SN 1987A - SN 1987A

SN 1987A
Eso0708a.jpg
Сверхновая 1987A - яркая звезда в центре изображения, около Туманность тарантул.
Прочие обозначенияSN 1987A, AAVSO 0534-69, INTREF 262, SNR 1987A, SNR B0535-69.3, [BMD2010] SNR J0535.5-6916
Тип событияСверхновая звезда  Отредактируйте это в Викиданных
Спектральный классТип II (своеобразный)[1]
Дата24 февраля 1987 г. (23:00 универсальное глобальное время )
Обсерватория Лас Кампанас[2]
СозвездиеДорадо
Прямое восхождение05час 35м 28.03s[3]
Склонение−69° 16′ 11.79″[3]
ЭпохаJ2000
Галактические координатыG279.7-31.9
Расстояние51,4 тыс. Шт. (168 000 св. Лет)[3]
ХозяинБольшое Магелланово Облако
ПрародительСандулек-69 202
Тип-прародительB3 сверхгигант
Цвет (B-V)+0.085
Примечательные особенностиБлижайшая зарегистрированная сверхновая с момента изобретения телескопа
Вершина горы кажущаяся величина+2.9
Страница общин Связанные СМИ на Викискладе?
[редактировать в Викиданных ]

SN 1987A был тип II сверхновая звезда в Большое Магелланово Облако, карлик спутниковая галактика из Млечный Путь. Произошло примерно 51,4 килопарсек (168,000 световых лет ) из земной шар и была ближайшей наблюдаемой сверхновой с Сверхновая Кеплера. Свет 1987A достиг Земли 23 февраля 1987 года, и, как самая ранняя сверхновая, обнаруженная в том году, была обозначена как "1987A". Его яркость достигла пика в мае, когда кажущаяся величина около 3.

Это была первая сверхновая звезда современного астрономы смогли изучить очень подробно, и его наблюдения позволили многое понять сверхновые с коллапсом ядра.

SN 1987A предоставила первую возможность подтвердить прямым наблюдением радиоактивный источник энергии для излучения видимого света, обнаружив предсказанное линейное гамма-излучение от двух его многочисленных радиоактивных ядер. Это доказало радиоактивность длительного послевзрывного свечения сверхновых.

Более тридцати лет не удалось найти ожидаемую коллапсировавшую нейтронную звезду, но в 2019 году было объявлено, что она была найдена с помощью АЛМА телескоп.

Открытие

SN 1987A в составе Большое Магелланово Облако

SN 1987A была открыта независимо Ян Шелтон и Оскар Дуальде на Обсерватория Лас Кампанас в Чили 24 февраля 1987 г., и в те же 24 часа Альберт Джонс в Новая Зеландия.[2]

Более поздние исследования обнаружили фотографии, на которых видно, что сверхновая звезда быстро разгорается в начале 23 февраля.[4][2] 4–12 марта 1987 г. наблюдался из космоса аппаратом Astron, самый большой ультрафиолетовый космический телескоп того времени.[5]

Прародитель

Остаток SN 1987A[6]
Основная статья: Сандулек-69 202

Через четыре дня после того, как событие было зарегистрировано, звезда-прародитель была предварительно идентифицирована как Sanduleak -69 202 (Sk -69 202), a синий сверхгигант.[7]После исчезновения сверхновой это отождествление было окончательно подтверждено исчезновением Sk −69 202. Это была неожиданная идентификация, потому что модели звездная эволюция большой массы в то время не было предсказано, что голубые сверхгиганты восприимчивы к событию сверхновой.

Некоторые модели предка приписывали цвет его химическому составу, а не его эволюционному состоянию, особенно низким уровням тяжелых элементов, среди других факторов.[8] Было предположение, что звезда могла слиться с звезда-компаньон перед сверхновой.[9] Однако сейчас широко известно, что голубые сверхгиганты являются естественными прародителями некоторых сверхновых, хотя все еще есть предположения, что эволюция таких звезд может потребовать потери массы с участием двойного компаньона.[10]

Выбросы нейтрино

Остаток SN 1987A в световых наложениях разных спектров. АЛМА данные (радио, красным цветом) показывает вновь образовавшуюся пыль в центре остатка. Хаббл (видимый, зеленым) и Чандра (рентгеновский снимок, синим цветом) данные показывают расширение ударная волна.

