close
Перейти до вмісту

SN 1987A

Добра стаття
Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
SN 1987A
BERJAYA
Залишок наднової SN 1987A, знятий телескопом «Габбл» за 20 років після вибуху
Інші назвиSN 1987A
Тип подіїНаднова типу II (пекулярна)[1]
Спектральний класSN.IIPec[2]
Дата24 лютого 1987[3]
Сузір'яЗолота Риба
Пряме піднесення05г 35х 28.03с[4]
Схилення-69° 16′ 11.79″[4]
ЕпохаJ2000
Відстань51,4 кпк (168 000 св. р.)[4]
Зоря-господарВелика Магелланова Хмара
ПопередникСандуляк −69 202
Тип попередникаБлакитний надгігант
Показник кольору (B-V)+0.085
Особливі рисиНайближча досліджена наднова від винайдення телескопа
SN 1987A у Вікісховищі

SN 1987A — наднова зоря, що спалахнула у Великій Магеллановій Хмарі, галактиці-супутнику Чумацького Шляху, приблизно за 50 кілопарсеків від Сонця, і стала найближчою спостережуваною надновою від часу наднової Кеплера 1604 року. Світло й нейтрино від вибуху досягли Землі 23 лютого 1987 року, і зоря отримала позначення «SN 1987A» як перша наднова, спостережувана 1987 року. Її яскравість досягла максимуму в травні того ж року з видимою зоряною величиною близько +3m, — яскравіше за α Золотої Риби, найяскравішу зорю цього сузір'я.

SN 1987A є надновою типу II, тобто утворилася на кінцевому етапі еволюції поодиноких масивних зір. SN 1987A вперше дозволила підтвердити безпосередніми спостереженнями радіоактивне джерело енергії для випромінювання видимого світла, адже вчені спостерігали передбачуване гамма-випромінювання від двох поширених радіоактивних ізотопів, що довело радіоактивну природу тривалого світіння наднових зір після спалаху. 2019 року за допомогою радіотелескопа ALMA виявили непрямі свідчення існування нейтронної зорі в залишку SN 1987A. Спостереження цієї наднової стало важливою віхою для багатоканальної астрономії, оскільки вперше вдалось виміряти потік не лише електромагнітного випромінювання, але й нейтрино від далекого небесного тіла чи події.

Відкриття

[ред. | ред. код]

SN 1987A незалежно відкрили Ієн Шелтон[en] та Оскар Дугальде в обсерваторії Лас-Кампанас в Чилі 24 лютого 1987 року і в межах 24 годин Альберт Джонс[en] у Новій Зеландії[3]. Пізніші дослідження показали, що яскравість наднової почала швидко зростати ще раніше, на початку 23 лютого[5][3]. У період 4–12 березня 1987 року її спостерігали з космосу радянським телескопом «Астрон», найбільшим на той час ультрафіолетовим космічним телескопом[6].

Зоря-попередник та оптичний спалах

[ред. | ред. код]
BERJAYA
Вигляд залишку наднової за 9 років, з 1994 до 2003, за спостереженнями телескопа Хабла
Докладніше: Сандуляк −69 202

Через чотири дні після реєстрації події визначили ймовірну зорю-попередника — Сандуляк −69 202, блакитний надгігант із масою близько 17 M☉[7]. Після того як наднова згасла, ця гіпотеза остаточно підтвердилася, оскільки зоря Сандуляк −69 202 зникла. Можливість того, що блакитний надгігант може породити наднову, спершу здалася несподіваною, бо до цього вважали, що спалахувати як наднові можуть лише червоні надгіганти[8]. Це стимулювало подальші дослідження, унаслідок яких виявили ще одну давнішу наднову з прародичем — блакитним надгігантом[9].

Деякі моделі попередника SN 1987A пояснювали синій колір переважно його хімічним складом, а не еволюційною стадією, зокрема низьким вмістом важких елементів[10]. Існували припущення, що незадовго до вибуху наднової зоря могла злитися із зорею-компаньйоном[11]. Проте нині загальновизнано, що блакитні надгіганти можуть бути природними прародичами деяких наднових, хоча все ще обговорюють можливість того, що еволюція таких зір може потребувати втрати маси за участю подвійного компаньйона[12].

