Открытие
Как и у любой сверхновой, светимость SN 1987A значительно увеличилась за несколько часов, что позволило нескольким наблюдателям обнаружить ее независимо друг от друга. Кроме того, поскольку сверхновая находится в Большом Магеллановом Облаке, галактике, очень популярной среди любителей и профессиональных наблюдателей южного полушария, момент внезапного увеличения светимости звезды известен с большой точностью.
В 24 февралядо 1 ч 30 GMT , то астроном канадский Ян Шелтон из Университета Торонто была проведена с обсерватории Лас Campanas в долгосрочной экспозиции фотографии (3 часа) в Большом Магеллановом Облаке, в контексте исследовательской программы переменных звезд и новых звезд осуществляется с помощью прибора 25 см в диаметре . После съемок он развивает свой фильм и понимает , путем визуального осмотра его в 5.30 утра UT присутствия новой звезды. Подобно Тихо Браге, который почти 400 лет назад, после открытия сверхновой SN 1572 , приветствовал прохожих, чтобы просить их подтвердить то, что он видел, Шелтон делает то же самое и идет к ближайшему куполу. Телескоп Свуп в одном метре в диаметре, где работают несколько коллег, в том числе Оскар Дуальде , Роберт Енжеевски и Барри Мадор . В этот момент Дуальде подтверждает, что он видел звезду около 4:45 UT, во время перерыва, когда он пошел варить кофе и куда он вышел, чтобы увидеть небо (отличного качества в тот вечер), пока оно нагревается. вода. Возможно, уставший и, без сомнения, отвлеченный смехом своих коллег, рассказывающих забавные истории по возвращении в диспетчерскую телескопа, Дуальде не смог сообщить о том, что он видел. Четыре астронома выходят проверить заявления Шелтона, затем Барри Мадор и его коллега У. Кункель предупреждают Международный астрономический союз об открытии, которое передается в научное сообщество 24-го числа. Через несколько часов астроном из Новой Зеландии Альберт Джонс также объявляет, что он обнаружил звезду около 8:50 утра UT во время обычного наблюдения переменных звезд Большого Магелланова Облака, несмотря на более облачную погоду.
После изучения снимков Большого Облака принимаются за день до и день раньше, то получается, что первые снимки взрыва были фактически приняты австралийским астрономом — любителем Роберт Макнот на 23 февраля с двумя последовательными снимков , сделанных. До 10 ч 38 и 10 ч 41 ТУ . Чуть более часа назад, около 9:20 утра по Гринвичу , Джонс сделал визуальное наблюдение Большого Облака, но не увидел сверхновую. Поскольку на фотографиях Р. Мак Нота сверхновая находится на пределе видимости невооруженным глазом, именно он первым увидел сверхновую, хотя и не осознавал этого. Поскольку новость была передана Международному астрономическому союзу после объявления Яна Шелтона, именно последнему чаще всего приписывают открытие, хотя Оскар Дуалде понял это до того, как Шелтон обнаружил его из явления, которое он наблюдал невооруженным глазом. Заслуга в открытии также принадлежит Альберту Джонсу, который провел ту же ночь, но немного позже узнал о появлении сверхновой.
В этом случае первый след взрыва, достигшего Земли, был не в увеличении светимости звезды, а в нейтрино , частицах, которые трудно обнаружить, но которые на короткое время испускаются в очень больших количествах за несколько часов до того, как l увеличится. светимость звезды. Таким образом, три нейтринных детектора одновременно зарегистрировали23 февраляв 7:36 я UT около двадцати нейтрино от сверхновой. Это три детектора: Kamiokande в Японии , IMB в США и Баксан в бывшем СССР . Четвертый детектор, LSD ( жидкостный сцинтилляционный детектор ), расположенный под массивом Монблан, мог бы обнаруживать нейтрино, исходящие от сверхновой, но это утверждение весьма спорно, поскольку возможные обнаруженные нейтрино были бы испущены несколькими часами ранее, что очень трудно подобрать. согласуется с нынешним пониманием механизма сверхновой.
История наблюдений сверхновых
Различные цивилизации описывали сверхновые еще задолго до того, как был изобретен телескоп. Самая ранняя зарегистрированная сверхновая звезда – RCW 86. Китайские астрономы наблюдали ее в 185 году нашей эры. Их записи показывают, что эта «новая звезда» оставалась на небе в течение восьми месяцев.
До начала 17 века, до того как стали доступны телескопы, по данным Британской энциклопедии было зарегистрировано семь сверхновых звезд.
