Supernova 1987A

SN 1987A ( supernova 1987a)

SN 1987A byla supernova typu II ve Velkém Magellanově mračnu , trpasličí satelitní galaxii Mléčné dráhy . Vyskytla se přibližně 51,4 kiloparseků (168 000 světelných let ) od Země a byla nejbližší pozorovanou supernovou od Keplerovy supernovy . Světlo 1987A dosáhlo Země 23. února 1987 a jako první supernova objevená toho roku byla označena "1987A". Jeho jasnost vyvrcholila v květnu se zdánlivou magnitudou asi 3.

Byla to první supernova, kterou byli moderní astronomové schopni studovat velmi podrobně, a její pozorování poskytla mnoho informací o supernovách s kolapsem jádra .

SN 1987A poskytla první příležitost potvrdit přímým pozorováním radioaktivní zdroj energie pro emise viditelného světla detekcí předpokládaného záření gama paprsků ze dvou jeho hojných radioaktivních jader. To prokázalo radioaktivní povahu dlouhotrvající povýbuchové záře supernov.

Více než třicet let se očekávanou zhroucenou neutronovou hvězdu nepodařilo najít, ale v roce 2019 byl nepřímý důkaz její přítomnosti nalezen dalekohledem Atacama Large Millimeter Array a další důkazy byly nalezeny v roce 2021 pomocí rentgenových dalekohledů Chandra a NuSTAR.

Objev

SN 1987A objevili nezávisle Ian Shelton a Oscar Duhalde na observatoři Las Campanas v Chile 24. února 1987 a během stejných 24 hodin Albert Jones na Novém Zélandu .

Pozdější výzkumy nalezly fotografie ukazující, jak se supernova rychle zjasňovala brzy 23. února. 4.–12. března 1987 ji z vesmíru pozoroval Astron , největší ultrafialový vesmírný dalekohled té doby.

Progenitor

Hlavní článek: Sanduleak -69 202

Čtyři dny po zaznamenání události byla hvězda předchůdce předběžně identifikována jako Sanduleak −69 202 (-69 202 Sk), modrý veleobr . Po odeznění supernovy byla tato identifikace definitivně potvrzena zmizením −69 202 Sk. To byla neočekávaná identifikace, protože modely vysokohmotného hvězdného vývoje v té době nepředpovídaly, že modří veleobri jsou citliví na událost supernovy. 

Některé modely progenitoru připisovaly barvu spíše jeho chemickému složení než jeho evolučnímu stavu, zejména nízkým hladinám těžkých prvků, mezi jinými faktory. Existovaly určité spekulace, že se hvězda mohla spojit s doprovodnou hvězdou před supernovou. Nyní je však všeobecně známo, že modří veleobri jsou přirozenými předky některých supernov, i když stále existují spekulace, že evoluce takových hvězd by mohla vyžadovat ztrátu hmoty zahrnující binárního společníka.

Emise neutrin

Přibližně dvě až tři hodiny předtím, než viditelné světlo z SN 1987A dosáhlo Země, byl na třech neutrinových observatořích pozorován výbuch neutrin . To bylo pravděpodobně způsobeno emisí neutrin , ke které dochází současně s kolapsem jádra, ale předtím, než je emitováno viditelné světlo. Viditelné světlo se propouští až poté, co rázová vlna dosáhne povrchu hvězdy. V 07:35 UT detekoval Kamiokande II 12 antineutrin ; IMB , 8 antineutrin; a Baksan , 5 antineutrin; v dávce trvající méně než 13 sekund. Přibližně o tři hodiny dříve kapalinový scintilátor Mont Blanc detekoval záblesk pěti neutrin, ale obecně se nepředpokládá, že by to bylo spojeno s SN 1987A.

Detekce Kamiokande II, která u 12 neutrin měla největší populaci vzorků, ukázala, že neutrina přicházejí ve dvou odlišných pulzech. První puls začal v 07:35:35 a zahrnoval 9 neutrin, z nichž všechna dorazila v průběhu 1,915 sekundy. Druhý puls tří neutrin dorazil mezi 9,219 a 12,439 sekundy poté, co bylo detekováno první neutrino, po dobu trvání pulsu 3,220 sekund.