Нейтринний спалах

[ред. | ред. код]

Приблизно за 2–3 години до того, як видиме світло від SN 1987A досягло Землі, на трьох нейтринних обсерваторіях зареєстрували спалах нейтрино. Імовірно, це було спричинено випромінюванням нейтрино, яке виникає одночасно з колапсом ядра, але передує появі видимого світла, яке відбувається, коли ударна хвиля досягає поверхні зорі[13]. О 7:35 UT 12 антинейтрино зареєстрував Kamiokande II, 8 — IMB, а ще 5 — Баксанська нейтринна обсерваторія. Спалах тривав менше 13 секунд. Приблизно за три години до цього рідинний сцинтилятор на Монблані зареєстрував спалах із п'яти нейтрино, але загалом вважають, що він не пов'язаний з SN 1987A[10].

Детектор Kamiokande II, який зафіксував найбільшу вибірку — 12 нейтрино, — показав, що нейтрино прибували двома окремими імпульсами. Перший імпульс о 07:35:35 складався з 9 нейтрино, які надійшли протягом 1,915 секунди. Другий імпульс із трьох нейтрино зареєстрували протягом інших 3,220 секунди — від 9,219 до 12,439 секунди після початку першого імпульсу[10][14].

Хоча під час події зареєстрували лише 25 нейтрино, це значно перевищувало загальний нейтринний фон. Цей перший випадок безпосереднього спостереження нейтрино від наднової започаткував нейтринну астрономію. Спостережувані нейтрино узгоджуються з теоретичними моделями наднових, у яких 99 % енергії колапсу випромінюється у формі нейтрино[15]. На основі наявних спостережень нейтрино можна оцінити, що загальна кількість нейтрино становила порядку 1058, а сумарна енергія — порядку 1046 джоулів, тобто середня енергія на нейтрино була порядку кількох десятків МеВ[16]. Мільярди нейтрино від цього вибуху пройшли через кожен квадратний сантиметр поверхні Землі[17].

Вимірювання нейтрино дали змогу встановити верхні межі для маси та електричного заряду нейтрино, а також для кількості їхніх ароматів та інших властивостей[10]. Наприклад, дані показали, що маса спокою електронного нейтрино з імовірністю 95 % становить < 16 еВ/c2, що у 30 000 разів менше за масу електрона. Дані також засвідчили, що загальна кількість ароматів нейтрино не перевищує 8, що є, щоправда, менш точною оцінкою, ніж в інших спостереженнях та експериментах. Багато з цих результатів згодом підтвердили або уточнили інші нейтринні експерименти, зокрема ретельніший аналіз сонячних і атмосферних нейтрино, а також експерименти зі штучними джерелами нейтрино[18][19][20].

Нейтронна зоря

[ред. | ред. код]

SN 1987A, імовірно, є надновою з колапсом ядра, яка з огляду на масу початкової зорі мала б залишити після себе нейтронну зорю[10]. Спостереження нейтрино свідчать, що в ядрі зорі справді утворився компактний об’єкт, і астрономи відразу почали його пошук. Космічний телескоп «Габбл» регулярно отримував зображення наднової починаючи з серпня 1990 року, але чітко виявити нейтронну зорю не вдалося. Було запропоновано кілька пояснень «відсутньої» нейтронної зорі[21]. По-перше, нейтронну зорю можуть закривати щільні хмари пилу[22]. По-друге, міг утворитися пульсар, але з незвично великим або, навпаки, дуже малим магнітним полем. По-третє, значна кількість речовини могла впасти назад на нейтронну зорю і спричинити її подальший колапс у чорну діру. Нейтронні зорі та чорні діри часто випромінюють світло, коли на них падає речовина. Якщо ж у залишку наднової є компактний об'єкт, але на нього не падає речовина, він буде надто тьмяним для виявлення. Четверта гіпотеза полягала в тому, що стиснуте ядро стало кварковою зорею[23][24].

2019 року з'явилися докази існування нейтронної зорі всередині одного з найяскравіших пилових скупчень поблизу очікуваного положення залишку наднової[25][26][27]. У 2021 році виявили додаткові свідчення у вигляді жорсткого рентгенівського випромінювання від SN 1987A, яке походить із туманності, утвореної навколо пульсара[28][29]. Цей результат підтверджує тривимірна магнітогідродинамічна модель, яка описує еволюцію SN 1987A від моменту вибуху дотепер, реконструює навколишнє середовище та передбачає поглинальну здатність щільної зоряної речовини навколо пульсара[30].

