Прејди на содржината

SN 1987A

Од Википедија — слободната енциклопедија
SN 1987A
Проширувачкиот прстенест остаток од SN 1987A и неговото заемодејство со неговата околина, гледан во рендгенска и видлива светлина.
Други ознакиSN 1987A, AAVSO 0534-69, INTREF 262, SNR 1987A, SNR B0535-69.3, [BMD2010] SNR J0535.5-6916
Вид појаваСупернова
Спектрална класаТип II (невообичаен')[1]
Датумпред околу 168,000 години
(откриена од Ијан Шелтон и Оскар Духалде во 5:31 UTC на 24 февруари 1987; пред 37 години (1987-02-24)[2])
СоѕвездиеЗлатна Рипка
Ректасцензија05ч 35м &1000000000000280300000028,03с[3]
Декиланција−69° 16′ &1000000000000117900000011,79″[3]
ЕпохаJ2000
Галактички координатиG279.7-31.9
Оддалеченост51.4 кпс (168,000 сг)[3]
ДомаќинГолем Магеланов Облак
ПредокСандулеак -69 202
Вид предокСуперџин B3
Боја (B-V)+0.085
ЗабележителностиНајблиската запишана супернова од пронаоѓањето на телескопот
Најголема привидна величина+2.9
Страница на Ризницата На Ризницата
Супернова 1987А е светлата ѕвезда во средината на сликата, во близина на маглината Тарантула.

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.

Откритие

[уреди | уреди извор]

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.[2]

Подоцнежните истражувања откриле фотографии кои покажуваат дека суперновата брзо осветлувала рано на 23 февруари.[2][4] На 4-12 март 1987 година, била забележан од вселената од страна на Астрон, најголемиот ултравиолетови вселенски телескоп од тоа време.[5]

Родоначалник

[уреди | уреди извор]
Главна статија: Сандулак -69 202

Четири дена откако настанот бил снимен, ѕвездата-родоначалник била привремено идентификувана како Сандулак −69 202 (Sk -69 202), син суперџин.[6] Откако суперновата 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 неговиот хемиски состав, а не на еволутивната фаза, особено на ниските нивоа на тешки елементи.[9] Имало некои шпекулации дека ѕвездата можеби се споила со придружна 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 дека еволуцијата на таквите ѕвезди би можела да бара загуба на маса која вклучува двоен придружник.[11]

Емисии на неутрино

[уреди | уреди извор]

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.[12] 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 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 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.[13] Набљудувањата исто така се во согласност со проценките на моделите за вкупен број на неутрини од 1058 со вкупна енергија од 1046 џули, т.е. средна вредност од неколку десетици MeV 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 дека масата на мирување на електронската неутрина е < 16 eV/c2 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.[16][17][18]

Неутронска ѕвезда

[уреди | уреди извор]

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.[9] 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.[19] Прво, дека неутронската ѕвезда може да биде прикриена од околните густи облаци од прашина.[20] 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.[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 тврди рендгенски зраци од SN 1987A кои потекнуваат од маглината на пулсарскиот ветер.[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 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.[28]

Светлинска крива

[уреди | уреди извор]
Видлива крива на светлинска лента за SN 1987 А. Вметната слика го прикажува времето околу максималната осветленост. Извлечено од податоци објавени од повеќе извори.[29][30][31][32]

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 56Ni преку неговите ќерки 56Co до 56Fe 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).[33] Енергијата за врвот на светлинската крива на SN1987A била обезбедена со распаѓањето на 56Ni до 56Co (полуживот од 6 дена), додека енергијата за подоцнежната светлинска крива особено се вклопувала многу блиску со полуживотот од 77,3 дена од 56Cо се распаѓа до 56Fe. Подоцнежните мерења со вселенски телескопи со гама-зраци на малиот дел од гама-зраците на 56Co и 57Co кои избегале од остатокот од SN1987A без примање[34][35] ги потврдиле претходните предвидувања дека тие две радиоактивни јадра биле изворот на енергија.[36]

