stringtranslate.com

СН 1987А

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 получили обозначение «SN 1987A» как первая обнаруженная сверхновая. этот год. 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 предоставил 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.

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

Открытие

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, показывающие быстрое вспыхивание сверхновой рано утром 23 февраля. [5] [2] 4–12 марта 1987 года она наблюдалась из космоса с помощью Астрона , крупнейшего ультрафиолетового космического телескопа того времени. [6]

Прародитель

Через четыре дня после регистрации события звезда-прародитель была предварительно идентифицирована как Сандулек -69 202 (Sk -69 202), синий сверхгигант . [7] После того, как сверхновая погасла, эта идентификация была окончательно подтверждена, поскольку Sk −69 202 исчез. Возможность рождения сверхновой голубым сверхгигантом была сочтена неожиданной [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] Были некоторые предположения, 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

Примерно за два-три часа до того, как видимый свет от SN 1987A достиг Земли, в трёх нейтринных обсерваториях наблюдался всплеск нейтрино . 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 07:35 UT 12 антинейтрино были обнаружены Камиоканде II , 8 — IMB и 5 — Баксаном во всплеске длительностью менее 13 секунд. Примерно тремя часами ранее жидкий сцинтиллятор Монблана 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 цитата ]

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, согласно которым общее количество нейтрино составляет 10 58 с полной энергией 10 46 джоулей, т.е. среднее значение в несколько десятков МэВ на нейтрино. [15]

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 составляет < 16 эВ/с 2 при доверительной вероятности 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. [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. [10] Данные по нейтрино указывают на то, что в ядре звезды действительно сформировался компактный объект, и астрономы немедленно начали поиски коллапсирующего ядра. Космический телескоп Хаббл регулярно делал снимки сверхновой с августа 1990 года, но без четкого обнаружения нейтронной звезды.

Был рассмотрен ряд возможностей «пропавшей» нейтронной звезды. [19] Во-первых, нейтронная звезда может быть скрыта окружающими ее плотными пылевыми облаками. [20] 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 теория состоит в том, что схлопнувшееся ядро ​​превратилось в кварковую звезду . [21] [22]

В 2019 году были представлены доказательства существования нейтронной звезды внутри одного из самых ярких пылевых сгустков, недалеко от ожидаемого положения остатка сверхновой. [23] [24] В 2021 году были представлены дополнительные доказательства жесткого рентгеновского излучения SN 1987A, происходящего из ветровой туманности пульсара. [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 пульсар. [27]

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. [28] 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

Кривая блеска визуальной полосы SN 1987A. График на вставке показывает время достижения 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, 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 Ni через его дочерние элементы 56 Co до 56 Fe приводит к образованию фотонов гамма-излучения , которые поглощаются и доминируют в нагреве и, следовательно, в светимости выбросов в промежуточные моменты времени (несколько недель) и в более поздние времена (несколько месяцев). [33] Энергия пика кривой блеска SN1987A была обеспечена распадом 56 Ni на 56 Co (период полураспада 6 дней), в то время как энергия для более поздней кривой блеска, в частности, очень близко соответствовала полураспаду 77,3 дня. жизнь 56 Co, распадающегося до 56 Fe. Более поздние измерения с помощью космических гамма-телескопов небольшой доли гамма-лучей 56 Co и 57 Co, вышедших из остатка 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 от радиоактивного распада 44 Ti 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. [37] Рентгеновские линии 44 Ti, наблюдавшиеся космическим рентгеновским телескопом ИНТЕГРАЛ , показали, что общая масса радиоактивного 44 Ti, синтезированного при взрыве, составила 3,1 ± 0,8 × 10 −4 M ☉ . [38]

Наблюдения за радиоактивной энергией по их распаду на кривой блеска 1987А позволили измерить точные общие массы 56 Ni , 57 Ni и 44 Ti, образовавшихся в результате взрыва, которые согласуются с массами, измеренными космическими телескопами с гамма-линиями и обеспечивают нуклеосинтез. ограничения на рассчитанную модель сверхновой. [39]

Взаимодействие с околозвездным материалом

Расширяющийся кольцевой остаток SN 1987A и его взаимодействие с окружающей средой, наблюдаемое в рентгеновских лучах и видимом свете.
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 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. [41] 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 изотопа 44 Ti . [40]