То, что известно сегодня как Крабовидная туманность, является остатком самой знаменитой из этих сверхновых. Китайские и корейские астрономы зафиксировали в своих записях этот звездный взрыв в 1054 году. Юго-западные индейцы возможно тоже его видели (согласно наскальным рисункам, которые обнаружены в Аризоне и Нью-Мексико). Сверхновая звезда, образовавшая Крабовидную туманность, была настолько яркой, что астрономы могли видеть ее даже днем.
Другие сверхновые, которые были обнаружены до того, как был изобретен телескоп, произошли в 393, 1006, 1181, 1572 и в 1604 годах. Последняя описана знаменитым астрономом Тихо Браге. Он писал о своих наблюдениях за «новой звездой» в книге «De Stella Nova», что и породило название «новая». Однако новая звезда отличается от сверхновой. Обе характеризуются внезапными вспышками яркости, когда горячие газы вырываются наружу. Однако для сверхновой звезды этот взрыв является катастрофическим. И означает конец ее эволюции.
Термин «сверхновая звезда» не использовался до 30-х годов прошлого века. Первым его использовали Уолтер Бааде и Фриц Цвикки из Обсерватории Маунт-Вильсон. Они наблюдали в космосе взрывоподобное событие. Оно получило название S Andromedae (также известным как SN 1885A). Это событие произошло в галактике Андромеда. Они предположили, что сверхновые возникают, когда обычные звезды сталкиваются с нейтронными.
Одна из самых известных сверхновых – SN 1987A. Она случилась в 1987 году. И это событие все еще изучается астрономами, потому что они могут наблюдать, как сверхновая эволюционирует в первые несколько десятилетий после взрыва.
Смерть сверхгигантов
Остаток сверхновой звезды W49B
Сверхновыми становятся звезды, масса которых превышает 8-10 солнечных масс. Ядра таких звезд, исчерпав, водород, переходят к термоядерным реакциям с участием гелия. Исчерпав гелий, ядро переходит к синтезу всё более тяжелых элементов. В недрах звезды создаётся всё больше слоёв, в каждом из которых происходит свой тип термоядерного синтеза. В конечной стадии своей эволюции такая звезда превращается в «слоёный» сверхгигант. В его ядре происходит синтез железа, тогда как ближе к поверхности продолжается синтез гелия из водорода.
Слияние ядер железа и более тяжёлых элементов происходит с поглощением энергии. Поэтому, став железным, ядро сверхгиганта больше не способно выделять энергию для компенсации гравитационных сил. Ядро теряет гидродинамическое равновесие и приступает к беспорядочному сжатию. Остальные слои звезды продолжают поддерживать это равновесие, до тех пор, пока ядро не сожмётся до некого критического размера. Теперь гидродинамическое равновесие теряют остальные слои и звезда в целом. Только в этом случае «побеждает» не сжатие, а энергия, выделившая в ходе коллапса и дальнейших беспорядочных реакций. Происходит сброс внешней оболочки – вот что такое сверхновый взрыв.
Рождение новых звезд
Сверхновая вспыхнувшая в 1604 году
Новые вспышки являются термоядерными взрывами, происходящим в некоторых тесных звездных системах. Такие системы состоят из белого карлика и более крупной звезды-компаньона (звезды главной последовательности, субгиганта или гиганта). Могучее тяготение белого карлика притягивает вещество из звезды-компаньона, в результате чего вокруг него образуется аккреционный диск. Термоядерные процессы, происходящие в аккреционном диске, временами теряют стабильность и приобретают взрывной характер.
В результате такого взрыва яркость звездной системы увеличивается в тысячи, а то и в сотни тысяч раз. Так происходит рождение новой звезды. Доселе тусклый, а то и невидимый для земного наблюдателя объект приобретает заметную яркость. Как правило, своего пика такая вспышка достигает всего за несколько дней, а затухать может годами. Нередко такие вспышки повторяются у одной и той же системы раз в несколько десятилетий, т.е. являются периодичными. Также вокруг новой звезды наблюдается расширяющаяся газовая оболочка.
Сверхновые взрывы обладают совершенно иной и более разнообразной природой своего происхождения.
Нейтронная звезда
Яркое кольцо вокруг центральной области взорвавшейся звезды состоит из выброшенного материала.