Бидејќи 56Co 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 44Ti 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 на 44Ti забележани од вселенскиот рендгенски телескоп ИНТЕГРАЛ, покажале дека вкупната маса на радиоактивниот 44Ti синтетизиран за време на експлозијата бил 3.1 ± 0.8×10−4 M☉.[38]

Набљудувањата на радиоактивната моќ од нивното распаѓање во светлинската крива од 1987А ги измериле точните вкупни маси на 56Ni, 57Ni и 44Ti 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]

Заемодејство со околуѕвезден материјал

[уреди | уреди извор]
Низа од снимки на Хабл, од 1994 до 2009 година, што го покажува судирот на растечкиот остаток со прстен од материјал исфрлен од родоначалникот 20.000 години пред суперновата.[40]

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.[41] 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 44Ti.[40]

Студијата објавена во јуни 2015 година,[42] 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 тродимензионалниот хидродинамички модел кој го опишува заемодејството на експлозивниот бран со кружната ѕвездена маглина.[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]

Кондензација на топла прашина во исфрлената материја

[уреди | уреди извор]

Набргу по избликот на SN 1987A, три главни групи се впуштиле во фотометриско следење на суперновата: Јужноафриканската астрономска набљудувачница (ЈААН/SAAO),[45][46] Меѓуамериканската набљудувачница Серо Тололо (МНСТ/CTIO),[47][48] и Европската 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 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 6,6⋅10-7 M☉). 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.[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]

Независна австралиска 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 оптички докази 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 оптичката светлинска 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 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.[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 младите галаксии,[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 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[59] со инфрацрвениот Вселенски телескоп „Хершел“ во 2011 година и потврден со Атакамската голема милиметарска низа (АГМН/ALMA) во 2014 година.[60]

Набљудувања на АГМН

[уреди | уреди извор]

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 (20-100 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.[61][62][63]

Галерија

[уреди | уреди извор]

Поврзано

[уреди | уреди извор]