Примерно за два-три часа до того, как видимый свет от SN 1987A достиг Земли, произошла вспышка нейтрино наблюдалось в три нейтринные обсерватории. Вероятно, это произошло из-за испускания нейтрино, которое происходит одновременно с коллапсом ядра, но до того, как испускается видимый свет. Видимый свет передается только после того, как ударная волна достигает поверхности звезды.[11] В 07:35 UT, Камиоканде II обнаружено 12 антинейтрино; ММБ, 8 антинейтрино; и Баксан, 5 антинейтрино; серией длительностью менее 13 секунд. Примерно тремя часами ранее Монблан жидкий сцинтиллятор обнаружил вспышку с пятью нейтрино, но, как правило, считается, что она не связана с SN 1987A.[8]

Обнаружение Камиоканде II, которое при 12 нейтрино имело самую большую популяцию образцов, показало, что нейтрино прибывают в виде двух различных импульсов. Первый импульс начался в 07:35:35 и включал 9 нейтрино, все из которых прибыли за период 1,915 секунды. Второй импульс из трех нейтрино прибыл между 9,219 и 12,439 секундами после обнаружения первого нейтрино с длительностью импульса 3,220 секунды.

Хотя во время этого события было зарегистрировано только 25 нейтрино, это было значительным увеличением по сравнению с ранее наблюдаемым фоновым уровнем. Это был первый случай прямого наблюдения нейтрино, испускаемого сверхновой, что положило начало нейтринная астрономия. Наблюдения соответствовали теоретическим моделям сверхновых, в которых 99% энергии коллапса излучается в виде нейтрино.[12] Наблюдения также согласуются с оценками моделей для общего числа нейтрино 1058 с общей энергией 1046 джоулей, то есть среднее значение в несколько десятков МэВ на нейтрино.[13]

Измерения нейтрино позволили установить верхние границы массы и заряда нейтрино, а также количества ароматов нейтрино и других свойств.[8] Например, данные показывают, что с достоверностью 5% масса покоя электронного нейтрино составляет не более 16 эВ / c.2, 1/30 000 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 усилены другими нейтринными экспериментами, такими как более тщательный анализ солнечных нейтрино и атмосферных нейтрино, а также эксперименты с искусственными источниками нейтрино.[14][15][16]

Нейтронная звезда

Яркое кольцо вокруг центральной области взорвавшейся звезды состоит из выброшенного материала.[17]

SN 1987A выглядит сверхновой с коллапсом ядра, что должно привести к нейтронная звезда учитывая размер исходной звезды.[8] Данные о нейтрино показывают, что в ядре звезды действительно образовался компактный объект. С тех пор, как сверхновая стала видимой, астрономы начали искать коллапсировавшее ядро. В Космический телескоп Хаббла с августа 1990 года регулярно делал снимки сверхновой, но нейтронная звезда не обнаруживалась.

Рассматривается ряд возможностей «пропавшей» нейтронной звезды.[18] Во-первых, нейтронная звезда окутана плотными пылевыми облаками, поэтому ее нельзя увидеть. Другое дело, что пульсар был сформирован, но с необычно большим или маленьким магнитным полем. Также возможно, что большое количество материала упало на нейтронную звезду, так что она в дальнейшем схлопнулась в черная дыра. Нейтронные звезды и черные дыры часто излучают свет, когда на них падает материал. Если в остатке сверхновой есть компактный объект, но нет материала, который мог бы упасть на него, он был бы очень тусклым и, следовательно, мог бы избежать обнаружения. Также были рассмотрены другие сценарии, например, стало ли разрушенное ядро кварковая звезда.[19][20] В 2019 году были представлены доказательства того, что нейтронная звезда находится внутри одного из самых ярких сгустков пыли, близкого к ожидаемому положению остатка сверхновой.[21][22]