BERJAYA
Зображення залишку наднової, отримане космічним телескопом «Джеймс Вебб», яке показує випромінювання аргону

2024 року дослідники, використовуючи космічний телескоп «Джеймс Вебб», виявили характерні лінії випромінювання іонізованого аргону в центральній ділянці залишку наднової 1987A. Ці лінії, помітні лише поблизу ядра залишку, проаналізували за допомогою моделей фотоіонізації. Моделі показують, що спостережувані швидкості та співвідношення інтенсивностей ліній можна пояснити іонізуючим випромінюванням від нейтронної зорі, яке освітлює газ із внутрішніх частин зорі, що зазнала вибуху[31].

Крива блиску

[ред. | ред. код]
BERJAYA
Крива блиску SN 1987A у смузі V. На вставному графіку показано інтервал часу поблизу максимуму блиску. Побудовано за даними, опублікованими в кількох джерелах[32][33][34][35].

Після вибуху наднової типу II, такої як SN 1987A, значну частину світла створює енергія радіоактивного розпаду. Радіоактивність підтримує залишок достатньо гарячим, щоб він випромінював теплове випромінювання, — без цього він би швидко згас. Розпад 56Ni через дочірні ядра 56Co до 56Fe породжує гамма-кванти, які поглинаються речовиною і визначають нагрівання, а отже і світність викинутої речовини на проміжних (кілька тижнів) і пізніх (кілька місяців) стадіях[36]. В максимумі кривої блиску SN1987A основний внесок у світність давав розпад 56Ni на 56Co (період напіврозпаду 6 днів), тоді як пізнішу частину кривої блиску дуже добре описує розпад 56Co на 56Fe з періодом напіврозпаду 77,3 доби. Пізніші вимірювання космічними гамма-телескопами тієї невеликої частки гамма-променів від 56Co і 57Co(інші мови), які вийшли із залишку SN1987A без поглинання[37][38], підтвердили ранні передбачення, що саме ці два радіоактивні ядра є джерелом енергії[39].

Оскільки 56Co у SN 1987A вже повністю розпався, він більше не підтримує світність викинутої речовини SN 1987A. Нині її забезпечує радіоактивний розпад 44Ti з періодом напіврозпаду близько 60 років, який, однак, зростає зі збільшенням ступеня іонізації, оскільки розпад відбувається виключно через електронне захоплення. Унаслідок цього рентгенівське випромінювання, що виникає під час взаємодії викинутої речовини з кільцем, почало давати значний внесок у загальну криву блиску. Космічний телескоп «Габбл» зафіксував це як стале зростання світності через 10 000 днів після події в синій і червоній спектральних смугах[40]. Рентгенівські лінії 44Ti, які зареєстрував космічний рентгенівський телескоп INTEGRAL, показали, що загальна маса радіоактивного 44Ti, синтезованого під час вибуху, становила (3.1 ± 0.8) × 10−4 M☉[41].

Спостереження радіоактивного джерела енергії в кривій блиску 1987A дали змогу точно визначити загальні маси 56Ni, 57Ni(інші мови) та 44Ti, синтезованих під час вибуху. Ці значення узгоджуються з масами, виміряними космічними гамма-телескопами за лініями випромінювання, і накладають обмеження на моделі нуклеосинтезу в розрахунках наднових[42].

Залишок наднової

[ред. | ред. код]
BERJAYA
Кільця навколо епіцентру вибуху SN 1987A
BERJAYA
Залишок наднової SN 1987A, що розширюється, та його взаємодія з навколишнім середовищем. Зображення у рентгенівських променях (Чандра) та і у видимому світлі (Хаббл).
BERJAYA
Послідовність зображень HST за 1994—2009 роки, що показує зіткнення розширюваного залишку з кільцем речовини, викинутим батьківською зорею за 20 000 років до вибуху наднової[43]

Залишок SN 1987A є об'єктом пильної уваги астрономів[44][45], його ретельно досліджували космічним телескопом «Габбл», рентгенівською космічною обсерваторією «Чандра», масивом радіотелескопів ALMA, космічним телескопом «Джеймс Вебб»[46].

Взаємодія з кільцями

[ред. | ред. код]

Помітною особливістю SN 1987A є кільця поруч із нею, утворені міжзоряною речовиною. Яскравіше кільце симетрично охоплює наднову[47], а ще два менш яскраві кільця зсунуті у протилежні боки, приблизно симетрично одне одному[48]. Кільця складаються з речовини зоряного вітру батьківської зорі, викинутої задовго до вибуху наднової. Ультрафіолетовий спалах від вибуху наднової іонізував ці кільця, і вони почали випромінювати в різних емісійних лініях. Через скінченну швидкість світла кільця засвітилися лише через кілька місяців після вибуху наднової. Радіус внутрішнього кільця становить 0,808 кутової секунди. Час, за який світло досягло внутрішнього кільця і спричинило його спалах, дає значення його радіуса 0,66 світлового року. Це дозволяє оцінити відстань до SN 1987A в 168 000 світлових років[49].