Přestože bylo během události detekováno pouze 25 neutrin, šlo o významný nárůst oproti dříve pozorované úrovni pozadí. Bylo to poprvé, kdy byla přímo pozorována neutrina, o kterých je známo, že jsou emitována ze supernovy, což znamenalo začátek neutrinové astronomie . Pozorování byla v souladu s teoretickými modely supernov, ve kterých je 99 % energie kolapsu vyzařováno ve formě neutrin.  Pozorování jsou také v souladu s odhady modelů o celkovém počtu neutrin 10 58 s celkovou energií 10 46 joulů, tj. se střední hodnotou několika desítek MeV na neutrino.

Měření neutrin umožnilo horní hranice hmotnosti a náboje neutrin, stejně jako počet příchutí neutrin a další vlastnosti. Data například ukazují, že s 5% spolehlivostí je klidová hmotnost elektronového neutrina nejvýše 16 eV/c 2 , 1/30 000 hmotnosti elektronu. Data naznačují, že celkový počet neutrinových příchutí je maximálně 8, ale jiná pozorování a experimenty poskytují přesnější odhady. Mnohé z těchto výsledků byly od té doby potvrzeny nebo upřesněny jinými experimenty s neutriny, jako je pečlivější analýza slunečních neutrin a atmosférických neutrin a také experimenty s umělými zdroji neutrin.

Neutronová hvězda

Zdá se, že SN 1987A je supernova s ​​kolapsem jádra, jehož výsledkem by měla být neutronová hvězda vzhledem k velikosti původní hvězdy. Údaje o neutrinech naznačují, že se v jádru hvězdy skutečně vytvořil kompaktní objekt. Od chvíle, kdy byla supernova poprvé viditelná, astronomové hledali zhroucené jádro. Hubbleův vesmírný dalekohled pořizuje snímky supernovy pravidelně od srpna 1990 bez jasné detekce neutronové hvězdy.

Uvažuje se o řadě možností pro "chybějící" neutronovou hvězdu. První je, že neutronová hvězda je zahalena hustými prachovými mračny, takže ji nelze vidět.  Další je, že vznikl pulsar , ale buď s neobvykle velkým, nebo malým magnetickým polem. Je také možné, že velké množství materiálu dopadlo zpět na neutronovou hvězdu, takže se dále zhroutila do černé díry . Neutronové hvězdy a černé díry často vydávají světlo, když na ně dopadá materiál. Pokud je ve zbytku supernovy kompaktní objekt, ale žádný materiál, který by na něj spadl, byl by velmi slabý a mohl by se proto vyhnout detekci. Byly zvažovány i další scénáře, například zda se zhroucené jádro stalo kvarkovou hvězdou .V roce 2019 byly předloženy důkazy, že neutronová hvězda se nachází uvnitř jedné z nejjasnějších prachových shluků blízko očekávané polohy zbytku supernovy.V roce 2021 byly předloženy další důkazy, že tvrdá rentgenová emise z SN 1987A pochází z větrné mlhoviny pulsar. Poslední výsledek je podpořen trojrozměrným magnetohydrodynamickým modelem, který popisuje vývoj SN 1987A od události SN do současného věku a rekonstruuje okolní prostředí kolem neutronové hvězdy v různých epochách, což umožňuje odvodit absorpční sílu hustého hvězdného materiálu kolem pulsaru.

Světelná křivka

Vizuální pásová světelná křivka pro SN 1987A. Vložený graf ukazuje čas kolem maximálního jasu. Vyneseno z dat publikovaných několika zdroji.

Velká část světelné křivky nebo grafu svítivosti jako funkce času po explozi supernovy typu II , jako je SN 1987A, je produkována energií z radioaktivního rozpadu . Přestože světelná emise sestává z optických fotonů, je to absorbovaná radioaktivní energie, která udržuje zbytek dostatečně horký, aby vyzařoval světlo. Bez radioaktivního tepla by rychle potemněl. Radioaktivní rozpad 56Ni prostřednictvím jeho dceřiných 56Co až 56Fe produkuje fotony gama záření , které jsou absorbovány a dominují ohřevu a tím i svítivosti ejekty v mezidobí (několik týdnů) až pozdních dobách (několik měsíců ) .  Energie pro vrchol světelné křivky SN1987A byla poskytnuta rozpadem 56 Ni na 56 Co (poločas rozpadu 6 dní), zatímco energie pro pozdější světelnou křivku zejména velmi těsně zapadá do 77,3 denního polopropustného životnost 56 Co rozpadá na 56 Fe. Pozdější měření malé části gama paprsků 56 Co a 57 Co, která unikla zbytku SN1987A bez absorpce, pomocí vesmírných gama dalekohledů  potvrdila dřívější předpovědi, že tato dvě radioaktivní jádra byla zdrojem energie.

