Ο SN 1987A, μία από τις πλέον ευδιάκριτες αστρικές εκρήξεις που ανιχνεύθηκαν μετά την εφεύρεση του τηλεσκοπίου το 1610 μ.Χ.
Ο **Υπερκαινοφανής (SN) 1987A** ήταν μια αστρική έκρηξη που σημειώθηκε στο Μέγα Νέφος του Μαγγελάνου (έναν γειτονικό μας νάνο γαλαξία), σε απόσταση περίπου 168.000 ετών φωτός από τη Γη. Αυτή η απόσταση ήταν αρκετά μικρή για έναν τέτοιο υπερκαινοφανή, ώστε να είναι εύκολα ορατός και με γυμνό μάτι, από το Νότιο Ημισφαίριο της Γης. Υπήρξε ο κοντινότερος στη Γη υπερκαινοφανής που παρατηρήθηκε μετά τον Υπερκαινοφανή του 1604, ο οποίος είχε εκραγεί μέσα στον Γαλαξία μας. Το φως από τον νέο υπερκαινοφανή έφθασε στη Γη στις 23 Φεβρουαρίου 1987. Ως ο πρώτος χρονικά υπερκαινοφανής που ανακαλύφθηκε εκείνο το έτος, πήρε τη συμβολική ονομασία 1987A. Η φωτεινότητά του κορυφώθηκε τον Μάιο του 1987, οπότε έφθασε σε φαινόμενο μέγεθος περίπου +3, και μετά έγινε αμυδρότερο τους επόμενους μήνες. Ο Υπερκαινοφανής 1987A υπήρξε η πρώτη ευκαιρία για τους σύγχρονους αστρονόμους να μελετήσουν τη φάση της αυξήσεως της λαμπρότητας ενός υπερκαινοφανούς με μεγάλη λεπτομέρεια, και οι παρατηρήσεις του έχουν διαφωτίσει πολλά ζητήματα σχετικά με τις εκρήξεις από αστρική βαρυτική κατάρρευση.

Ο SN 1987A έδωσε επίσης την πρώτη ευκαιρία να επιβεβαιωθεί με άμεση παρατήρηση η πηγή της ραδιενεργού ακτινοβολίας που έδινε και το ορατό φως, ανιχνεύοντας την ακτινοβολία γ σε συγκεκριμένη ενέργεια φωτονίου από δύο εκ των αφθονότερων ραδιενεργών πυρήνων της. Αυτό απέδειξε τη ραδιενεργό φύση της εκπομπής μακράς διάρκειας του ορατού φωτός μετά την έκρηξη των υπερκαινοφανών.

Ανακάλυψη
---------

Ο SN 1987A ανακαλύφθηκε ανεξάρτητα από τους Ίαν Σέλτον και Όσκαρ Ντουάλντε στο Αστεροσκοπείο Λας Καμπάνας, στη Χιλή, στις 24 Φεβρουαρίου 1987, και μέσα στο ίδιο 24ωρο από τον ερασιτέχνη αστρονόμο Άλμπερτ Τζόουνς στη Νέα Ζηλανδία. Από τις 4 ως τις 12 Μαρτίου 1987 παρατηρήθηκε από το διάστημα από το Astron, το μεγαλύτερο διαστημικό τηλεσκόπιο υπεριώδους εκείνη την εποχή.