Речовина, викинута під час вибуху, рухається зі швидкістю в тисячі км/с й досягла кілець пізніше, ніж світло від вибуху. Близько 2001 року викиди наднової зіткнулися з внутрішнім кільцем. Це спричинило його нагрівання та виникнення рентгенівського випромінювання — потік рентгенівських променів від кільця між 2001 і 2009 роками зріс утричі. Частина рентгенівського випромінювання, яку поглинає щільна речовина поблизу центру, спричинила зростання оптичного потоку від залишку наднової у 2001—2009 роках. Це збільшення яскравості залишку змінило попередню тенденцію, що спостерігалася до 2001 року, коли оптичний потік зменшувався через розпад ізотопу 44Ti[43]. Спостереження космічного телескопа «Габбл» і Дуже великого телескопа вказують, що кільця руйнуються під впливом ударної хвилі й мають зникнути приблизно до 2030 року[50]. Ці висновки також підтверджують результати тривимірної гідродинамічної моделі, яка описує взаємодію ударної хвилі з навколозоряною туманністю[22]. Дослідження проходження ударної хвилі через навколозоряне кільце дозволяє дослідити історію втрати маси батьківською зорею й таким чином зробити вибір між різними моделями походження SN 1987A[51]. У 2018 році радіоспостереження підтвердили, що ударна хвиля вже залишила межі навколозоряної речовини. Швидкість ударної хвилі під час взаємодії з кільцем зменшилася до 2 300 км/с, а після виходу за його межі знову стала збільшуватися[52].

Спостереження за холодним пилом

[ред. | ред. код]

Невдовзі після спалаху SN 1987A три основні групи розпочали фотометричний моніторинг наднової: Південноафриканська астрономічна обсерваторія[53][54], Обсерваторія Серро-Тололо[55][56] та Європейська південна обсерваторія[57][58]. Ці дані довели факт конденсації пилу у викинутій зорею речовині[59][60]. 2011 року космічний телескоп «Гершель» виявив велику кількість холодного пилу у викинутій речовині SN 1987A — близько 0,25 M☉ за температури ~26 K[61]. 2014 року ALMA підтвердив ці результати[62]. Також ALMA виміряв синхротронне випромінювання, що виникає через взаємодію ударної хвилі з екваторіальним кільцем, і виявив холодні (20–100 K) молекули монооксиду вуглецю (CO) та силікатів (SiO). Розподіл CO і SiO має грудкувату структуру, а різні продукти нуклеосинтезу (C, O і Si) розташовані в різних ділянках викинутої речовини, що відображає структуру надр зорі на момент вибуху[63][64][65].

Див. також

[ред. | ред. код]