Кривая блеска

Большая часть кривая блеска, или график зависимости яркости от времени после взрыва сверхновая типа II например, SN 1987A производится за счет энергии от радиоактивный распад. Хотя световое излучение состоит из оптических фотонов, именно поглощенная радиоактивная мощность поддерживает температуру остатка, достаточную для излучения света. Без радиоактивного тепла он быстро потускнел бы. Радиоактивный распад 56Ni через своих дочерей 56Co к 56Fe производит гамма-лучи фотоны которые поглощаются и доминируют в нагреве и, следовательно, в яркости выброса в промежуточное время (несколько недель) до позднего времени (несколько месяцев).[23] Энергия пика кривой блеска SN1987A была обеспечена за счет распада 56Ni к 56Co (период полураспада 6 дней), тогда как энергия для более поздней кривой блеска, в частности, очень близко соответствует периоду полураспада 77,3 дня 56Совместно распадаясь на 56Fe. Более поздние измерения космическими гамма-телескопами небольшой части 56Co и 57Со-гамма-лучи, вышедшие из остатка SN1987A без поглощения[24][25] подтвердили более ранние предсказания о том, что эти два радиоактивных ядра были источником энергии.[26]

Поскольку 56Co в SN1987A теперь полностью распался, он больше не поддерживает светимость выброса SN 1987A. В настоящее время это происходит за счет радиоактивного распада 44Ti с периодом полураспада около 60 лет. С этим изменением рентгеновские лучи, создаваемые кольцевыми взаимодействиями выбросов, начали вносить значительный вклад в общую кривую блеска. Это было замечено космическим телескопом Хаббла как устойчивое увеличение светимости через 10 000 дней после события в синем и красном спектральных диапазонах.[27] Рентгеновские линии 44Ti наблюдается ИНТЕГРАЛ космический рентгеновский телескоп показал, что общая масса радиоактивных 44Синтезированный во время взрыва Ti был 3.1 ± 0.8×10−4 M☉.[28]

Наблюдения за радиоактивной мощностью от их распадов на кривой блеска 1987A позволили точно измерить общие массы 56Ni, 57Ni и 44Ti, образовавшийся при взрыве, соответствует массам, измеренным с помощью линейных гамма-телескопов, и обеспечивает ограничения нуклеосинтеза для вычисленной модели сверхновой.[29]

Взаимодействие с околозвездным материалом

Расширяющийся кольцеобразный остаток SN 1987A и ее взаимодействие с окружающей средой в рентгеновском и видимом свете.
Последовательность из HST изображения с 1994 по 2009 год, показывающие столкновение расширяющихся остаток с кольцом из материала, выброшенного прародителем за 20000 лет до сверхновой[30]

Три ярких кольца вокруг SN 1987A, которые были видны через несколько месяцев на изображениях космического телескопа Хаббла, являются материалом из звездный ветер прародителя. Эти кольца были ионизированы ультрафиолетовой вспышкой от взрыва сверхновой и, следовательно, начали излучать различные линии излучения. Эти кольца «включились» только через несколько месяцев после сверхновой; процесс включения 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, пройденное светом, чтобы осветить внутреннее кольцо, дает его радиус 0,66 (св. Лет). световых лет. Используя это как основание прямоугольного треугольника и угловой размер, видимый с Земли для местного угла, можно использовать базовую тригонометрию для расчета расстояния до SN 1987A, которое составляет около 168 000 световых лет.[31] Вещество от взрыва догоняет материал, выброшенный во время красной и синей сверхгигантских фаз, и нагревает его, поэтому мы наблюдаем кольцевые структуры вокруг звезды.

Примерно в 2001 году расширяющийся (> 7000 км / с) выброс сверхновой звезды столкнулся с внутренним кольцом. Это вызвало его нагрев и генерацию рентгеновского излучения - поток рентгеновского излучения от кольца увеличился в три раза с 2001 по 2009 год. Часть рентгеновского излучения, которая поглощается плотным выбросом вблизи в центре, отвечает 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 44Ti изотоп.[30]

В исследовании, опубликованном в июне 2015 года,[32] используя изображения, полученные с космического телескопа Хаббла и Очень большой телескоп сделанное в период с 1994 по 2014 год, показывает, что выбросы сгустков вещества, составляющих кольца, затухают по мере того, как сгустки разрушаются ударной волной. По прогнозам, кольцо исчезнет в период между 2020 и 2030 годами. Эти выводы также подтверждаются результатами трехмерной гидродинамической модели, которая описывает взаимодействие взрывной волны с околозвездной туманностью.[33] Модель также показывает, что рентгеновское излучение от выброса, нагретого ударной волной, будет доминировать очень скоро, после того как кольцо исчезнет. Когда ударная волна проходит околозвездное кольцо, она отслеживает историю потери массы прародителем сверхновой и предоставляет полезную информацию для различения различных моделей прародителя SN 1987A.[34]