Προγεννήτορας
-------------

Στην περίπτωση του SN 1987A για πρώτη φορά στην ιστορία ταυτοποιήθηκε ο προγεννήτορας, δηλαδή ο αστέρας που είχε προκαλέσει την έκρηξη, και αυτό έγινε μόλις 4 ημέρες μετά την καταγραφή του υπερκαινοφανούς. Επρόκειτο για τον κυανό υπεργίγαντα Sanduleak −69° 202 στο Μέγα Νέφος του Μαγγελάνου.
Πράγματι, μετά το σβήσιμο του υπερκαινοφανούς διαπιστώθηκε ότι ο Sanduleak −69° 202 είχε εξαφανισθεί. Τα μοντέλα της αστρικής εξελίξεως για αστέρες μεγάλης μάζας εκείνης της εποχής δεν προέβλεπαν εκρήξεις υπερκαινοφανών από κυανούς υπεργίγαντες. Μία άποψη που υποστηρίχθηκε από αρκετές εργασίες είναι ότι το χρώμα του προγεννήτορα οφειλόταν στην ιδιαίτερη χημική του σύσταση, ιδίως στην έλλειψη βαρέων στοιχείων, και επομένως δεν ήταν ένας «γνήσιος» κυανός υπεργίγαντας. Υπήρξαν επίσης εικασίες ότι ίσως να αποτελούσε διπλό σύστημα με έναν άλλο, μικρότερο αστέρα, με τον οποίο συγχωνεύθηκε πριν από την έκρηξη. Ωστόσο, τώρα πλέον είναι ευρύτατα αποδεκτό ότι και οι κυανοί υπεργίγαντες αποτελούν φυσικούς προγεννήτορες υπερκαινοφανών, μολονότι υπάρχει ακόμη η άποψη ότι μια τέτοια εξέλιξή τους απαιτεί ανταλλαγή μάζας με έναν κοντινό συνοδό αστέρα. Αξίζει να σημειωθεί ότι ο συγκεκριμένος υπερκαινοφανής είχε περίπου δέκα φορές μικρότερη απόλυτη λαμπρότητα από τον μέσο υπερκαινοφανή τύπου ΙΙ, κάτι που συνδέεται με τη μεγαλύτερη πυκνότητα του προγεννήτορα. Η μικρότερη απόλυτη λαμπρότητα των υπερκαινοφανών από κυανούς υπεργίγαντες σημαίνει ότι δεν είναι ορατοί από τόσο μεγάλες αποστάσεις όσο εκείνοι που προκαλούνται από ερυθρούς υπεργίγαντες. Επομένως δεν αναμένεται η παρατήρηση πολλών τέτοιων περιπτώσεων και αυτός ήταν ένας λόγος που παρέμεναν άγνωστες, μέχρι που εξερράγη αυτός ο κυανός αστέρας τόσο (σχετικά) κοντά στη Γη. Αλλά αυτό από την άλλη σημαίνει ότι δεν είναι μάλλον τόσο ασυνήθιστες στο Σύμπαν όσο πιστευόταν προηγουμένως.

Εκπομπή νετρίνων
----------------

Περίπου δύο με τρεις ώρες *προτού* το ορατό φως από τον SN 1987A φθάσει στη Γη, μια σωρεία (αντι-)νετρίνων ανιχνεύθηκε από τρεις διαφορετικούς ανιχνευτές. Το φαινόμενο οφείλεται πιθανότατα σε εκπομπή νετρίνων από την αστρική έκρηξη, η οποία συμβαίνει ταυτόχρονα με την κατάρρευση του πυρήνα, προτού εκπεμφθεί ορατό φως. Το φως διαδίδεται στο διάστημα μόνο όταν το κρουστικό κύμα από την έκρηξη φθάνει στην επιφάνεια του αστέρα.

Συγκεκριμένα, στις 07:35 UT ο ανιχνευτής Kamiokande II κατέγραψε 12 αντινετρίνα, ο Irvine-Michigan-Brookhaven κατέγραψε 8 αντινετρίνα και Baksan κατέγραψε 5 αντινετρίνα, όλα μέσα σε λιγότερο από 13 δευτερόλεπτα. Σχεδόν τρεις ώρες νωρίτερα ο υγρός σπινθηριστής του Λευκού Όρους ανίχνευσε έναν συρμό 5 νετρίνων, που σήμερα πλέον πιστεύεται ότι μάλλον δεν συνδέεται με τον SN 1987A.

Παρά το ότι μόνο 25 αντινετρίνα ανιχνεύθηκαν συνολικά, επειδή ήρθαν όλα μέσα σε τόσο λίγο χρόνο αποτελούσαν μία σημαντική αύξηση από το παρατηρούμενο επίπεδο υποβάθρου. Αυτή ήταν η πρώτη φορά στην ιστορία που ανιχνεύθηκαν απευθείας νετρίνα τα οποία μπορούσαν να αποδοθούν με κάποια βεβαιότητα σε κάποιον υπερκαινοφανή, και θεωρείται ότι σημειώνει τη γέννηση του κλάδου που είναι γνωστός ως αστρονομία νετρίνων. Οι παρατηρήσεις ήταν συμβατές με τα θεωρητικά πρότυπα (μοντέλα) των υπερκαινοφανών, στα οποία το 99% της ενέργειας της καταρρεύσεως διαδίδεται στο Σύμπαν με τη μορφή της κινητικής ενέργειας νετρίνων. Οι παρατηρήσεις είναι επίσης σε συμφωνία με τις θεωρητικές εκτιμήσεις για συνολικό αριθμό νετρίνων από μία έκρηξη υπερκαινοφανούς της τάξεως των 1058, με συνολική ενέργεια 1046 Joules.