Примітки

[ред. | ред. код]
  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. ↑ Cappellaro E., Turatto M. Asiago Supernova Catalogue // VizieR Online Data Catalog — VizieR, 2008. — Т. 1. — С. 2024.
  3. 1 2 3 Kunkel, W. та ін. (24 лютого 1987). Supernova 1987A in the Large Magellanic Cloud. IAU Circular (4316): 1. Bibcode:1987IAUC.4316....1K. Архів оригіналу за 8 жовтня 2014.
  4. 1 2 3 SN1987A in the Large Magellanic Cloud. Hubble Heritage Project. Архів оригіналу за 14 липня 2009. Процитовано 25 липня 2006.
  5. ↑ 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.
  6. ↑ Boyarchuk, A. A. та ін. (1987). Observations on Astron: Supernova 1987A in the Large Magellanic Cloud. Pis'ma v Astronomicheskii Zhurnal (рос.). 13: 739—743. Bibcode:1987PAZh...13..739B.
  7. ↑ Sonneborn, G. (1987). The Progenitor of SN1987A. У Kafatos, M.; Michalitsianos, A. (ред.). Supernova 1987a in the Large Magellanic Cloud. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-35575-9.
  8. ↑ Walborn, 1988, p. 3.
  9. ↑ Gaskell та Keel, 1988, p. 13.
  10. 1 2 3 4 5 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.
  11. ↑ 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.
  12. ↑ 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. S2CID 118359033.
  13. ↑ Nomoto, K.; Shigeyama, T. (9 червня 1988). Supernova 1987A: Constraints on the Theoretical Model. У Kafatos, M.; Michalitsianos, A. (ред.). Supernova 1987a in the Large Magellanic Cloud. Cambridge University Press. § 3.2. ISBN 978-0-521-35575-9.
  14. ↑ Hirata, K. та ін. (6 квітня 1987). Observation of a neutrino burst from the supernova SN1987A. Physical Review Letters. 58 (14): 1490—1493. Bibcode:1987PhRvL..58.1490H. doi:10.1103/PhysRevLett.58.1490. ISSN 0031-9007. PMID 10034450.
  15. ↑ 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. S2CID 3484486.
  16. ↑ 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. S2CID 119089069.
  17. ↑ AAVSO 1987A
  18. ↑ 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. S2CID 27696112.
  19. ↑ 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.
  20. ↑ 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.
  21. ↑ Alp, D. та ін. (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. S2CID 51918880.
  22. 1 2 Orlando, S. та ін. (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. S2CID 118545009.
  23. ↑ Chan, T. C. та ін. (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. S2CID 14402008.
  24. ↑ Parsons, P. (21 лютого 2009). Quark star may hold secret to early universe. New Scientist. Архів оригіналу за 18 березня 2015.
  25. ↑ Cigan, Phil та ін. (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. S2CID 203902478.
  26. ↑ Gough, Evan (21 листопада 2019). Astronomers Finally Find the Neutron Star Leftover from Supernova 1987A. Universe Today (амер.). Процитовано 6 грудня 2019.
  27. ↑ skyandtelescope.org -NEUTRON STAR FOUND IN SUPERNOVA 1987A. Архів оригіналу за 4 березня 2021. Процитовано 19 лютого 2021.
  28. ↑ 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. S2CID 231693022.
  29. ↑ Johnston, Scott Alan (26 лютого 2021). Astronomers Think They've Found the Neutron Star Remnant Left Behind from Supernova 1987A. Universe Today (амер.). Процитовано 26 лютого 2021.
  30. ↑ Orlando, Salvatore та ін. (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. S2CID 208857686.
  31. ↑ Fransson, C.; Barlow, M. J.; Kavanagh, P. J.; Larsson, J.; Jones, O. C.; Sargent, B.; Meixner, M.; Bouchet, P.; Temim, T.; Wright, G. S.; Blommaert, J. A. D. L.; Habel, N.; Hirschauer, A. S.; Hjorth, J.; Lenkić, L. (23 лютого 2024). Emission lines due to ionizing radiation from a compact object in the remnant of Supernova 1987A. Science (англ.). 383 (6685): 898—903. arXiv:2403.04386. Bibcode:2024Sci...383..898F. doi:10.1126/science.adj5796. ISSN 0036-8075. PMID 38386759.
  32. ↑ 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. Процитовано 7 листопада 2022.
  33. ↑ Suntzeff, Nicholas B.; Hamuy, Mario; Martin, Gabriel; Gomez, Arturo; Gonzalez, Ricardo (Грудень 1988). SN 1987A in the LMC. II. Optical Photometry at Cerro Tololo. Astronomical Journal. 96: 1864. Bibcode:1988AJ.....96.1864S. doi:10.1086/114933. Процитовано 7 листопада 2022.
  34. ↑ 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.; Balona, L. A.; Feast, M. W.; Lloyd Evans, T. H. H.; Sekiguchi, K.; Laing, J. D.; Kilkenny, D. M.; Spencer Jones, J.; Roberts, G.; Cousins, A. W. J.; van Vuuren, G.; Winkler, H. (Листопад 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. Процитовано 7 листопада 2022.