Наводи

[уреди | уреди извор]
  1. ↑ Lyman, J. D.; Bersier, D.; James, P. A. (2013). „Bolometric corrections for optical light curves of core-collapse supernovae“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 437 (4): 3848. arXiv:1311.1946. Bibcode:2014MNRAS.437.3848L. doi:10.1093/mnras/stt2187. S2CID 56226661.
  2. ↑ 2,0 2,1 2,2 Kunkel, W.; и др. (24 февруари 1987). „Supernova 1987A in the Large Magellanic Cloud“. IAU Circular. 4316: 1. Bibcode:1987IAUC.4316....1K. Архивирано од изворникот на 8 октомври 2014.
  3. ↑ 3,0 3,1 3,2 „SN1987A in the Large Magellanic Cloud“. Hubble Heritage Project. Архивирано од изворникот July 14, 2009. Посетено на July 25, 2006.
  4. ↑ West, R. M.; Lauberts, A.; Schuster, H.-E.; Jorgensen, H. E. (1987). „Astrometry of SN 1987A and Sanduleak-69 202“. Astronomy and Astrophysics. 177 (1–2): L1–L3. Bibcode:1987A&A...177L...1W.
  5. ↑ Boyarchuk, A. A.; и др. (1987). „Observations on Astron: Supernova 1987A in the Large Magellanic Cloud“. Pis'ma v Astronomicheskii Zhurnal (руски). 13: 739–743. Bibcode:1987PAZh...13..739B.
  6. ↑ Sonneborn, G. (1987). „The Progenitor of SN1987A“. Во Kafatos, M.; Michalitsianos, A. (уред.). Supernova 1987a in the Large Magellanic Cloud. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-35575-9.
  7. ↑ Walborn 1988, стр. 3.
  8. ↑ Gaskell & Keel 1988, стр. 13.
  9. ↑ 9,0 9,1 9,2 9,3 Arnett, W. D.; Bahcall, J. N.; Kirshner, R. P.; Woosley, S. E. (1989). „Supernova 1987A“. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 27: 629–700. Bibcode:1989ARA&A..27..629A. doi:10.1146/annurev.aa.27.090189.003213.
  10. ↑ Podsiadlowski, P. (1992). „The progenitor of SN 1987 A“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 104 (679): 717. Bibcode:1992PASP..104..717P. doi:10.1086/133043.
  11. ↑ 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. arXiv:1011.3484. Bibcode:2011MNRAS.412.1639D. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.18001.x.
  12. ↑ Nomoto, K.; Shigeyama, T. (June 9, 1988). „Supernova 1987A: Constraints on the Theoretical Model“. Во Kafatos, M.; Michalitsianos, A. (уред.). Supernova 1987a in the Large Magellanic Cloud. Cambridge University Press. § 3.2. ISBN 978-0-521-35575-9.
  13. ↑ Scholberg, K. (2012). „Supernova Neutrino Detection“. Annual Review of Nuclear and Particle Science. 62: 81–103. arXiv:1205.6003. Bibcode:2012ARNPS..62...81S. doi:10.1146/annurev-nucl-102711-095006.
  14. ↑ Pagliaroli, G.; Vissani, F.; Costantini, M. L.; Ianni, A. (2009). „Improved analysis of SN1987A antineutrino events“. Astroparticle Physics. 31 (3): 163. arXiv:0810.0466. Bibcode:2009APh....31..163P. doi:10.1016/j.astropartphys.2008.12.010.
  15. ↑ AAVSO 1987A
  16. ↑ Kato, Chinami; Nagakura, Hiroki; Furusawa, Shun; Takahashi, Koh; Umeda, Hideyuki; Yoshida, Takashi; Ishidoshiro, Koji; Yamada, Shoichi (2017). „Neutrino Emissions in All Flavors up to the Pre-bounce of Massive Stars and the Possibility of Their Detections“. The Astrophysical Journal. 848 (1): 48. arXiv:1704.05480. Bibcode:2017ApJ...848...48K. doi:10.3847/1538-4357/aa8b72.
  17. ↑ Burrows, Adam; Klein, D.; Gandhi, R. (1993). „Supernova neutrino bursts, the SNO detector, and neutrino oscillations“. Nuclear Physics B: Proceedings Supplements. 31: 408–412. Bibcode:1993NuPhS..31..408B. doi:10.1016/0920-5632(93)90163-Z.
  18. ↑ Koshiba, M. (1992). „Observational neutrino astrophysics“. Physics Reports. 220 (5–6): 229–381. Bibcode:1992PhR...220..229K. doi:10.1016/0370-1573(92)90083-C.