Οι μετρήσεις των (αντι)νετρίνων του SN 1987A επέτρεψαν τον καθορισμό άνω ορίων για τη μάζα των νετρίνων, για τον αριθμό των «γεύσεων» (ειδών) των νετρίνων κλπ.. Ως προς το πρώτο, τα δεδομένα δείχνουν ότι η μάζα ηρεμίας του νετρίνου (και του αντινετρίνου) του ηλεκτρονίου είναι το πολύ 16 eV/c2, δηλαδή 30 χιλιάδες φορές μικρότερη από τη μάζα ενός ηλεκτρονίου. Πολλά από αυτά τα ευρήματα έχουν από τότε επιβεβαιωθεί (ή έχουν τεθεί και ακόμα στενότερα όρια) από άλλα πειράματα νετρίνων, όπως από την προσεκτικότερη ανάλυση των ηλιακών νετρίνων και αυτών που παράγονται στην ατμόσφαιρα, ή με χρήση νετρίνων που προέρχονται από τεχνητές πηγές.

Ο κρυμμένος αστέρας νετρονίων
-----------------------------

Με κριτήριο την εκτιμώμενη μάζα του προγεννήτορά του, ο Υπερκαινοφανής 1987A ταξινομήθηκε ως τύπου ΙΙ και επομένως πρέπει να έχει δημιουργήσει έναν αστέρα νετρονίων. Τα δεδομένα από τα νετρίνα υποδεικνύουν ότι πραγματικά σχηματίσθηκε ένα τέτοιο συμπαγές σώμα από τον πυρήνα του αστέρα. Από την ώρα που έγινε ορατός ο υπερκαινοφανής, οι αστρονόμοι αναζητούν αυτό το σώμα, αλλά δεν το έχουν ανιχνεύσει σε κανένα μήκος κύματος. Το Διαστημικό τηλεσκόπιο Χαμπλ λάβαινε εικόνες του τόπου της εκρήξεως τακτικά από τον Αύγουστο του 1990 και μετά, χωρίς να εντοπίσει ποτέ ενδείξεις για την ύπαρξη ενός αστέρα νετρονίων. Μία συνηθισμένη εξήγηση που δίνεται είναι ότι ο αστέρας νετρονίων είναι τυλιγμένος μέσα σε πυκνά σύννεφα σκόνης και για αυτό παραμένει αόρατος. Μια άλλη άποψη είναι ότι ο αστέρας νετρονίων ή πάλσαρ έχει ασυνήθιστα ασθενές ή ισχυρό μαγνητικό πεδίο και έτσι δεν εκπέμπει αρκετή ενέργεια. Είναι επίσης δυνατόν να έπεσαν πίσω στον αστέρα νετρονίων μεγάλες ποσότητες ύλης, έτσι ώστε αυτός κατέρρευσε βαρυτικά περισσότερο, δημιουργώντας μια μαύρη τρύπα. Τόσο οι αστέρες νετρονίων, και ιδίως οι μαύρες τρύπες εκπέμπουν ακτινοβολία όταν πέφτει σε αυτά τα σώματα νέα ύλη. Αν δεν υπάρχει αυτή η *προσαύξηση* ύλης στην περίπτωση του συμπαγούς σώματος-νεκρού αστέρα, αυτός θα ήταν πολύ αμυδρός, ώστε να είναι μη ανιχνεύσιμος. Μια λιγότερο συμβατική ερμηνεία είναι ότι ο αστρικός πυρήνας που κατέρρευσε βαρυτικά μετατράπηκε σε αστέρα κουάρκ.