  35. ↑ Fransson, C.; Gilmozzi, R.; Groeningsson, P.; Hanuschik, R.; Kjaer, K.; Leibundgut, B.; Spyromilio, J. (Березень 2007). Twenty Years of Supernova 1987A (PDF). The Messenger. 127: 44. Bibcode:2007Msngr.127...44F. Процитовано 8 листопада 2022.
  36. ↑ 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. S2CID 42058638.
  37. ↑ Matz, S. M. та ін. (1988). Gamma-ray line emission from SN1987A. Nature. 331 (6155): 416—418. Bibcode:1988Natur.331..416M. doi:10.1038/331416a0. S2CID 4313713.
  38. ↑ Kurfess, J. D. та ін. (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.
  39. ↑ 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.
  40. ↑ 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.
  41. ↑ 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. S2CID 205230641.
  42. ↑ Fransson, C. та ін. (2007). Twenty Years of Supernova 1987A. The Messenger. 127: 44. Bibcode:2007Msngr.127...44F.
  43. 1 2 Larsson, J. та ін. (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. S2CID 4388495.
  44. ↑ Астрономи вперше отримали зображення вибуху наднової в 3D - Korrespondent.net. ua.korrespondent.net. Процитовано 20 листопада 2025.
  45. ↑ Телескоп Hubble зробив знімки наднової
  46. ↑ Опанасенко, Евгений (1 вересня 2023). James Webb зробив приголомшливу світлину знаменитого залишку наднової. Universe Space Tech (укр.). Процитовано 13 листопада 2025.
  47. ↑ Barlow, Michael J. (2 жовтня 2025). The supernova 1987A system and its recent evolution – a review. Contemporary Physics (англ.). 66 (1—4): 39—61. doi:10.1080/00107514.2025.2562755. ISSN 0010-7514.
  48. ↑ Staff, Astronomy (19 серпня 2020). Why does supernova 1987A look like a ring?. Astronomy Magazine (амер.). Процитовано 7 лютого 2026.
  49. ↑ Panagia, N. (1998). New Distance Determination to the LMC. Memorie della Societa Astronomia Italiana. 69: 225. Bibcode:1998MmSAI..69..225P.
  50. ↑ Kruesi, L. Supernova prized by astronomers begins to fade from view. New Scientist. Архів оригіналу за 11 червня 2015. Процитовано 13 червня 2015.
  51. ↑ Fransson, C. та ін. (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. S2CID 118602808.
  52. ↑ Cendes, Y. та ін. (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. S2CID 118918613.
  53. ↑ Menzies, J.W. та ін. (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.
  54. ↑ Catchpole, R.M. та ін. (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.
  55. ↑ Elias, J.H. та ін. (1988). Line identifications in the infrared spectrum of SN 1987A. The Astrophysical Journal. 331: L9. Bibcode:1988ApJ...331L...9E. doi:10.1086/185225.
  56. ↑ Terndrup, D.M. та ін. (1988). Optical and infrared observations of SN 1987A from Cerro Tololo. Publications of the Astronomical Society of Australia. 7 (4): 412—423. Bibcode:1988PASA....7..412T. doi:10.1017/S1323358000022566. S2CID 117801292.
  57. ↑ Bouchet, P. та ін. (1987). Infrared photometry of SN 1987A. Astronomy and Astrophysics. 177: L9. Bibcode:1987A&A...177L...9B.
  58. ↑ Bouchet, P. та ін. (1987). Infrared photometry of SN 1987A - The first four months. ESO Workshop on the SN 1987A, Garching, Federal Republic of Germany. European Southern Observatory Conference and Workshop, July 6–8, 1987. Т. 177. European Southern Observatory. с. 79. Bibcode:1987ESOC...26...79B.
  59. ↑ Lucy, L. та ін. (1989). Dust condensation in the ejecta of SN 1987A. У Guillermo Tenorio-Tagle; Mariano Moles; Jorge Melnick (ред.). Structure and Dynamics of the Interstellar medium. Lecture Notes in Physics. Т. 350. Springer-Verlag. с. 164—179. Bibcode:1989LNP...350..164L. doi:10.1007/BFb0114861. ISBN 978-3-540-51956-0. S2CID 222246187.
  60. ↑ Lucy, L. та ін. (1991). Woosley, S.E. (ред.). 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. с. 82. Bibcode:1991supe.conf...82L. ISBN 978-0387970714.
  61. ↑ Matsuura, M. та ін. (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. S2CID 46458836.
  62. ↑ Indebetouw, R. та ін. (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. S2CID 33224959.
  63. ↑ Kamenetzky, J. та ін. (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. S2CID 5713172.
  64. ↑ Zanardo, G. та ін. (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. S2CID 53553965.
  65. ↑ Matsuura, M. та ін. (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. S2CID 693014.

Література

[ред. | ред. код]

Посилання та джерела

[ред. | ред. код]

Україномовні

[ред. | ред. код]

Англомовні

[ред. | ред. код]
BERJAYA
Ця сторінка належить до добрих статей української Вікіпедії.
Отримано з https://uk.wikipedia.org/w/index.php?title=SN_1987A&oldid=48429606