В 2018 году радионаблюдения за взаимодействием околозвездного пылевого кольца и ударной волны подтвердили, что ударная волна покинула околозвездное вещество. Это также показывает, что скорость ударной волны, которая снизилась до 2300 км / с при взаимодействии с пылью в кольце, теперь снова увеличилась до 3600 км / с.[35]

Конденсация теплой пыли в выбросе

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

Вскоре после вспышки SN 1987A три основные группы приступили к фотометрическому мониторингу сверхновой: SAAO,[36][37] CTIO,[38][39] и ESO.[40][41] В частности, команда ESO сообщила о избыток инфракрасного излучения который проявился менее чем через месяц после взрыва (11 марта 1987 г.). В данной работе обсуждались три возможные интерпретации этого явления: гипотеза инфракрасного эха была отвергнута и тепловое излучение от пыли, которая могла сконденсироваться в выбросе (в этом случае расчетная температура в ту эпоху составляла ~ 1250 К, а масса пыли была приблизительно 6.6×10−7 M☉). Возможность того, что избыток ИК-излучения может быть произведен оптически толстым свободная эмиссия казалось маловероятным, потому что светимость УФ-фотонов, необходимая для поддержания ионизации оболочки, была намного больше, чем было доступно, но это не было исключено ввиду возможности рассеяния электронов, которое не рассматривалось.

Однако ни у одной из этих трех групп не было достаточно убедительных доказательств, чтобы претендовать на пылевой выброс только на основании избытка ИК-излучения.

Распределение пыли внутри выброса SN 1987A по модели Люси и др., Построенной в ESO[42]

Независимая австралийская группа выдвинула несколько аргументов в пользу интерпретации эха.[43] Эта, казалось бы, прямая интерпретация природы ИК-излучения была оспорена группой ESO.[44] и окончательно исключен после представления оптических свидетельств присутствия пыли в выбросах сверхновой.[45]Чтобы различать эти две интерпретации, они рассмотрели значение наличия отражающегося пылевого облака на оптической кривой блеска и наличие диффузного оптического излучения вокруг сверхновой.[46] Они пришли к выводу, что ожидаемое оптическое эхо от облака должно быть разрешимым и может быть очень ярким с интегрированной визуальной яркостью величина 10.3 около 650 дня. Однако дальнейшие оптические наблюдения, выраженные кривой блеска SN, не показали перегиб на кривой блеска на прогнозируемом уровне. Наконец, команда ESO представила убедительную комковатую модель конденсации пыли в выбросах.[42][47]

Хотя более 50 лет назад считалось, что пыль может образовываться в выбросах сверхновой звезды с коллапсом ядра,[48] что, в частности, могло объяснить происхождение пыли, наблюдаемой в молодых галактиках,[49] это был первый раз, когда наблюдалась такая конденсация. Если SN 1987A является типичным представителем своего класса, то полученная масса теплой пыли, образовавшейся в обломках сверхновых, образовавшихся при коллапсе ядра, недостаточна для объяснения всей пыли, наблюдаемой в ранней Вселенной. Однако в выбросах SN 1987A был обнаружен гораздо больший резервуар, содержащий ~ 0,25 солнечной массы более холодной пыли (при ~ 26 K).[50] с инфракрасным космическим телескопом Hershel в 2011 году и подтверждено ALMA[51] позже (в 2014 г.).