  19. ↑ Alp, D.; и др. (2018). „The 30 Year Search for the Compact Object in SN 1987A“. The Astrophysical Journal. 864 (2): 174. arXiv:1805.04526. Bibcode:2018ApJ...864..174A. doi:10.3847/1538-4357/aad739.
  20. ↑ 20,0 20,1 Orlando, S.; и др. (2015). „Supernova 1987A: A Template to Link Supernovae to Their Remnants“. The Astrophysical Journal. 810 (2): 168. arXiv:1508.02275. Bibcode:2015ApJ...810..168O. doi:10.1088/0004-637X/810/2/168.
  21. ↑ Chan, T. C.; и др. (2009). „Could the compact remnant of SN 1987A be a quark star?“. The Astrophysical Journal. 695 (1): 732–746. arXiv:0902.0653. Bibcode:2009ApJ...695..732C. doi:10.1088/0004-637X/695/1/732.
  22. ↑ Parsons, P. (21 февруари 2009). „Quark star may hold secret to early universe“. New Scientist. Архивирано од изворникот на 18 март 2015.
  23. ↑ Cigan, Phil; и др. (2019). „High Angular Resolution ALMA Images of Dust and Molecules in the SN 1987A Ejecta“. The Astrophysical Journal. 886 (1): 51. arXiv:1910.02960. Bibcode:2019ApJ...886...51C. doi:10.3847/1538-4357/ab4b46.
  24. ↑ Gough, Evan (2019-11-21). „Astronomers Finally Find the Neutron Star Leftover from Supernova 1987A“. Universe Today (англиски). Посетено на 14 септември 2024.
  25. ↑ Greco, Emanuele; Miceli, Marco; Orlando, Salvatore; Olmi, Barbara; Bocchino, Fabrizio; Nagataki, Shigehiro; Ono, Masaomi; Dohi, Akira; Peres, Giovanni (2021). „Indication of a Pulsar Wind Nebula in the Hard X-Ray Emission from SN 1987A“. The Astrophysical Journal. 908 (2): L45. arXiv:2101.09029. Bibcode:2021ApJ...908L..45G. doi:10.3847/2041-8213/abdf5a.
  26. ↑ Johnston, Scott Alan (2021-02-26). „Astronomers Think They've Found the Neutron Star Remnant Left Behind from Supernova 1987A“. Universe Today (англиски). Посетено на 14 септември 2024.
  27. ↑ Orlando, Salvatore; и др. (2020). „Hydrodynamic simulations unravel the progenitor-supernova-remnant connection in SN 1987A“. Astronomy & Astrophysics. 636: A22. arXiv:1912.03070. Bibcode:2020A&A...636A..22O. doi:10.1051/0004-6361/201936718.
  28. ↑ Fransson, C.; Barlow, M. J.; Kavanagh, P. J.; Larsson, J.; Jones, O. C.; Sargent, B.; Meixner, M.; Bouchet, P.; Temim, T. (2024-02-23). „Emission lines due to ionizing radiation from a compact object in the remnant of Supernova 1987A“. Science (англиски). 383 (6685): 898–903. arXiv:2403.04386. Bibcode:2024Sci...383..898F. doi:10.1126/science.adj5796. ISSN 0036-8075. PMID 38386759 Проверете ја вредноста |pmid= (help).
  29. ↑ Allen, W. H. (1987). „Three colour observations of SN1987A“. Royal Astronomical Society of New Zealand Publications of Variable Star Section. 14: 82–84. Bibcode:1988PVSS...14...82A. Посетено на 14 септември 2024.
  30. ↑ Suntzeff, Nicholas B.; Hamuy, Mario; Martin, Gabriel; Gomez, Arturo; Gonzalez, Ricardo (декември 1988). „SN 1987A in the LMC. II. Optical Photometry at Cerro Tololo“. Astronomical Journal. 96: 1864. Bibcode:1988AJ.....96.1864S. doi:10.1086/114933. Посетено на 14 септември 2024.
  31. ↑ Catchpole, R. M.; Menzies, J. W.; Monk, A. S.; Wargau, W. F.; Pollaco, D.; Carter, B. S.; Whitelock, P. A.; Marang, F.; Laney, C. D. (ноември 1987). „Spectroscopic and photometric observations of SN 1987A- II. Days 51 to134“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 229: 15P–25P. Bibcode:1987MNRAS.229P..15C. doi:10.1093/mnras/229.1.15P. Посетено на 14 септември 2024.