Η καμπύλη φωτός
---------------

Μεγάλο μέρος της ενέργειας που εκλύεται ως φως μετά από μια έκρηξη υπερκαινοφανούς τύπου II, όπως ήταν αυτή του SN 1987A, παρέχεται από ραδιενεργές διασπάσεις ατομικών πυρήνων. Η ραδιενεργός ισχύς που απορροφάται από τη γύρω ύλη διατηρεί το υπόλειμμα του υπερκαινοφανούς αρκετά θερμό ώστε να εκπέμπει φως. Χωρίς αυτή την ενέργεια, το φως του θα εξασθενούσε πολύ πιο γρήγορα. Ειδικότερα, η ραδιενεργός διάσπαση του ισοτόπου 56Ni μέσω του θυγατρικού του πυρήνα 56Co σε 56Fe παράγει φωτόνια ακτίνων γ, τα οποία απορροφώνται από τη γύρω ύλη και τη θερμαίνουν, κυριαρχώντας έτσι στη λαμπρότητα της εκτινασσόμενης ύλης από τις λίγες πρώτες εβδομάδες μετά την έκρηξη μέχρι και αρκετούς μήνες αργότερα. Η ενέργεια για το μέγιστο της καμπύλης φωτός του SN 1987A παρέχεται από τη μετατροπή του56Ni σε 56Co (ημιζωή 6 ημέρες), ενώ η ενέργεια για το ύστερο τμήμα της καμπύλης φωτός ταιριάζει πολύ καλά στην ημιζωή των 77,3 ημερών του ισοτόπου56Co που μετατρέπεται σε 56Fe. Μεταγενέστερες μετρήσεις από διαστημικούς ανιχνευτές ακτίνων γ του μικρού ποσοστού των ακτίνων από το 56Co και το 57Co που ξέφυγαν από το υπόλειμμα υπερκαινοφανούς (νεφέλωμα) του SN 1987A χωρίς να απορροφηθούν επιβεβαίωσαν νωρίτερες προβλέψεις ότι αυτοί οι δύο ραδιενεργοί πυρήνες αποτελούσαν την πηγή ενέργειας.

Επειδή το 56Co στην ύλη του SN 1987A έχει διασπαστεί εντελώς μετά τα πρώτα έτη, δεν παρέχει ενέργεια στα παρατηρούμενα σήμερα υλικά του υπολείμματός του, τα οποία δίνουν φως τροφοδοτούμενα από τη ραδιενεργό διάσπαση ενός άλλου ισοτόπου, του 44Ti, το οποίο έχει ημιζωή περίπου 60 έτη.