Наблюдения ALMA

После подтверждения наличия большого количества холодной пыли в выбросе,[51] ALMA продолжает наблюдения за SN 1987A. Измерено синхротронное излучение, обусловленное ударным взаимодействием в экваториальном кольце. Наблюдались холодные (20–100 К) молекулы оксида углерода (CO) и силиката (SiO). Данные показывают, что распределения CO и SiO являются комковатыми, и что разные продукты нуклеосинтеза (C, O и Si) расположены в разных местах выброса, указывая на следы внутри звезды во время взрыва.[52][53][54]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ Lyman, J.D .; Bersier, D .; Джеймс, П. А. (2013). "Болометрические поправки к оптическим кривым блеска сверхновых с коллапсом ядра". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 437 (4): 3848. arXiv:1311.1946. Bibcode:2014МНРАС.437.3848Л. Дои:10.1093 / mnras / stt2187. S2CID  56226661.
  2. ^ а б c Kunkel, W .; и другие. (24 февраля 1987 г.). «Сверхновая 1987A в Большом Магеллановом облаке». Циркуляр МАС. 4316: 1. Bibcode:1987IAUC.4316 .... 1K. В архиве из оригинала от 8 октября 2014 г.
  3. ^ а б c «SN1987A в Большом Магеллановом облаке». Проект наследия Хаббла. В архиве из оригинала 14 июля 2009 г.. Получено 25 июля, 2006.
  4. ^ West, R. M .; Lauberts, A .; Schuster, H.-E .; Йоргенсен, Х. Э. (1987). «Астрометрия SN 1987A и Сандулеак-69 202». Астрономия и астрофизика. 177 (1–2): L1 – L3. Bibcode:1987A & A ... 177L ... 1 Вт.
  5. ^ Боярчук, А. А .; и другие. (1987). «Наблюдения за Астроном: Сверхновая 1987А в Большом Магеллановом Облаке». Письма в Астрономический журнал (на русском). 13: 739–743. Bibcode:1987ПАЖ ... 13..739Б.
  6. ^ «Хаббл снова посещает старого друга». Картинка недели. Европейское космическое агентство / Хаббл. 17 октября 2011 г. В архиве с оригинала 19 октября 2011 г.. Получено 17 октября, 2011.
  7. ^ Соннеборн, Г. (1987). «Прародитель SN1987A». В Кафатосе, М .; Михалицианос, А. (ред.). Сверхновая 1987a в Большом Магеллановом Облаке. Издательство Кембриджского университета. ISBN  978-0-521-35575-9.
  8. ^ а б c d Arnett, W. D .; Bahcall, J. N .; Киршнер, Р. П .; Вусли, С. Э. (1989). «Сверхновая 1987А». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 27: 629–700. Bibcode:1989ARA & A..27..629A. Дои:10.1146 / annurev.aa.27.090189.003213.
  9. ^ Подсядловский П. (1992). «Прародитель SN 1987 A». Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 104 (679): 717. Bibcode:1992PASP..104..717P. Дои:10.1086/133043.
  10. ^ Двааркадас В. В. (2011). «О светящихся голубых переменных как прародителях сверхновых с коллапсом ядра, особенно сверхновых типа IIn». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 412 (3): 1639–1649. arXiv:1011.3484. Bibcode:2011МНРАС.412.1639Д. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2010.18001.x. S2CID  118359033.
  11. ^ Nomoto, K .; Сигэяма, Т. (9 июня 1988 г.). «Сверхновая 1987A: ограничения теоретической модели». В Кафатосе, М .; Михалицианос, А. (ред.). Сверхновая 1987a в Большом Магеллановом Облаке. Издательство Кембриджского университета. § 3.2. ISBN  978-0-521-35575-9.
  12. ^ Шольберг, К. (2012). «Обнаружение сверхновых нейтрино». Ежегодный обзор ядерной науки и физики элементарных частиц. 62: 81–103. arXiv:1205.6003. Bibcode:2012ARNPS..62 ... 81S. Дои:10.1146 / annurev-nucl-102711-095006. S2CID  3484486.
