 Проширувачкиот прстенестостаток од SN 1987A и неговото заемодејство со неговата околина, гледан во рендгенска и видлива светлина. | |
| Други ознаки | SN 1987A, AAVSO 0534-69, INTREF 262, SNR 1987A, SNR B0535-69.3, [BMD2010] SNR J0535.5-6916 |
|---|---|
| Вид појава | Супернова |
| Спектрална класа | Тип II (невообичаен')[1] |
| Датум | пред околу 168,000 години (откриена одИјан Шелтон иОскар Духалде во 5:31UTC на 24 февруари 1987; пред 38 години (1987-02-24)[2]) |
| Соѕвездие | Златна Рипка |
| Ректасцензија | 05ч 35м &1000000000000280300000028,03с[3] |
| Декиланција | −69° 16′ &1000000000000117900000011,79″[3] |
| Епоха | J2000 |
| Галактички координати | G279.7-31.9 |
| Оддалеченост | 51.4 кпс (168,000 сг)[3] |
| Домаќин | Голем Магеланов Облак |
| Предок | Сандулеак -69 202 |
| Вид предок | Суперџин B3 |
| Боја(B-V) | +0.085 |
| Забележителности | Најблиската запишана супернова од пронаоѓањето нателескопот |
| Најголемапривидна величина | +2.9 |
 На Ризницата | |
SN 1987A ―супернова од типот II воГолемиот Магеланов Облак,џуџестапридружна галаксија воМлечниот Пат. Настанала на приближно 51.4килопарсеци (168,000светлосни години) одЗемјата и била најблиската набљудуванасупернова послеКеплеровата Супернова во 1604 година.Светлината инеутрината од експлозијата стигнале до Земјата на 23 февруари 1987 година и биле означени како „SN1987А“ како прва супернова откриена таа година. Нејзината осветленост достигна врв во мај истата година, сопривидна величина од околу 3.
Таа била првата супернова што современитеастрономи можеа да ја проучат подробно, а нејзините набљудувања далемногу увид во суперновите со колапс најадрото. SN 1987А ја дала првата можност да биде потврдено со директно набљудувањерадиоактивниот извор на енергија за емисии на видливасветлина, со забележување на предвиденото зрачење на линијата нагама-зраци од две од неговите изобилни радиоактивни јадра. Ова ја докажало радиоактивната природа на долготрајниот сјај на суперновите по експлозијата.
Во 2019 година, индиректен доказ за присуство на колабирананеутронска ѕвезда во остатоците од SN 1987A бил откриен со помош нателескопот наАтакамската голема милиметарска низа. Дополнителни докази подоцна биле откриени во 2021 година преку набљудувања спроведени од Чандранскиот рендгенски телескоп и рендгенскиот телескот NuSTAR.
SN 1987A бил откриен независно одИјан Шелтон иОскар Духалде воНабљудувачницата Лас Кампанас воЧиле на 24 февруари 1987 година и во истите 24 часа одАлберт Џонс воНов Зеланд.[2]
Подоцнежните истражувања открилефотографии кои покажуваат дека суперновата брзо осветлувала рано на 23 февруари.[2][4] На 4-12 март 1987 година, била забележан одвселената од страна наАстрон, најголемиотултравиолетовивселенски телескоп од тоа време.[5]
Четири дена откако настанот бил снимен,ѕвездата-родоначалник била привремено идентификувана како Сандулак −69 202 (Sk -69 202),син суперџин.[6] Откакосуперновата избледела, таа идентификација била дефинитивно потврдена, бидејќи Sk −69 202 исчезнала. Можноста син суперџин да створи супернова била сметана за изненадувачка,[7] и потврдата довела до понатамошни истражувања кои идентификувале претходна супернова со син суперџин-родоначалник.[8]
Некои модели на родоначалникот на SN 1987A ја припишуваат сината боја главно на неговиотхемиски состав, а не на еволутивната фаза, особено на ниските нивоа на тешкиелементи.[9] Имало некои шпекулации дека ѕвездата можеби се споила сопридружна ѕвезда пред да настане суперновата.[10] Меѓутоа, сега е нашироко разбрано дека сините суперџинови се природни родоначалници на некои супернови, иако сè уште има шпекулации декаеволуцијата на таквите ѕвезди би можела да бара загуба намаса која вклучува двоен придружник.[11]
Приближно два до три часа пред видливатасветлина од SN 1987A да стигне доЗемјата, бил забележан изблик нанеутрина во тринеутрински набљудувачници. Ова најверојатно се должи наемисијата на неутрино која се јавува истовремено со колапсот на јадрото, но пред да се емитува видлива светлина додека ударниот бран ќе стигне до ѕвездената површина.[12] Во 7:35UT, 12 антинеутрина биле откриени одКамиоканде II, 8 одИМБ и 5 одБаксан во изблик што траел помалку од 13 секунди. Приближно три часа порано, течниот сцинтилатор наМонблан открил изблик од пет неутрина, но воглавно е верувано дека ова не е поврзано со SN 1987A.[9]