Protože se 56 Co v SN1987A nyní zcela rozpadlo, již nepodporuje svítivost SN 1987A ejecta. Ten je v současnosti poháněn radioaktivním rozpadem 44 Ti s poločasem rozpadu asi 60 let. S touto změnou začalo rentgenové záření produkované prstencovými interakcemi ejekty významně přispívat k celkové světelné křivce. To bylo zaznamenáno Hubbleovým vesmírným dalekohledem jako stálý nárůst svítivosti 10 000 dní po události v modrém a červeném spektrálním pásmu. Rentgenové čáry 44 Ti pozorované kosmickým rentgenovým dalekohledem INTEGRAL ukázaly, že celková hmotnost radioaktivního 44 Ti syntetizovaného během exploze byla 3,1 ± 0,8 × 10 −4 M,

Pozorování radioaktivní energie z jejich rozpadů na světelné křivce 1987A změřila přesné celkové hmotnosti 56 Ni, 57 Ni a 44 Ti vzniklých při explozi, které souhlasí s hmotnostmi naměřenými vesmírnými dalekohledy s gama paprsky a poskytují nukleosyntézu. omezení na vypočítaném modelu supernovy.

Interakce s cirkumstelárním materiálem

Rozpínající se prstencový zbytek SN 1987A a jeho interakce s okolím, viděný v rentgenovém a viditelném světle.Sekvence snímků HST z let 1994 až 2009, ukazující srážku rozpínajícího se zbytku s prstencem materiálu vyvrženým progenitorem 20 000 let před supernovou

Tři jasné prstence kolem SN 1987A, které byly po několika měsících viditelné na snímcích Hubbleovým vesmírným dalekohledem, jsou materiálem z hvězdného větru progenitoru. Tyto prstence byly ionizovány ultrafialovým zábleskem z exploze supernovy a následně začaly emitovat v různých emisních čarách. Tyto prstence se "zapnuly" až několik měsíců po supernově; proces zapnutí lze velmi přesně studovat pomocí spektroskopie. Kroužky jsou dostatečně velké, aby bylo možné přesně změřit jejich úhlovou velikost: vnitřní kroužek má poloměr 0,808 úhlových sekund. Doba, kterou světlo urazilo, aby rozsvítilo vnitřní prstenec, udává jeho poloměr 0,66 (ly) světelných let . Použijeme-li toto jako základnu pravoúhlého trojúhelníku a úhlovou velikost při pohledu ze Země pro místní úhel, lze použít základní trigonometrii k výpočtu vzdálenosti k SN 1987A, což je asi 168 000 světelných let. Materiál z exploze dohání materiál vyvržený během fáze červeného i modrého veleobra a zahřívá jej, takže kolem hvězdy pozorujeme prstencové struktury.

Kolem roku 2001 se expanzní (>7000 km/s) výron supernovy srazil s vnitřním prstencem. To způsobilo jeho zahřívání a generování rentgenových paprsků – tok rentgenového záření z prstence se mezi lety 2001 a 2009 zvýšil třikrát. centrum, je zodpovědné za srovnatelný nárůst optického toku ze zbytku supernovy v letech 2001–2009. Toto zvýšení jasu zbytku obrátilo trend pozorovaný před rokem 2001, kdy se optický tok snižoval v důsledku rozpadu izotopu 44 Ti.

Studie zveřejněná v červnu 2015  za použití snímků z Hubbleova vesmírného dalekohledu a Very Large Telescope pořízených v letech 1994 až 2014 ukazuje, že emise ze shluků hmoty tvořící prstence slábnou, jak jsou shluky ničeny. rázová vlna. Předpokládá se, že prstenec zmizí v letech 2020 až 2030. Tato zjištění jsou také podpořena výsledky trojrozměrného hydrodynamického modelu, který popisuje interakci tlakové vlny s cirkumstelární mlhovinou.  Model také ukazuje, že rentgenová emise z ejekce zahřáté otřesem bude velmi brzy dominantní, po níž by prstenec zmizel. Když rázová vlna projde cirkumstelárním prstencem, bude sledovat historii ztráty hmoty progenitoru supernovy a poskytne užitečné informace pro rozlišení mezi různými modely pro progenitor SN 1987A.