  13. ^ Pagliaroli, G .; Vissani, F .; Costantini, M. L .; Янни, А. (2009). «Улучшенный анализ событий антинейтрино SN1987A». Физика астрономических частиц. 31 (3): 163. arXiv:0810.0466. Bibcode:2009APh .... 31..163P. Дои:10.1016 / j.astropartphys.2008.12.010. S2CID  119089069.
  14. ^ Като, Чинами; Нагакура, Хироки; Фурусава, Шун; Такахаши, Ко; Умеда, Хидеюки; Ёсида, Такаши; Исидоширо, Кодзи; Ямада, Шоичи (2017). «Эмиссия нейтрино во всех ароматах, вплоть до предварительного отскока массивных звезд и возможность их обнаружения». Астрофизический журнал. 848 (1): 48. arXiv:1704.05480. Bibcode:2017ApJ ... 848 ... 48K. Дои:10.3847 / 1538-4357 / aa8b72. S2CID  27696112.
  15. ^ Берроуз, Адам; Кляйн, Д; Ганди, Р. (1993). «Нейтринные всплески сверхновых, детектор SNO и нейтринные осцилляции». Nuclear Physics B - Proceedings Supplements. 31: 408–412. Bibcode:1993НуФС..31..408Б. Дои:10.1016 / 0920-5632 (93) 90163-Z.
  16. ^ Кошиба, М. (1992). «Наблюдательная нейтринная астрофизика». Отчеты по физике. 220 (5–6): 229–381. Bibcode:1992ФР ... 220..229К. Дои:10.1016 / 0370-1573 (92) 90083-С.
  17. ^ «Новое изображение СН 1987А». Европейское космическое агентство / Хаббл. 24 февраля 2017 года. В архиве из оригинала 28 февраля 2017 г.. Получено 27 февраля, 2017.
  18. ^ Alp, D .; и другие. (2018). «30 лет поисков компактного объекта в SN 1987A». Астрофизический журнал. 864 (2): 174. arXiv:1805.04526. Bibcode:2018ApJ ... 864..174A. Дои:10.3847 / 1538-4357 / aad739. S2CID  51918880.
  19. ^ Chan, T. C .; и другие. (2009). «Может ли компактный остаток SN 1987A быть кварковой звездой?». Астрофизический журнал. 695 (1): 732–746. arXiv:0902.0653. Bibcode:2009ApJ ... 695..732C. Дои:10.1088 / 0004-637X / 695/1/732. S2CID  14402008.
  20. ^ Парсонс, П. (21 февраля 2009 г.). «Кварковая звезда может хранить тайну ранней Вселенной». Новый ученый. В архиве с оригинала 18 марта 2015 г.
  21. ^ Циган, Фил; Мацуура, Микако; Gomez, Haley L .; Indebetouw, Реми; Абеллан, Фран; Габлер, Майкл; Ричардс, Анита; Алп, Деннис; Дэвис, Тимоти А .; Янка, Ханс-Томас; Спиромилио, Джейсон; Barlow, M. J .; Берроуз, Дэвид; Двек, Эли; Франссон, Клаас; Генслер, Брайан; Ларссон, Йозефин; Bouchet, P .; Лундквист, Питер; Marcaide, J.M .; Ng, C.-Y .; Парк, Сангвук; Рош, Пэт; Van Loon, Jacco Th .; Wheeler, J.C .; Занардо, Джованна (2019). "Изображения пыли и молекул с высоким угловым разрешением в выбросе SN 1987A". Астрофизический журнал. 886 (1): 51. arXiv:1910.02960. Bibcode:2019ApJ ... 886 ... 51C. Дои:10.3847 / 1538-4357 / ab4b46. S2CID  203902478.
  22. ^ Гоф, Эван (21 ноября 2019 г.). «Астрономы наконец нашли остатки нейтронной звезды от сверхновой 1987A». Вселенная сегодня. Получено 6 декабря, 2019.
  23. ^ Kasen, D .; Вусли, С. (2009). «Сверхновые типа II: модельные кривые блеска и стандартные отношения свечей». Астрофизический журнал. 703 (2): 2205–2216. arXiv:0910.1590. Bibcode:2009ApJ ... 703,2205K. Дои:10.1088 / 0004-637X / 703/2/2205. S2CID  42058638.
  24. ^ Matz, S.M .; и другие. (1988). «Линия гамма-излучения от SN1987A». Природа. 331 (6155): 416–418. Bibcode:1988Натура.331..416М. Дои:10.1038 / 331416a0.
  25. ^ Курфесс, Дж. Д .; и другие. (1992). "Ориентированный сцинтилляционный спектрометр Экспериментальные наблюдения Co-57 в SN 1987A". Письма в астрофизический журнал. 399 (2): L137 – L140. Bibcode:1992ApJ ... 399L.137K. Дои:10.1086/186626.
