75. Bibcode : 1969ApJ...155...75C. doi : 10.1086/149849.
  37. ^ МакКрей, Р.; Фансон, К. (2016). «Остаток сверхновой 1987A». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 54 : 19–52. Bibcode : 2016ARA&A..54...19M. doi : 10.1146/annurev-astro-082615-105405.
  38. ^ Гребенев, СА; Лутовинов, АА; Цыганков, СС; Винклер, К. (2012). «Линии жесткого рентгеновского излучения от распада 44Ti в остатке сверхновой 1987A». Nature . 490 (7420): 373–375. arXiv : 1211.2656 . Bibcode :2012Natur.490..373G. doi :10.1038/nature11473. PMID  23075986. S2CID  205230641.
  39. ^ Франссон, К. и др. (2007). «Двадцать лет сверхновой 1987A». The Messenger . 127 : 44. Bibcode : 2007Msngr.127...44F.
  40. ^ ab Larsson, J.; et al. (2011). "Рентгеновское освещение выброса сверхновой 1987A". Nature . 474 (7352): 484–486. arXiv : 1106.2300 . Bibcode :2011Natur.474..484L. doi :10.1038/nature10090. PMID  21654749. S2CID  4388495.
  41. ^ Панагия, Н. (1998). «Новое определение расстояния до БМО». Memorie della Societa Astronomia Italiana . 69 : 225. Бибкод : 1998MmSAI..69..225P.
  42. ^ Kruesi, L. "Supernova priced by astronomers starts to fade from view". New Scientist . Архивировано из оригинала 11 июня 2015 г. Получено 13 июня 2015 г.
  43. ^ Франссон, К.; и др. (2015). «Разрушение околозвездного кольца SN 1987A». The Astrophysical Journal . 806 (1): L19. arXiv : 1505.06669 . Bibcode : 2015ApJ...806L..19F. doi : 10.1088/2041-8205/806/1/L19. S2CID  118602808.
  44. ^ Cendes, Y.; et al. (2018). "Повторное ускорение ударной волны в радиоостатке SN 1987A". The Astrophysical Journal . 867 (1): 65. arXiv : 1809.02364 . Bibcode : 2018ApJ...867...65C. doi : 10.3847/1538-4357/aae261 . S2CID  118918613.
  45. ^ Menzies, JW; et al. (1987). "Спектроскопические и фотометрические наблюдения SN 1987a - Первые 50 дней". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 227 : 39P–49P. Bibcode : 1987MNRAS.227P..39M. doi : 10.1093/mnras/227.1.39P .
  46. ^ Catchpole, RM; et al. (1987). "Спектроскопические и фотометрические наблюдения SN 1987a. II - Дни 51-134". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 229 : 15P–25P. Bibcode : 1987MNRAS.229P..15C. doi : 10.1093/mnras/229.1.15P .
  47. ^ Элиас, Дж. Х. и др. (1988). «Идентификация линий в инфракрасном спектре SN 1987A». The Astrophysical Journal . 331 : L9. Bibcode : 1988ApJ...331L...9E. doi : 10.1086/185225.
  48. ^ Terndrup, DM; et al. (1988). "Оптические и инфракрасные наблюдения SN 1987A из Серро Тололо". Астрономическое общество Австралии . 7 (4): 412–423. Bibcode : 1988PASA....7..412T. doi : 10.1017/S1323358000022566. S2CID  117801292.
  49. ^ Буше, П. и др. (1987). "Инфракрасная фотометрия SN 1987A". Астрономия и астрофизика . 177 : L9. Bibcode : 1987A&A...177L...9B.
  50. ^ Буше, П.; и др. (1987). "Инфракрасная фотометрия SN 1987A - 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. стр. 79. Bibcode :1987ESOC...26...79B.
  51. ^ ab Lucy, L.; et al. (1989). "Конденсация пыли в выбросах SN 1987A". В Guillermo Tenorio-Tagle; Mariano Moles; Jorge Melnick (ред.). Structure and Dynamics of the Interstellar medium . Lecture Notes in Physics . Vol. 350. Springer-Verlag . pp. 164–179. Bibcode : 1989LNP...350..164L. doi : 10.1007/BFb0114861. ISBN 978-3-540-51956-0. S2CID  222246187.
  52. ^ Рош, ПФ; и др. (1989). «Старая холодная пыль, нагретая сверхновой 1987A». Nature . 337 (6207): 533–535. Bibcode :1989Natur.337..533R. doi :10.1038/337533a0. S2CID  4308604.
  53. ^ Буше, П.; Данцигер, Дж.; Люси, Л. (1989). «Сверхновая 1987A в Большом Магеллановом Облаке». Циркуляр МАС . 4933 : 1. Бибкод : 1989IAUC.4933....1B.
  54. ^ Данцигер, И. Дж.; Гуифф, К.; Буше, П.; Люси, Л. Б. (1989). «Сверхновая 1987A в Большом Магеллановом Облаке». Циркуляр МАС . 4746 : 1. Бибкод : 1989IAUC.4746....1D.
  55. ^ Фелтен, Дж. Э.; Дуек, Э. (1989). «Инфракрасные и оптические свидетельства наличия пылевого облака за сверхновой 1987A». Nature . 339 (6220): 123. Bibcode :1989Natur.339..123F. doi :10.1038/339123a0. S2CID  4243200.
  56. ^ Lucy, L.; et al. (1991). Woosley, SE (ред.). Dust Condensation in the Ejecta of Supernova 1987A - Part Two . Supernovae. Десятый семинар по астрономии и астрофизике в Санта-Крусе, проходивший с 9 по 21 июля 1989 г. в Ликской обсерватории. Нью-Йорк: Springer Verlag . стр. 82. Bibcode : 1991supe.conf...82L. ISBN 978-0387970714.
  57. ^ Чернуски, Ф.; Марсикано, Ф.; Кодина, С. (1967). «Вклад в теорию образования космических зерен». Анналы астрофизики . 30 : 1039. Бибкод : 1967AnAp...30.1039C.
  58. ^ Лю, Н.; и др. (2018). «Позднее образование карбида кремния в сверхновых типа II». Science Advances . 4 (1): 1054. arXiv : 1801.06463 . Bibcode : 2018SciA....4.1054L. doi : 10.1126/sciadv.aao1054. PMC 5777395. PMID  29376119 . 
  59. ^ 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. PMID  21737700. S2CID  46458836.
  60. ^ ab Indebetouw, R.; et al. (2014). "Производство пыли и ускорение частиц в сверхновой 1987A, обнаруженное с помощью ALMA". The Astrophysical Journal . 782 (1): L2. arXiv : 1312.4086 . Bibcode :2014ApJ...782L...2I. doi :10.1088/2041-8205/782/1/L2. S2CID  33224959.
  61. ^ Каменецкий, Дж.; и др. (2013). "Окись углерода в холодных обломках сверхновой 1987A". The Astrophysical Journal . 782 (1): L2. arXiv : 1307.6561 . Bibcode : 2013ApJ...773L..34K. doi : 10.1088/2041-8205/773/2/L34. S2CID  5713172.
  62. ^ Занардо, Г.; и др. (2014). «Спектральный и морфологический анализ остатка сверхновой 1987A с ALMA и ATCA». The Astrophysical Journal . 796 (2): 82. arXiv : 1409.7811 . Bibcode :2014ApJ...796...82Z. doi :10.1088/0004-637X/796/2/82. S2CID  53553965.
  63. ^ Мацуура, М.; и др. (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

Дальнейшее чтение

Внешние ссылки

На Викискладе есть медиафайлы по теме SN 1987A.