Исследование, опубликованное в июне 2015 года [42] с использованием изображений космического телескопа Хаббл и Очень Большого Телескопа, полученных в период с 1994 по 2014 год, показывает, что излучение сгустков материи, составляющих кольца, затухает по мере того, как сгустки разрушаются ударная волна. 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. [20] Модель также показывает, что рентгеновское излучение от нагретого ударной волной выброса очень скоро 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. [43]

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. [44]

Конденсация теплой пыли в выбросах

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), [45] [46] Межамериканская обсерватория Серро Тололо ( CTIO), [47] [48 ] ] и Европейской южной обсерватории (ESO). [49] [50] 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 была примерно6,6 × 10 -7  М ☉ ). Возможность того, что ИК-избыток мог 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 цитата ]

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

Распределение пыли внутри выброса SN 1987A по 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 сверхновой. [54] Чтобы различать две интерпретации, они рассмотрели влияние присутствия эхо-пылевого облака на оптическую кривую блеска и существование диффузного оптического излучения вокруг сверхновой. [55] 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 . на кривой блеска на прогнозируемом уровне. Наконец, команда 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 объяснить происхождение пыли, наблюдаемой в молодых галактиках, [58] это было впервые. что такая конденсация наблюдалась. 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 гораздо больший резервуар более холодной пыли массой ~0,25 Солнца (при ~26 К) в выбросах SN 1987A был обнаружен [59] с помощью инфракрасного космического телескопа Гершель в 2011 году и подтвержден с помощью Большой миллиметровой решетки Атакамы (ALMA). в 2014 году. [60]

Наблюдения АЛМА

После подтверждения наличия большого количества холодной пыли в выбросах [60] 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. [61] [62] [63]