Откривањето од страна на Камиоканде II, кое со 12 неутрина имало најголемо население на примерок, покажа дека неутрината пристигнуваат во два различни импулси. Првиот пулс во 07:35:35 содржел 9 неутрина во период од 1.915 секунди. Вториот пулс од три неутрина пристигнал за време на интервал од 3.220 секунди од 9.219 до 12.439 секунди по почетокот на првиот пулс.[се бара извор]
Иако за време на настанот биле откриени само 25 неутрина, тоа било значително зголемување од претходно забележаното ниво на позадина. Ова било првпат неутрината за кои се знае дека се емитирани одсупернова, биле директно набљудувани, што го означило почетокот нанеутринската астрономија. Набљудувањата биле во согласност со теоретските модели на супернова во кои 99% оденергијата на колапсот е зрачен во облик на неутрина.[13] Набљудувањата исто така се во согласност со проценките на моделите за вкупен број на неутрини од 1058 со вкупна енергија од 1046џули, т.е. средна вредност од неколку десетициMeV по неутрино.[14] Милијарди неутрина поминале низ еден квадратен сантиметар на Земјата.[15]
Мерењата на неутрината дозволиле горните граници на масата и полнежот на неутрината, како и бројот на вкусови на неутрината и други својства.[9] На пример, податоците покажуваат декамасата на мирување на електронската неутрина е < 16 eV/c2 со 95% доверба, што е 30.000 пати помало одмасата на електрон. Податоците наведуваат дека вкупниот број на врсти на неутрино е најмногу 8, но други набљудувања иопити даваат построги проценки. Многу од овие резултати оттогаш биле потврдени или зацврстени со други опити со неутрино, како што се повнимателна анализа насончеви неутрина иатмосферски неутрина, како и опити со вештачки извори на неутрино.[16][17][18]
SN 1987A се чини дека есупернова со колапс најадрото, што треба да резултира сонеутронска ѕвезда со оглед на големината на првобитнатаѕвезда.[9] Податоците занеутрино покажуваат дека збиенотело навистина настанало во јадрото на ѕвездата, аастрономите веднаш почнале да го бараат срушеното јадро.Вселенскиот телескоп „Хабл“ редовно правел снимки од суперновата од август 1990 година без јасно откривање на неутронска ѕвезда.
Биле разгледани голем број на можности за „исчезнатата“ неутронска ѕвезда.[19] Прво, дека неутронската ѕвезда може да биде прикриена од околните густи облаци одпрашина.[20] Второ, дека настаналпулсар, но со невообичаено големо или маломагнетно поле. Трето, големите количества материјал паднале назад на неутронската ѕвезда, колабирајќи ја понатаму воцрна дупка. Неутронските ѕвезди и црните дупки често испуштаатсветлина додека материјалот паѓа врз нив. Ако има збиено тело воостаток од супернова, но нема материјал да падне врз него, тој би бил премногу слаб за откривање. Четвртатахипотеза е дека колабираното јадро станалокваркна ѕвезда.[21][22]
Во 2019 година, биле претставени докази за неутронска ѕвезда во една од најсветлите грутки прашина, блиску до очекуваната положба на остаток од супернова.[23][24] Во 2021 година, биле претставени дополнителни докази за емисиите на тврдирендгенски зраци од SN 1987A кои потекнуваат одмаглината напулсарскиответер.[25][26] Последниот резултат е поддржан од тродимензионален магнетохидродинамичен модел, кој ја опишува еволуцијата на SN 1987A од настанот на суперновата до денес и ја реконструира амбиенталната средина, предвидувајќи ја моќта на примање на густиот ѕвезден материјал околу пулсарот.[27]
Во 2024 година, истражувачите со помош навселенскиот телескоп „Џејмс Веб“, идентификувале карактеристични линии на емисија најонизиранаргон во средишното подрачје на остатоците од Суперновата 1987А (SN 1987A). Овие емисиони линии, забележливи само во близина на јадрото на остаток, биле анализирани со помош на модели на фотојонизација. Моделите покажуваат дека набљудуваните линии и брзини може да бидат припишани на јонизирачко зрачење кое потекнува од неутронска ѕвезда што го осветлувагасот од внатрешните области на експлодираната ѕвезда.[28]