  32. ↑ Fransson, C.; Gilmozzi, R.; Groeningsson, P.; Hanuschik, R.; Kjaer, K.; Leibundgut, B.; Spyromilio, J. (март 2007). „Twenty Years of Supernova 1987A“ (PDF). The Messenger. 127: 44. Bibcode:2007Msngr.127...44F. Посетено на 14 септември 2024.
  33. ↑ Kasen, D.; Woosley, S. (2009). „Type II Supernovae: Model Light Curves and Standard Candle Relationships“. The Astrophysical Journal. 703 (2): 2205–2216. arXiv:0910.1590. Bibcode:2009ApJ...703.2205K. doi:10.1088/0004-637X/703/2/2205.
  34. ↑ Matz, S. M.; и др. (1988). „Gamma-ray line emission from SN1987A“. Nature. 331 (6155): 416–418. Bibcode:1988Natur.331..416M. doi:10.1038/331416a0.
  35. ↑ Kurfess, J. D.; и др. (1992). „Oriented Scintillation Spectrometer Experiment observations of Co-57 in SN 1987A“. The Astrophysical Journal Letters. 399 (2): L137–L140. Bibcode:1992ApJ...399L.137K. doi:10.1086/186626.
  36. ↑ Clayton, D. D.; Colgate, S. A.; Fishman, G. J. (1969). „Gamma-Ray Lines from Young Supernova Remnants“. The Astrophysical Journal. 155: 75. Bibcode:1969ApJ...155...75C. doi:10.1086/149849.
  37. ↑ McCray, R.; Fansson, C. (2016). „The Remnant of Supernova 1987A“. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 54: 19–52. Bibcode:2016ARA&A..54...19M. doi:10.1146/annurev-astro-082615-105405.
  38. ↑ Grebenev, S. A.; Lutovinov, A. A.; Tsygankov, S. S.; Winkler, C. (2012). „Hard-X-ray emission lines from the decay of 44Ti in the remnant of supernova 1987A“. Nature. 490 (7420): 373–375. arXiv:1211.2656. Bibcode:2012Natur.490..373G. doi:10.1038/nature11473. PMID 23075986.
  39. ↑ Fransson, C.; и др. (2007). „Twenty Years of Supernova 1987A“. The Messenger. 127: 44. Bibcode:2007Msngr.127...44F.
  40. ↑ 40,0 40,1 Larsson, J.; и др. (2011). „X-ray illumination of the ejecta of supernova 1987A“. Nature. 474 (7352): 484–486. arXiv:1106.2300. Bibcode:2011Natur.474..484L. doi:10.1038/nature10090. PMID 21654749.
  41. ↑ Panagia, N. (1998). „New Distance Determination to the LMC“. Memorie della Societa Astronomia Italiana. 69: 225. Bibcode:1998MmSAI..69..225P.
  42. ↑ Kruesi, L. „Supernova prized by astronomers begins to fade from view“. New Scientist. Архивирано од изворникот на June 11, 2015. Посетено на June 13, 2015.
  43. ↑ Fransson, C.; и др. (2015). „The Destruction of the Circumstellar Ring of SN 1987A“. The Astrophysical Journal. 806 (1): L19. arXiv:1505.06669. Bibcode:2015ApJ...806L..19F. doi:10.1088/2041-8205/806/1/L19.
  44. ↑ Cendes, Y.; и др. (2018). „The Reacceleration of the Shock Wave in the Radio Remnant of SN 1987A“. The Astrophysical Journal. 867 (1): 65. arXiv:1809.02364. Bibcode:2018ApJ...867...65C. doi:10.3847/1538-4357/aae261.
  45. ↑ Menzies, J.W.; и др. (1987). „Spectroscopic and photometric observations of SN 1987a - The first 50 days“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 227: 39P–49P. Bibcode:1987MNRAS.227P..39M. doi:10.1093/mnras/227.1.39P.
  46. ↑ Catchpole, R.M.; и др. (1987). „Spectroscopic and photometric observations of SN 1987a. II - Days 51 to 134“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 229: 15P–25P. Bibcode:1987MNRAS.229P..15C. doi:10.1093/mnras/229.1.15P.
  47. ↑ Elias, J.H.; и др. (1988). „Line identifications in the infrared spectrum of SN 1987A“. The Astrophysical Journal. 331: L9. Bibcode:1988ApJ...331L...9E. doi:10.1086/185225.
  48. ↑ Terndrup, D.M.; и др. (1988). „Optical and infrared observations of SN 1987A from Cerro Tololo“. Astronomical Society of Australia. 7 (4): 412–423. Bibcode:1988PASA....7..412T. doi:10.1017/S1323358000022566.
