SN 1987A

SN 1987A ― супернова од типот II во Големиот Магеланов Облак, џуџеста придружна галаксија во Млечниот Пат. Настанала на приближно 51.4 килопарсеци (168,000 светлосни години) од Земјата и била најблиската набљудувана супернова после Кеплеровата Супернова во 1604 година. Светлината и неутрината 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, со привидна величина од околу 3.
Таа била првата супернова што современите астрономи можеа да ја проучат подробно, а нејзините набљудувања далемногу увид во суперновите со колапс на јадрото. SN 1987А ја дала првата можност да биде потврдено со директно набљудување радиоактивниот извор на енергија за емисии на видлива светлина, со забележување на предвиденото зрачење на линијата на гама-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 колабирана неутронска ѕвезда во остатоците од SN 1987A бил откриен со помош на телескопот наАтакамската голема милиметарска низа. Дополнителни докази подоцна биле откриени во 2021 година преку набљудувања спроведени од Чандранскиот рендгенски телескоп и рендгенскиот телескот NuSTAR.
1 Откритие
SN 1987A бил откриен независно од Ијан Шелтон и Оскар Духалде во Набљудувачницата Лас Кампанас во Чиле на 24 февруари 1987 година и во истите 24 часа од Алберт Џонс во Нов Зеланд.
Подоцнежните истражувања откриле фотографии кои покажуваат дека суперновата брзо осветлувала рано на 23 февруари. На 4-12 март 1987 година, била забележан од вселената од страна на Астрон, најголемиот ултравиолетови вселенски телескоп од тоа време.
2 Родоначалник
Четири дена откако настанот бил снимен, ѕвездата-родоначалник била привремено идентификувана како Сандулак −69 202 (Sk -69 202), син суперџин. Откако суперновата избледела, таа идентификација била дефинитивно потврдена, бидејќи Sk −69 202 исчезнала. Можноста син суперџин да створи супернова била сметана за изненадувачка, и потврдата довела до понатамошни истражувања кои идентификувале претходна супернова со син суперџин-родоначалник.
Некои модели на родоначалникот на SN 1987A ја припишуваат сината боја главно на неговиот хемиски состав, а не на еволутивната фаза, особено на ниските нивоа на тешки елементи. Имало некои шпекулации дека ѕвездата можеби се споила со придружна ѕвезда пред да настане суперновата. Меѓутоа, сега е нашироко разбрано дека сините суперџинови се природни родоначалници на некои супернови, иако сè уште има шпекулации дека еволуцијата на таквите ѕвезди би можела да бара загуба на маса која вклучува двоен придружник.
3 Емисии на неутрино
Приближно два до три часа пред видливата светлина од SN 1987A да стигне до Земјата, бил забележан изблик на неутрина во три неутрински набљудувачници. Ова најверојатно се должи на емисијата 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. Во 7:35 UT, 12 антинеутрина биле откриени од Камиоканде II, 8 од ИМБ и 5 од Баксан во изблик што траел помалку од 13 секунди. Приближно три часа порано, течниот сцинтилатор на Монблан открил изблик од пет неутрина, но претежно е верувано дека ова не е поврзано со SN 1987A.
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.
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 од супернова, биле директно набљудувани, што го означило почетокот на неутринската астрономија. Набљудувањата биле во согласност со теоретските модели на супернова во кои 99% од енергијата на колапсот е зрачен во облик на неутрина. Набљудувањата исто така се во согласност со проценките на моделите за вкупен број на неутрини од 10<sup>58</sup> со вкупна енергија од 10<sup>46</sup> џули, т.е. средна вредност од неколку десетици MeV по неутрино. Милијарди неутрина поминале низ еден квадратен сантиметар на Земјата.
Мерењата на неутрината дозволиле горните граници на масата и полнежот на неутрината, како и бројот на вкусови на неутрината и други својства. На пример, податоците покажуваат дека масата на мирување на електронската неутрина е < 16 eV/c<sup>2</sup> со 95% доверба, што е 30.000 пати помало од масата на електрон. Податоците наведуваат дека вкупниот број на врсти на неутрино е најмногу 8, но други набљудувања и опити даваат построги проценки. Многу од овие резултати оттогаш биле потврдени или зацврстени со други опити со неутрино, како што се повнимателна анализа на сончеви неутрина и атмосферски неутрина, како и опити со вештачки извори на неутрино.