  26. ^ Clayton, D. D .; Colgate, S.A .; Фишман, Г. Дж. (1969). «Гамма-линии от молодых остатков сверхновых». Астрофизический журнал. 155: 75. Bibcode:1969ApJ ... 155 ... 75C. Дои:10.1086/149849.
  27. ^ McCray, R .; Фанссон, К. (2016). «Остаток сверхновой 1987A». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 54: 19–52. Bibcode:2016ARA & A..54 ... 19M. Дои:10.1146 / annurev-astro-082615-105405.
  28. ^ Гребенев, С. А .; Лутовинов, А. А .; Цыганков, С. С .; Винклер, К. (2012). «Эмиссионные линии жесткого рентгеновского излучения от распада 44Ti в остатке сверхновой 1987A». Природа. 490 (7420): 373–375. arXiv:1211.2656. Bibcode:2012Натура.490..373Г. Дои:10.1038 / природа11473. PMID  23075986. S2CID  205230641.
  29. ^ Fransson, C .; и другие. (2007). «Двадцать лет сверхновой 1987A». Мессенджер. 127: 44. Bibcode:2007Мснгр.127 ... 44Ф.
  30. ^ а б Larsson, J .; и другие. (2011). "Рентгеновское освещение выброса сверхновой 1987A". Природа. 474 (7352): 484–486. arXiv:1106.2300. Bibcode:2011Натура.474..484л. Дои:10.1038 / природа10090. PMID  21654749. S2CID  4388495.
  31. ^ Панагия, Н. (1998). «Новое определение расстояния до БМО». Memorie della Societa Astronomia Italiana. 69: 225. Bibcode:1998МмСАИ..69..225П.
  32. ^ Круэси, Л. «Сверхновая, которую ценили астрономы, начинает исчезать из поля зрения». Новый ученый. Архивировано из оригинал 11 июня 2015 г.. Получено 13 июня, 2015.
  33. ^ Орландо, S .; и другие. (2015). «Сверхновая 1987A: шаблон для связи сверхновых с их остатками». Астрофизический журнал. 810 (2): id. 168. arXiv:1508.02275. Bibcode:2015ApJ ... 810..168O. Дои:10.1088 / 0004-637X / 810/2/168. S2CID  118545009.
  34. ^ Fransson, C .; и другие. (2015). «Разрушение околозвездного кольца SN 1987A». Астрофизический журнал. 806 (1): L19. arXiv:1505.06669. Bibcode:2015ApJ ... 806L..19F. Дои:10.1088 / 2041-8205 / 806/1 / L19. S2CID  118602808.
  35. ^ Cendes, Y .; и другие. (2018). «Повторное ускорение ударной волны в радиоактивном остатке SN 1987A». Астрофизический журнал. 867 (1): 65. arXiv:1809.02364. Bibcode:2018ApJ ... 867 ... 65C. Дои:10.3847 / 1538-4357 / aae261. S2CID  118918613.
  36. ^ Menzies, J.W .; и другие. (1987). «Спектроскопические и фотометрические наблюдения SN 1987a - первые 50 дней». Пн. Нет. R. Astron. Soc. 227: 39P – 49P. Bibcode:1987МНРАС.227П..39М. Дои:10.1093 / mnras / 227.1.39P.
  37. ^ Catchpole, R.M .; и другие. (1987). «Спектроскопические и фотометрические наблюдения SN 1987a. II - дни с 51 по 134». Пн. Нет. R. Astron. Soc. 229: 15P – 25P. Bibcode:1987МНРАС.229П..15С. Дои:10.1093 / mnras / 229.1.15P.
  38. ^ Elias, J.H .; и другие. (1988). «Отождествление линий в инфракрасном спектре SN 1987A». Астрофизический журнал. 331: L9. Bibcode:1988ApJ ... 331L ... 9E. Дои:10.1086/185225.
  39. ^ Terndrup, D.M .; и другие. (1988). «Оптические и инфракрасные наблюдения SN 1987A с Серро Тололо». Астрономическое общество Австралии. 7 (4): 412–423. Bibcode:1988PASAu ... 7..412T. Дои:10.1017 / S1323358000022566.
  40. ^ Bouchet, P .; и другие. (1987). «Инфракрасная фотометрия SN 1987A». Астрономия и астрофизика. 177: L9. Bibcode:1987A & A ... 177L ... 9B.