  49. ↑ Bouchet, P.; и др. (1987). „Infrared photometry of SN 1987A“. Astronomy and Astrophysics. 177: L9. Bibcode:1987A&A...177L...9B.
  50. ↑ . Bibcode:etal Проверете го |bibcode= length (help). Отсутно или празно |title= (help)
  51. ↑ Roche, P.F.; и др. (1989). „Old cold dust heated by supernova 1987A“. Nature. 337 (6207): 533–535. Bibcode:1989Natur.337..533R. doi:10.1038/337533a0.
  52. ↑ Bouchet, P.; Danziger, J.; Lucy, L. (1989). „Supernova 1987A in the Large Magellanic Cloud“. IAU Circular. 4933: 1. Bibcode:1989IAUC.4933....1B.
  53. ↑ Danziger, I. J.; Gouiffes, C.; Bouchet, P.; Lucy, L. B. (1989). „Supernova 1987A in the Large Magellanic Cloud“. IAU Circular. 4746: 1. Bibcode:1989IAUC.4746....1D.
  54. ↑ Felten, J.E.; Dwek, E. (1989). „Infrared and optical evidence for a dust cloud behind supernova 1987A“. Nature. 339 (6220): 123. Bibcode:1989Natur.339..123F. doi:10.1038/339123a0.
  55. ↑ Lucy, L.; и др. (1989). „Dust condensation in the ejecta of SN 1987A“. Во Guillermo Tenorio-Tagle; Mariano Moles; Jorge Melnick (уред.). Structure and Dynamics of the Interstellar medium. Наставни забелешки во физиката. 350. Springer-Verlag. стр. 164–179. Bibcode:1989LNP...350..164L. doi:10.1007/BFb0114861. ISBN 978-3-540-51956-0. S2CID 222246187.
  56. ↑ Lucy, L.; и др. (1991). Woosley, S.E. (уред.). Dust Condensation in the Ejecta of Supernova 1987A - Part Two. Supernovae. The Tenth Santa Cruz Workshop in Astronomy and Astrophysics, Held July 9–21, 1989, Lick Observatory. New York: Springer Verlag. стр. 82. Bibcode:1991supe.conf...82L. ISBN 978-0387970714.
  57. ↑ Cernuschi, F.; Marsicano, F.; Codina, S. (1967). „Contribution to the theory on the formation of cosmic grains“. Annales d'Astrophysique. 30: 1039. Bibcode:1967AnAp...30.1039C.
  58. ↑ Liu, N.; и др. (2018). „Late formation of silicon carbide in type II supernovae“. Science Advances. 4 (1): 1054. arXiv:1801.06463. Bibcode:2018SciA....4.1054L. doi:10.1126/sciadv.aao1054. PMC 5777395. PMID 29376119.
  59. ↑ Matsuura, M.; и др. (2011). „Herschel Detects a Massive Dust Reservoir in Supernova 1987A“. Science. 333 (6047): 1258–1261. arXiv:1107.1477. Bibcode:2011Sci...333.1258M. doi:10.1126/science.1205983. PMID 21737700.
  60. ↑ 60,0 60,1 Indebetouw, R.; и др. (2014). „Dust Production and Particle Acceleration in Supernova 1987A Revealed with ALMA“. The Astrophysical Journal. 782 (1): L2. arXiv:1312.4086. Bibcode:2014ApJ...782L...2I. doi:10.1088/2041-8205/782/1/L2.
  61. ↑ Kamenetzky, J.; и др. (2013). „Carbon Monoxide in the Cold debris of Supernova 1987A“. The Astrophysical Journal. 782 (1): L2. arXiv:1307.6561. Bibcode:2013ApJ...773L..34K. doi:10.1088/2041-8205/773/2/L34.
  62. ↑ Zanardo, G.; и др. (2014). „Spectral and Morphological Analysis of the Remnant of Supernova 1987A with ALMA and ATCA“. The Astrophysical Journal. 796 (2): 82. arXiv:1409.7811. Bibcode:2014ApJ...796...82Z. doi:10.1088/0004-637X/796/2/82.
  63. ↑ Matsuura, M.; и др. (2017). „Spectral and Morphological Analysis of the Remnant of Supernova 1987A with ALMA and ATCA“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 469 (3): 3347–3362. arXiv:1704.02324. Bibcode:2017MNRAS.469.3347M. doi:10.1093/mnras/stx830.

Извори

[уреди | уреди извор]

Дополнителна книжевност

[уреди | уреди извор]

Надворешни врски

[уреди | уреди извор]
Тела во соѕвездието Златна Рипка
Бајер
Променливи
HR
HD
Глизе
Други
Поранешни
Нормативна контрола
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=SN_1987A&oldid=5278133“