4 Неутронска ѕвезда
SN 1987A се чини дека е супернова со колапс на јадрото, што треба да резултира со неутронска ѕвезда со оглед на големината на првобитната ѕвезда. Податоците за неутрино покажуваат дека збиено тело навистина настанало во јадрото на ѕвездата, а астрономите 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. Прво, дека неутронската ѕвезда може да биде прикриена од околните густи облаци од прашина. Второ, дека настанал пулсар, но со невообичаено големо или мало магнетно поле. Трето, големите количества материјал паднале назад на неутронската ѕвезда, колабирајќи ја понатаму во црна дупка. Неутронските ѕвезди и црните дупки често испуштаат светлина додека материјалот паѓа врз нив. Ако има збиено тело во остаток од супернова, но нема материјал да падне врз него, тој би бил премногу слаб за откривање. Четвртата хипотеза е дека колабираното јадро станало кваркна ѕвезда.
Во 2019 година, биле претставени докази за неутронска ѕвезда во една од најсветлите грутки прашина, блиску до очекуваната положба на остаток од супернова. Во 2021 година, биле претставени дополнителни докази за емисиите на тврди рендгенски зраци од SN 1987A кои потекнуваат од маглината на пулсарскиот ветер. Последниот резултат е поддржан од тридимензионален 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.
Во 2024 година, истражувачите со помош на вселенскиот телескоп „Џејмс Веб“, идентификувале карактеристични линии на емисија на јонизиран аргон 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 осветлува гасот од внатрешните области на експлодираната ѕвезда.
5 Светлинска крива
Голем дел од светлинската крива, или графикот на сјајноста во функција на времето, по експлозијата на супернова од типот II, како што е SN 1987A, е правена од енергијата од радиоактивното распаѓање. Иако светлечката емисија се состои од оптички фотони, радиоактивната моќ што е примана е таа што го одржува остатокот доволно жежок за да зрачи светлина. Без радиоактивната топлина, таа брзо би се затемнила. Радиоактивното распаѓање на <sup>56</sup>Ni преку неговите ќерки <sup>56</sup>Co до <sup>56</sup>Fe произведува фотони на гама-зраци кои се примани и доминираат во загревањето, а со тоа и на сјајноста на исфрлањето во средно време (неколку недели) до доцни времиња (неколку месеци). Енергијата за врвот на светлинската крива на SN1987A била обезбедена со распаѓањето на <sup>56</sup>Ni до <sup>56</sup>Co (полуживот од 6 дена), додека енергијата за подоцнежната светлинска крива особено се вклопувала многу блиску со полуживотот од 77,3 дена од <sup>56</sup>Cо се распаѓа до <sup>56</sup>Fe. Подоцнежните мерења со вселенски телескопи со гама-зраци на малиот дел од гама-зраците на <sup>56</sup>Co и <sup>57</sup>Co кои избегале од остатокот од SN1987A без примање ги потврдиле претходните предвидувања дека тие две радиоактивни јадра биле изворот на енергија.
Бидејќи <sup>56</sup>Co во SN1987A сега е целосно распаднат, тој повеќе не ја поддржува сјајноста на исфрлањето на SN 1987A. Тоа моментално се напојува од радиоактивното распаѓање на <sup>44</sup>Ti 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. Рендгенските линии на <sup>44</sup>Ti забележани од вселенскиот рендгенски телескоп ИНТЕГРАЛ, покажале дека вкупната маса на радиоактивниот <sup>44</sup>Ti синтетизиран за време на експлозијата бил .
Набљудувањата на радиоактивната моќ од нивното распаѓање во светлинската крива од 1987А ги измериле точните вкупни маси на <sup>56</sup>Ni, <sup>57</sup>Ni и <sup>44</sup>Ti 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.