Παραπομπές
----------

1. ↑  «Hubble Revisits an Old Friend». *Picture of the Week*. ESA/Hubble. Ανακτήθηκε στις 17 Οκτωβρίου 2011.
2. ↑  «SN1987A in the Large Magellanic Cloud». Hubble Heritage Project. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 4 Μαρτίου 2016. Ανακτήθηκε στις 25 Ιουλίου 2006.
3. ↑   *Astrometry of SN 1987A and Sanduleak-69 202*. Bibcode: 1987A&A...177L...1W.
4. ↑  «IAUC4316: 1987A, N. Cen. 1986». 24 Φεβρουαρίου 1987.
5. ↑   *Observations on Astron: Supernova 1987A in the Large Magellanic Cloud*. Bibcode: 1987PAZh...13..739B.
6. ↑  Sonneborn, G. (1987). «The Progenitor of SN1987A». Στο: Minas Kafatos· Andrew Michalitsianos. *Supernova 1987a in the Large Magellanic Cloud*. Cambridge University Press. ISBN 0-521-35575-3.
7. 1 2 3 4  Arnett, W.D. (1989). «Supernova 1987A». *Annual Review of Astronomy and Astrophysics* **27**: 629–700. doi:10.1146/annurev.aa.27.090189.003213. Bibcode: 1989ARA&A..27..629A. .
8. ↑  Podsiadlowski, P. (1992). «The progenitor of SN 1987 A». *Publications of the Astronomical Society of the Pacific* **104**: 717. doi:10.1086/133043. Bibcode: 1992PASP..104..717P.
9. ↑  Dwarkadas, V.V. (2011). «On luminous blue variables as the progenitors of core-collapse supernovae, especially Type IIn supernovae». *Monthly Notices of the Royal Astronomical Society* **412** (3): 1639–1649. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.18001.x. Bibcode: 2011MNRAS.412.1639D.
10. ↑  Nomoto, Ken'ichi· Shigeyama, Toshikazu (1987). «Supernova 1987A: Constraints on the Theoretical Model». Στο: Minas Kafatos· Andrew Michalitsianos. *Supernova 1987a in the Large Magellanic Cloud*. Cambridge University Press. section 3.2 Shock propagation time. ISBN 0-521-35575-3.
11. ↑  Scholberg, Kate (27 Μαΐου 2012). «Supernova Neutrino Detection». *Annual Review of Nuclear and Particle Science* **62**: 81–103. doi:10.1146/annurev-nucl-102711-095006. Bibcode: 2012ARNPS..62...81S.
12. ↑  Pagliaroli, G.; Vissani, F.; Costantini, M. L.; Ianni, A. (2009). «Improved analysis of SN1987A antineutrino events». *Astroparticle Physics* **31** (3): 163. doi:10.1016/j.astropartphys.2008.12.010. Bibcode: 2009APh....31..163P.
13. ↑  Chan, T. C.; Cheng, K. S.; Harko, T.; Lau, H. K.; Lin, L. M.; Suen, W. M.; Tian, X. L. (2009). «Could the compact remnant of SN 1987A be a quark star?». *The Astrophysical Journal* **695**: 732. doi:10.1088/0004-637X/695/1/732. Bibcode: 2009ApJ...695..732C.
14. ↑  Kasen, D.; Woosley, S. (2009). «Type II Supernovae: Model Light Curves and Standard Candle Relationships». *The Astrophysical Journal* **703** (2): 2205–2216. doi:10.1088/0004-637X/703/2/2205. Bibcode: 2009ApJ...703.2205K.
15. ↑  S.M. Matz, G.H. Share et al.: «Gamma-ray line emission from SN1987A», *Nature*, τόμος 331, σσ. 416–418 (1988)
16. ↑  J.D. Kurfess, D.D. Clayton et al.: «OSSE Observations of 57Co in SN1987A», *Astroph. J. (Lett.)*, τόμ. 399, σελ. L137 (1992)
17. ↑  Clayton, Donald D.; Colgate, Stirling A.; Fishman, Gerald J. (1969). «Gamma-Ray Lines from Young Supernova Remnants». *Astrophysical Journal* **155**: 75. doi:10.1086/149849. Bibcode: 1969ApJ...155...75C. .

Βιβλιογραφία
------------

* Lawrence M. Krauss (1987): «Neutrino spectroscopy of supernova 1987A». Nature, volume 329, pages 689–694.
* Kirshner, R. P. (1988). «Death of a Star». National Geographic. 173 (5): 619–647.
* Hanuschik, R. W. (1989): «Optical Spectrophotometry of the Supernova 1987A in the LMC». Reviews in Modern Astronomy, v. 2, p. 148–166.
* Graves, Genevieve J. M.; et al. (2005). «Limits from the Hubble Space Telescope on a point source in SN 1987A». Astrophysical Journal. 629 (2): 944–959. arXiv:astro-ph/0505066. Bibcode:2005ApJ...629..944G. doi:10.1086/431422. S2CID 15453028.
* Stefan Immler: «Supernova 1987A – 20 years after – supernovae and gamma-ray bursters». American Inst. of Physics. Melville, NY 2007, ISBN 978-0-7354-0448-9.

Εξωτερικοί σύνδεσμοι
--------------------

|  |  |
| --- | --- |
| Commons logoCommons logo | Τα Wikimedia Commons έχουν πολυμέσα σχετικά με το θέμα   **Υπερκαινοφανής 1987A** |

* Εικόνα του σημείου 10 χρόνια μετά την έκρηξη
* AAVSO: Περισσότερα για την ανακάλυψη του SN 1987A


|  |  |
| --- | --- |
| CC-BY-SA Μετάφραση | Στο λήμμα αυτό έχει ενσωματωθεί κείμενο από το λήμμα SN 1987A  της Αγγλικής Βικιπαίδειας, η οποία διανέμεται υπό την GNU FDL και την CC-BY-SA 4.0. (ιστορικό/συντάκτες). |

|  |  |  |
| --- | --- | --- |
| 

|  |  |
| --- | --- |
| Καθιερωμένοι όροι | 
* WorldCat
* VIAF: 315129461
* LCCN: sh88001381
* GND: 4273099-5
* BNF: cb12141916j (data)

 |

 |