Голем дел одсветлинската крива, или графикот на сјајноста во функција на времето, по експлозијата насупернова од типот II, како што е SN 1987A, е правена оденергијата одрадиоактивното распаѓање. Иако светлечката емисија се состои од оптичкифотони, радиоактивната моќ што е примана е таа што го одржува остатокот доволно жежок за да зрачисветлина. Без радиоактивната топлина, таа брзо би се затемнила. Радиоактивното распаѓање на56Ni преку неговите ќерки56Co до56Fe произведува фотони нагама-зраци кои се примани и доминираат во загревањето, а со тоа и насјајноста на исфрлањето во средно време (неколку недели) до доцни времиња (неколку месеци).[33] Енергијата за врвот на светлинската крива на SN1987A била обезбедена со распаѓањето на56Ni до56Co (полуживот од 6 дена), додека енергијата за подоцнежната светлинска крива особено се вклопувала многу блиску со полуживотот од 77,3 дена од56Cо се распаѓа до56Fe. Подоцнежните мерења со вселенскителескопи со гама-зраци на малиот дел од гама-зраците на56Co и57Co кои избегале од остатокот од SN1987A без примање[34][35] ги потврдиле претходните предвидувања дека тие две радиоактивни јадра биле изворот на енергија.[36]
Бидејќи56Co во SN1987A сега е целосно распаднат, тој повеќе не ја поддржува сјајноста на исфрлањето на SN 1987A. Тоа моментално се напојува од радиоактивното распаѓање на44Ti со полуживот од околу 60 години. Со оваа промена,рендгенските зраци произведени од заемодејствата на прстените на исфрлањето почнаа значително да придонесуваат за вкупната светлинска крива. Ова било забележано од вселенскиот телескоп „Хабл“ како постојано зголемување на сјајноста 10.000 дена по настанот во сината и црвената спектрална лента.[37] Рендгенските линии на44Ti забележани од вселенскиот рендгенски телескопИНТЕГРАЛ, покажале дека вкупнатамаса на радиоактивниот44Ti синтетизиран за време на експлозијата бил3.1 ± 0.8×10−4M☉.[38]
Набљудувањата на радиоактивната моќ од нивното распаѓање во светлинската крива од 1987А ги измериле точните вкупни маси на56Ni,57Ni и44Ti создадени во експлозијата, кои се согласуваат со масите измерени со вселенски телескопи со линија на гама-зраци и обезбедуваат нуклеосинтеза ограничувања на пресметаниот модел на супернова.[39]
Трите светли прстени околу SN 1987A кои биле видливи по неколку месеци на сликите на вселенскиот телескоп Хабл се материјал одѕвездениот ветер на родоначалникот. Овие прстени билејонизирани одултравиолетовиот блесок од експлозијата насупернова, и последователно почнаа да емитираат во различни линии на емисија. Овие прстени се „вклучиле“ дури неколку месеци по суперновата и постапката може многу прецизно да биде проучувана прекуспектроскопија. Прстените се доволно големи за да може точно да биде измерена нивната аголна големина: внатрешниот прстен е 0,808 лачни секунди вополупречник. Времето поминато насветлината за да го осветли внатрешниот прстен го дава неговиот полупречник од 0,66светлосни години. Користејќи го ова како основа направоаголен триаголник и аголната големина како што е гледана одЗемјата за месниот агол, може да биде користена основнататригонометрија за да се пресмета растојанието до SN 1987A, што е околу 168.000 светлосни години.[41] Материјалот од експлозијата го достигнува материјалот исфрлен за време на неговатацрвена исина суперџинска фаза и го загрева, така што ги набљудуваме прстените структури околу ѕвездата.
Околу 2001 година, проширената (>7.000км/с) исфрлена материја од суперновата се судрила со внатрешниот прстен. Ова предизвика негово загревање и создавање нарендгенски зраци - текот на рендгенските зраци од прстенот бил зголемен за фактор за три помеѓу 2001 и 2009 година. Дел од зрачењето со рендген, кое е примано од густиот исфрла блиску до средиштето, е одговорен за споредливо зголемување на оптичкиот тек од остаток од супернова во 2001-2009 година. Ова зголемување на осветленоста на остатокот го променило трендот забележан пред 2001 година, кога оптичкиот тек се намалувал поради распаѓањето наизотопот44Ti.[40]
Студијата објавена во јуни 2015 година,[42] користејќи слики од вселенскиот телескоп Хабл иМногу големиот телескоп, направени помеѓу 1994 и 2014 година, покажува дека емисиите од купчињата материја што ги сочинуваат прстените бледнеат бидејќи грутките се уништувани од ударниот бран. Предвидувано е дека прстенот ќе избледи помеѓу 2020 и 2030 година. Овие наоди се исто така поддржани од резултатите од тродимензионалниотхидродинамички модел кој го опишува заемодејството на експлозивниот бран со кружната ѕвезденамаглина.[20] Моделот, исто така, покажува дека емисијата на рендгенски зраци од исфрлената материја загреана од ударот ќе биде доминантна многу брзо, по што прстенот ќе избледи. Како што ударниот бран поминува низ кружниот ѕвезден прстен, тој ќе ја следи историјата на масовното губење на родоначалникот на суперновата и ќе обезбеди корисни информации за оценување помеѓу различните модели за родоначалникот на SN 1987A.[43]