6 Заемодејство со околуѕвезден материјал
Трите светли прстени околу SN 1987A кои биле видливи по неколку месеци на сликите на вселенскиот телескоп Хабл се материјал од ѕвездениот ветер на родоначалникот. Овие прстени биле јонизирани од ултравиолетовиот блесок од експлозијата на супернова, 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 преку спектроскопија. Прстените се доволно големи за да може точно да биде измерена нивната аголна големина: внатрешниот прстен е 0,808 лачни секунди во полупречник. Времето поминато на светлината за да го осветли внатрешниот прстен го дава неговиот полупречник од 0,66 светлосни години. Користејќи го ова како основа на правоаголен триаголник и аголната големина како што е гледана од Земјата за месниот агол, може да биде користена основната тригонометрија за да се пресмета растојанието до SN 1987A, што е околу 168.000 светлосни години. Материјалот од експлозијата го достигнува материјалот исфрлен за време на неговата црвена и сина суперџинска фаза и го загрева, така што ги набљудуваме прстените структури околу ѕвездата.
Околу 2001 година, проширената (>7.000 км/с) исфрлена материја од суперновата се судрила со внатрешниот прстен. Ова предизвика негово загревање и создавање на рендгенски 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 на изотопот <sup>44</sup>Ti.
Студијата објавена во јуни 2015 година, користејќи слики од вселенскиот телескоп Хабл и Многу 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 тридимензионалниот хидродинамички модел кој го опишува заемодејството на експлозивниот бран со кружната ѕвездена маглина. 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.
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.
7 Кондензација на топла прашина во исфрлената материја
Набргу по избликот на SN 1987A, три главни групи се впуштиле во фотометриско следење на суперновата: Јужноафриканската астрономска набљудувачница (ЈААН/SAAO), Меѓуамериканската набљудувачница Серо Тололо (МНСТ/CTIO), и Европската јужна набљудувачница (ЕЈН/ESO). 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 за инфрацрвено ехо било отфрлена, а топлинската емисија од прашина што можела да биде кондензирана во исфрлањето била претпочитана (во кој случај проценетата температура во таа епоха била ~ 1250 К, а масата на прашината била приближно ). Можноста дека инфрацрвениот вишок може да биде створен со оптички густо закочно зрачење, изгледало малку веројатно бидејќи сјајноста во ултравиолетовите фотони, потребна за да биде одржана обвивката јонизирана била многу поголема од онаа што било достапно, но не била исклучена со оглед на евентуалното расејување на електрони, што не било земено во предвид.
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.
Независна австралиска работна група изнела неколку аргументи во корист на теолкувањето на едно ехо. Ова навидум јасно толкување на природата на инфрацрвената емисија било оспорено од групата на ЕВН и дефинитивно било отфрлено по претставувањето на оптички докази за присуство на прашина во исфрлената материја на суперновата. За да биде направена разлика помеѓу двете толкувања, тие ја разгледале импликацијата на присуството на облак од прашина што одекнува на оптичката светлинска крива и постоењето на расеана оптичка емисија околу суперновата. Тие заклучиле дека очекуваното оптичко ехо од облакот треба да биде разрешливо и може да биде многу светло со интегрирана видлива осветленост од величина од 10,3 околу 650. ден. Сепак, понатамошните оптички набљудувања, како што е изразено во светлинската крива на суперновата, не покажале превој во светлинската крива на предвиденото ниво. Конечно, групата на ЕВН претставила убедлив модел за кондензација на прашина во исфрлената материја.
Иако пред повеќе од 50 години, било мислено дека прашината може да настане во исфрлањето на супернова со колапс на јадрото, што особено може да го објасни потеклото на прашината забележана во младите галаксии, 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 на јадрото не е доволна за да биде објаснета целата прашина забележана во раниот универзум. Сепак, многу поголем резервоар од ~0,25 сончева маса на постудена прашина (на ~26 K) во исфрлената материја на SN 1987A, бил пронајден со инфрацрвениот Вселенски телескоп „Хершел“ во 2011 година и потврден со Атакамската голема милиметарска низа (АГМН/ALMA) во 2014 година.
8 Набљудувања на АГМН
По потврдата за голема количина на ладна прашина во исфрлената материја, АГМН продолжила да ја набљудува SN 1987A. Измерено е синхротронско зрачење поради заемодејство на шок во екваторскиот прстен. Бил забележан ладен (20-100 K) јаглерод моноксид (CO) и силикатни молекули (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.
9 Галерија
10 Поврзано
* Историја на набљудување на супернова
* Список на супернови
* Список на остатоци од супернови
* Список на кандидати за супернови
11 Дополнителна литература
*