V roce 2018 rádiová pozorování z interakce mezi cirkumstelárním prstencem prachu a rázovou vlnou potvrdila, že rázová vlna nyní opustila cirkumstelární materiál. Ukazuje také, že rychlost rázové vlny, která se při interakci s prachem v prstenci zpomalila na 2300 km/s, nyní znovu zrychlila na 3600 km/s.

Kondenzace teplého prachu v ejektě

Snímky trosek SN 1987A získané pomocí přístrojů T-ReCS na 8m dalekohledu Gemini a VISIR na jednom ze čtyř VLT. Data jsou uvedena. Obrázek HST je vložen vpravo dole (poděkování Patrice Bouchet, CEA-Saclay)

Brzy po výbuchu SN 1987A se tři hlavní skupiny pustily do fotometrického sledování supernovy: Jihoafrická astronomická observatoř (SAAO), Cerro Tololo Inter-American Observatory (CTIO), a Evropská jižní observatoř (ESO). Konkrétně tým ESO hlásil nadměrný výskyt infračerveného záření , který se projevil necelý měsíc po explozi (11. března 1987). V této práci byly diskutovány tři možné interpretace: hypotéza infračerveného echa byla zavržena a byla upřednostněna tepelná emise z prachu, který mohl kondenzovat ve výronu (v takovém případě byla odhadovaná teplota v této epoše ~ 1250 K a prach hmotnost byla přibližně6,6 × 10 −7 M ). Možnost, že by přebytek IR mohl vzniknout opticky silnou bezvolnou emisí, se zdála nepravděpodobná, protože svítivost v UV fotonech potřebná k udržení ionizovaného obalu byla mnohem větší, než bylo dostupné, ale nebylo to vyloučeno s ohledem na možnost rozptyl elektronů, který nebyl uvažován.

Žádná z těchto tří skupin však neměla dostatečně přesvědčivé důkazy, aby si nárokovala prašnou ejektu pouze na základě přebytku IR. 

Distribuce prachu uvnitř ejecta SN 1987A podle modelu Lucy et al. postaveného v ESO

Nezávislý australský tým předložil několik argumentů ve prospěch interpretace ozvěny. ​​Tato zdánlivě přímočará interpretace povahy IR emise byla zpochybněna skupinou ESO a definitivně vyloučena po předložení optického důkazu přítomnosti prachu ve výronu SN.  Aby rozlišili mezi těmito dvěma interpretacemi, zvážili důsledek přítomnosti ozvěného oblaku prachu na optické světelné křivce a existenci difúzní optické emise kolem SN.  Došli k závěru, že očekávaná optická ozvěna z oblaku by měla být rozlišitelná a mohla by být velmi jasná s integrovanou vizuální jasností 10,3 magnitudy kolem dne 650. Nicméně další optická pozorování, vyjádřená světelnou křivkou SN, neukázala žádnou inflexi . ve světelné křivce na předpokládané úrovni. Nakonec tým ESO představil přesvědčivý hrudkovitý model kondenzace prachu v ejektě.

Ačkoli se před více než 50 lety předpokládalo, že prach by se mohl tvořit při ejektech supernovy s kolapsem jádra,  což by mohlo vysvětlit původ prachu pozorovaného v mladých galaxiích, to bylo poprvé že byla pozorována taková kondenzace. Pokud je SN 1987A typickým představitelem své třídy, pak odvozená hmotnost teplého prachu vytvořeného v troskách supernov zhroucených jaderným jádrem nestačí k tomu, aby odpovídala veškerému prachu pozorovanému v raném vesmíru. Nicméně mnohem větší rezervoár ~0,25 sluneční hmoty chladnějšího prachu (při ~26 K) v ejektě SN 1987A byl nalezen  pomocí infračerveného vesmírného dalekohledu Hershel v roce 2011 a potvrzen pomocí Atacama Large Millimeter Array (ALMA) v roce 2014.

Pozorování ALMA

Po potvrzení velkého množství studeného prachu ve ejektě ALMA pokračovala v pozorování SN 1987A. Bylo měřeno synchrotronové záření v důsledku rázové interakce v rovníkovém prstenci. Byly pozorovány studené (20–100K) molekuly oxidu uhelnatého (CO) a silikátů (SiO). Data ukazují, že distribuce CO a SiO jsou hrudkovité a že různé produkty nukleosyntézy (C, O a Si) se nacházejí na různých místech ejekty, což ukazuje na stopy hvězdného nitra v době exploze.