Галерея

Смотрите также

Рекомендации

  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. doi : 10.1093/mnras/stt2187. S2CID  56226661.
  2. ^ abc Кункель, В.; и другие. (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. ^ abc «SN1987A в Большом Магеллановом Облаке». Проект «Наследие Хаббла» . Архивировано из оригинала 14 июля 2009 года . Проверено 25 июля 2006 г.
  4. ^ ab «Телескоп Джеймса Уэбба обнаружил нейтронную звезду в остатке сверхновой SN 1987A» . www.jameswebbdiscovery.com . Проверено 23 февраля 2024 г.
  5. ^ Вест, 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 другие. (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. ^ abcd Арнетт, WD; 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 : 2012ARNPS..62...81S. 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. ^ 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 сверхновых нейтрино, детектор СНО и нейтринные осцилляции». Ядерная физика Б: Приложения к сборнику трудов . 31 : 408–412. Бибкод : 1993NuPhS..31..408B. дои : 10.1016/0920-5632(93)90163-Z.
  18. ^ 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.
  19. ^ Альп, Д.; и другие. (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.
  20. ^ аб Орландо, С.; и другие. (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.
  21. ^ Чан, TC; и другие. (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. С2КИД  14402008.
  22. ↑ Парсонс, П. (21 февраля 2009 г.). «Кварковая звезда может хранить тайну ранней Вселенной». Новый учёный . Архивировано из оригинала 18 марта 2015 года.
  23. ^ Сиган, Фил; и другие. (2019). «Изображения пыли и молекул в выбросе SN 1987A с высоким угловым разрешением, полученные с помощью ALMA». Астрофизический журнал . 886 (1): 51. arXiv : 1910.02960 . Бибкод : 2019ApJ...886...51C. дои : 10.3847/1538-4357/ab4b46 . S2CID  203902478.
  24. ↑ Гоф, Эван (21 ноября 2019 г.). «Астрономы наконец нашли остаток нейтронной звезды от сверхновой 1987А». Вселенная сегодня . Проверено 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 от сверхновой 1987А». Вселенная сегодня . Проверено 26 февраля 2021 г.
  27. ^ Орландо, Сальваторе; и другие. (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.
  28. ^ 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. doi : 10.1126/science.adj5796. ISSN  0036-8075.
  29. ^ Аллен, WH (1987). «Три цветных наблюдения SN1987A». Публикации секции переменных звезд Королевского астрономического общества Новой Зеландии . 14 : 82–84. Бибкод : 1988PVSS...14...82A . Проверено 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. дои : 10.1093/mnras/229.1.15P . Проверено 7 ноября 2022 г.
  32. ^ Франссон, К.; Гилмоцци, Р.; Грёнингссон, П.; Ханущик Р.; Кьяер, К.; Лейбундгут, Б.; Спиромилио, Дж. (март 2007 г.). «Двадцать лет сверхновой 1987А» (PDF) . Мессенджер . 127 : 44. Бибкод : 2007Msngr.127...44F . Проверено 8 ноября 2022 г.
  33. ^ 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.
  34. ^ Мац, С.М.; и другие. (1988). «Излучение гамма-лучей от SN1987A». Природа . 331 (6155): 416–418. Бибкод : 1988Natur.331..416M. дои : 10.1038/331416a0. S2CID  4313713.
  35. ^ Курфесс, JD; и другие. (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.
  36. ^ Клейтон, Д.Д.; Колгейт, ЮАР; Фишман, Дж.Дж. (1969). «Гамма-линии от остатков молодых сверхновых». Астрофизический журнал . 155 : 75. Бибкод : 1969ApJ...155...75C. дои : 10.1086/149849.
  37. ^ 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.
  38. ^ 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. PMID  23075986. S2CID  205230641.
  39. ^ Франссон, К.; и другие. (2007). «Двадцать лет сверхновой 1987А». Мессенджер . 127 : 44. Бибкод : 2007Msngr.127...44F.
  40. ^ Аб Ларссон, Дж.; и другие. (2011). «Рентгеновское освещение выброса сверхновой 1987А». Природа . 474 (7352): 484–486. arXiv : 1106.2300 . Бибкод : 2011Natur.474..484L. дои : 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. ^ Круэси, Л. «Сверхновая, ценимая астрономами, начинает исчезать из поля зрения». Новый учёный . Архивировано из оригинала 11 июня 2015 года . Проверено 13 июня 2015 г.
  43. ^ Франссон, К.; и другие. (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.
  44. ^ Сендес, Ю.; и другие. (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.
  45. ^ Мензис, JW; и другие. (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 .
  46. ^ Кэтчпол, РМ; и другие. (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 .
  47. ^ Элиас, Дж. Х.; и другие. (1988). «Идентификация линий в инфракрасном спектре СН 1987А». Астрофизический журнал . 331 : Л9. Бибкод : 1988ApJ...331L...9E. дои : 10.1086/185225.
  48. ^ Терндруп, DM; и другие. (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.
  49. ^ Буше, П.; и другие. (1987). «Инфракрасная фотометрия СН 1987А». Астрономия и астрофизика . 177 : Л9. Бибкод : 1987A&A...177L...9B.
  50. ^ Буше, П.; и другие. (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.
  51. ^ аб Люси, Л.; и другие. (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 : 1989LNP...350..164L. дои : 10.1007/BFb0114861. ISBN 978-3-540-51956-0. S2CID  222246187.
  52. ^ Рош, PF; и другие. (1989). «Старая холодная пыль, нагретая сверхновой 1987А». Природа . 337 (6207): 533–535. Бибкод : 1989Natur.337..533R. дои : 10.1038/337533a0. S2CID  4308604.
  53. ^ Буше, П.; Данцигер, Дж.; Люси, Л. (1989). «Сверхновая 1987А в Большом Магеллановом Облаке». Циркуляр МАС . 4933 : 1. Бибкод : 1989IAUC.4933....1B.
  54. ^ Данцигер, Эй-Джей; Гуиф, К.; Буше, П.; Люси, LB (1989). «Сверхновая 1987А в Большом Магеллановом Облаке». Циркуляр МАС . 4746 : 1. Бибкод : 1989IAUC.4746....1D.
  55. ^ 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.
  56. ^ Люси, Л.; и другие. (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.
  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 другие. (2018). «Позднее образование карбида кремния в сверхновых II типа». Достижения науки . 4 (1): 1054. arXiv : 1801.06463 . Бибкод : 2018SciA....4.1054L. doi : 10.1126/sciadv.aao1054. ПМЦ 5777395 . ПМИД  29376119. 
  59. ^ Мацуура, М.; и другие. (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. ^ аб Индебетоу, Р.; и другие. (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.
  61. ^ Каменецкий, Дж.; и другие. (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.
  62. ^ Занардо, Г.; и другие. (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.
  63. ^ Мацуура, М.; и другие. (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. doi : 10.1093/mnras/stx830. S2CID  693014.

Источники

дальнейшее чтение

Внешние ссылки

Викискладе есть медиафайлы по теме SN 1987A.