  41. ^ Bouchet, P .; и другие. (1987). «Инфракрасная фотометрия SN 1987A - первые четыре месяца». Семинар ESO по SN 1987A, Гархинг, Федеративная Республика Германия, 6–8 июля 1987 г., Протоколы (A88-35301 14-90). Гархинг, Федеративная Республика Германия, Европейская южная обсерватория, 1987 г.. 177: 79. Bibcode:1987ESOC ... 26 ... 79B.
  42. ^ а б Люси, L .; и другие. (1989). «Конденсация пыли в выбросах SN 1987 A». В Гильермо Тенорио-Тагле; Мариано Молес; Хорхе Мельник (ред.). Структура и динамика межзвездной среды, Труды IAU Colloq. 120, по случаю юбилея Гвидо в Гранаде, Испания, 17-21 апреля 1989 г.. Конспект лекций по физике. 350. Springer-Verlag. С. 164–179. Bibcode:1989ЛНП ... 350..164Л. Дои:10.1007 / BFb0114861. ISBN  978-3-540-51956-0.
  43. ^ Roche, P.F .; и другие. (1989). «Старая холодная пыль, нагретая сверхновой 1987А». Природа. 337 (6207): 533–535. Bibcode:1989Натура.337..533R. Дои:10.1038 / 337533a0. S2CID  4308604.
  44. ^ Bouchet, P .; Danziger, J .; Люси, Л. (1989). «Сверхновая 1987A в Большом Магеллановом Облаке». Циркуляр МАС. 4933: 1. Bibcode:1989IAUC.4933 .... 1B.
  45. ^ Danziger, I.J .; Gouiffes, C .; Bouchet, P .; Люси, Л. Б. (1989). «Сверхновая 1987A в Большом Магеллановом Облаке». Циркуляр МАС. 4746: 1. Bibcode:1989IAUC.4746 .... 1D.
  46. ^ Felten, J.E .; Двек, Э. (1989). «Инфракрасное и оптическое свидетельство пылевого облака за сверхновой 1987A». Природа. 339 (6220): 123. Bibcode:1989Натура.339..123F. Дои:10.1038 / 339123a0. S2CID  4243200.
  47. ^ Люси, L .; и другие. (1991). Вусли, С. (ред.). Конденсация пыли в выбросе сверхновой 1987A - Часть вторая. Сверхновые. Десятый семинар по астрономии и астрофизике в Санта-Крус, состоявшийся 9–21 июля 1989 г., обсерватория Лик.. Нью-Йорк: Springer Verlag. п. 82. Bibcode:1991supe.conf ... 82L. ISBN  978-0387970714.
  48. ^ Cernuschi, F .; Marsicano, F .; Кодина, С. (1967). «Вклад в теорию образования космических зерен». Анналы д'Астрофизики. 30: 1039. Bibcode:1967AnAp ... 30.1039C.
  49. ^ Liu, N .; и другие. (2018). «Позднее образование карбида кремния в сверхновых типа II». Достижения науки. 4 (1): 1054. arXiv:1801.06463. Bibcode:2018SciA .... 4O1054L. Дои:10.1126 / sciadv.aao1054. ЧВК  5777395. PMID  29376119.
  50. ^ Мацуура, М .; и другие. (2011). «Гершель обнаружил массивный пылевой резервуар в сверхновой 1987A». Наука. 333 (6047): 1258–1261. arXiv:1107.1477. Bibcode:2011Научный ... 333.1258M. Дои:10.1126 / science.1205983. PMID  21737700.
  51. ^ а б Indebetouw, R .; и другие. (2014). «Образование пыли и ускорение частиц в сверхновой 1987A, выявленное с помощью ALMA». Астрофизический журнал. 782 (1): L2. arXiv:1312.4086. Bibcode:2014ApJ ... 782L ... 2I. Дои:10.1088 / 2041-8205 / 782/1 / L2. S2CID  33224959.
  52. ^ Каменецкий, Дж .; и другие. (2013). «Окись углерода в холодных обломках сверхновой звезды 1987A». Астрофизический журнал. 782 (1): L2. arXiv:1307.6561. Bibcode:2013ApJ ... 773L..34K. Дои:10.1088 / 2041-8205 / 773/2 / L34. S2CID  5713172.
  53. ^ Zanardo, G .; и другие. (2014). «Спектральный и морфологический анализ остатка сверхновой 1987A с ALMA и ATCA». Астрофизический журнал. 796 (2): 82. arXiv:1409.7811. Bibcode:2014ApJ ... 796 ... 82Z. Дои:10.1088 / 0004-637X / 796/2/82. S2CID  53553965.
  54. ^ Мацуура, М .; и другие. (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:2017МНРАС.469.3347М. Дои:10.1093 / мнрас / stx830. S2CID  693014.

Источники

дальнейшее чтение

внешняя ссылка