Во 2018 година, радионабљудувањата од заемодејстовото помеѓу кружниот ѕвезден прстен од прашина и ударниот бран потврдиле дека ударниот бран сега го напуштил околу ѕвездениот материјал. Тоа покажува и дека брзината на ударниот бран, кој се намали на 2.300 км/с додека е во заемодејство со прашината во прстенот, сега повторно забрзал на 3.600 км/с.[44]
Набргу по избликот на SN 1987A, три главни групи се впуштиле во фотометриско следење насуперновата:Јужноафриканската астрономска набљудувачница (ЈААН/SAAO),[45][46]Меѓуамериканската набљудувачница Серо Тололо (МНСТ/CTIO),[47][48] иЕвропската јужна набљудувачница (ЕЈН/ESO).[49][50] Особено, работната група на ЕЈН пријавил инфрацрвен вишок кој стана очигледен почнувајќи помалку од еден месец по експлозијата (11 март 1987 година). Три можни толкувања за него биле дискутирани во оваа работа:хипотезата заинфрацрвеноехо било отфрлена, атоплинската емисија одпрашина што можела да биде кондензирана во исфрлањето била претпочитана (во кој случај проценетататемпература во таа епоха била ~ 1250 К, амасата на прашината била приближно6,6⋅10-7 M☉). Можноста дека инфрацрвениот вишок може да биде створен со оптички густозакочно зрачење, изгледало малку веројатно бидејќисјајноста во ултравиолетовитефотони, потребна за да биде одржана обвивкатајонизирана била многу поголема од онаа што било достапно, но не била исклучена со оглед на евентуалното расејување наелектрони, што не било земено во предвид.[се бара извор]
Сепак, ниту една од овие три групи немало доволно убедливи докази за да биде тврдено дека има прашина исфрлање само врз основа на инфрацрвен вишок.[се бара извор]
Независнаавстралиска работна група изнела неколку аргументи во корист на теолкувањето на едно ехо.[51] Ова навидум јасно толкување на природата на инфрацрвената емисија било оспорено од групата на ЕВН[52] и дефинитивно било отфрлено по претставувањето на оптичкидокази за присуство на прашина во исфрлената материја на суперновата.[53] За да биде направена разлика помеѓу двете толкувања, тие ја разгледале импликацијата на присуството на облак од прашина што одекнува на оптичкатасветлинска крива и постоењето на расеана оптичка емисија околу суперновата.[54] Тие заклучиле дека очекуваното оптичко ехо од облакот треба да биде разрешливо и може да биде многу светло со интегрирана видлива осветленост одвеличина од 10,3 околу 650. ден. Сепак, понатамошните оптички набљудувања, како што е изразено во светлинската крива на суперновата, не покажалепревој во светлинската крива на предвиденото ниво. Конечно, групата на ЕВН претставила убедлив модел закондензација на прашина во исфрлената материја.[55][56]
Иако пред повеќе од 50 години, било мислено дека прашината може да настане во исфрлањето на супернова со колапс на јадрото,[57] што особено може да го објасни потеклото на прашината забележана во младитегалаксии,[58] тоа било прв пат дека е забележана таква кондензација. Ако SN 1987A е типичен претставник на својата класа, тогаш добиената маса на топлата прашина настаната во остатоците од суперновите од колапс најадрото не е доволна за да биде објаснета целата прашина забележана во раниотуниверзум. Сепак, многу поголем резервоар од ~0,25сончева маса на постудена прашина (на ~26K) во исфрлената материја на SN 1987A, бил пронајден[59] со инфрацрвениотВселенски телескоп „Хершел“ во 2011 година и потврден соАтакамската голема милиметарска низа (АГМН/ALMA) во 2014 година.[60]
По потврдата за голема количина на ладна прашина во исфрлената материја,[60] АГМН продолжила да ја набљудува SN 1987A. Измерено е синхротронско зрачење поради заемодејство на шок во екваторскиот прстен. Бил забележан ладен (20-100K)јаглерод моноксид (CO) исиликатнимолекули (SiO). Податоците покажуваат дека распространетоста на CO и SiO се грутчести и дека различни производи на нуклеосинтезата (C, O и Si) се наоѓаат на различни места во исфрлената материја, што укажува на отпечатоците на ѕвездената внатрешност во моментот на експлозијата.[61][62][63]
.jpg)
_(SN1987a-1).jpg)
.jpg)
|pmid= (help).|bibcode= length (help).Отсутно или празно|title= (help) | „SN 1987A“ на Ризницата ? |
| ||||||||||||||||||||||||||||||||||
|