SN 1987A, похоже, является сверхновой с коллапсом ядра, что должно привести к образованию нейтронной звезды, учитывая размер исходной звезды. Данные нейтрино показывают, что в ядре звезды действительно образовался компактный объект. С тех пор, как сверхновая впервые стала видимой, астрономы начали искать коллапсировавшее ядро. Космический телескоп Хаббл взял снимки регулярно сверхновый с августа 1990 года без четкого обнаружения нейтронной звезды.
Рассматривается ряд возможностей «пропавшей» нейтронной звезды. Во-первых, нейтронная звезда окутана плотными пылевыми облаками, поэтому ее нельзя увидеть. Другая причина состоит в том, что пульсар был сформирован, но с необычно большим или малым магнитным полем. Также возможно, что большое количество материала упало на нейтронную звезду, так что она в дальнейшем коллапсировала в черную дыру . 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. Были рассмотрены и другие сценарии, например, стало ли коллапсировавшее ядро кварковой звездой . В 2019 году были представлены доказательства того, что нейтронная звезда находится внутри одного из самых ярких сгустков пыли, близкого к ожидаемому положению остатка сверхновой. В 2021 году было представлено свидетельство того, что жесткое рентгеновское излучение SN 1987A происходит в туманности пульсарного ветра. Последний результат подтверждается трехмерной магнитогидродинамической моделью, которая описывает эволюцию SN 1987A от события SN до современного возраста и восстанавливает окружающую среду вокруг нейтронной звезды в различные эпохи, что позволяет получить поглощающую способность плотный звездный материал вокруг пульсара.
Гиперновые взрывы
Гиперновыми называют вспышки, энергия которых на несколько порядков превышает энергию типичных сверхновых. То есть, по сути они гиперновые являются очень яркими сверхновыми.
Как правило, гиперновым считается взрыв сверхмассивных звезд, также называемых гипергигантами. Масса таких звезд начинается с 80 нередко превышает теоретический предел 150 солнечных масс. Также существуют версии, что гиперновые звезды могут образовываться в ходе аннигиляции антиматерии, образованию кварковой звезды или же столкновением двух массивных звезд.
Сверхновая звезда GRB 080913
Примечательны гиперновые тем, что они являются основной причиной, пожалуй, самых энергоёмких и редчайших событий во Вселенной – гамма-всплесков. Продолжительность гамма всплесков составляет от сотых секунд до нескольких часов. Но чаще всего они длятся 1-2 секунду. За эти секунды они испускают энергию, подобную энергии Солнца за все 10 миллиардов лет её жизни! Природа гамма-всплесков до сих пор по большей части остаётся под вопросом.
Выбросы нейтрино
Остаток SN 1987A в световых наложениях разных спектров. Данные ALMA ( радио , выделены красным) показывают недавно образовавшуюся пыль в центре остатка. Данные телескопа Хаббла ( виден зеленым) и Чандры ( рентгеновский снимок , синий) показывают расширяющуюся ударную волну .
Примерно два-три часа до видимого света от SN 1987A достигла Земли, взрыв нейтрино наблюдался в трех нейтринных обсерваторий . 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. В 07:35 UT , Камиоканд II , обнаружен 12 антинейтрино ; IMB , 8 антинейтрино; и Баксан — 5 антинейтрино; серией продолжительностью менее 13 секунд. Приблизительно тремя часами ранее Монблан зарегистрировал вспышку из пяти нейтрино, но, как правило, не считается, что это связано с SN 1987A.
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 наблюдавшимся фоновым уровнем. Это был первый случай прямого наблюдения нейтрино, испускаемого сверхновой, что положило начало нейтринной астрономии . Наблюдения соответствовали теоретическим моделям сверхновых, в которых 99% энергии коллапса излучается в виде нейтрино. Наблюдения также согласуются с оценками моделей общего числа нейтрино 10 58 с полной энергией 10 46 джоулей, то есть средним значением в несколько десятков МэВ на нейтрино.
Измерения нейтрино позволили установить верхние границы массы и заряда нейтрино, а также количества ароматов нейтрино и других свойств. Например, данные показывают, что с достоверностью 5% масса покоя электронного нейтрино составляет самое большее 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.
Примечания и ссылки
- Свет от других галактических взрывов сверхновых достигал Земли с 1604 года, таких как свет от Кассиопеи А или SNR G1.9 + 0.3 , но ни одно из этих явлений не наблюдалось вживую.
- История «забывания» удивительного Дуальде подробно рассказана на 40-41 страницах (in) Роберт П. Киршнер , Экстравагантная вселенная: взрывающиеся звезды, темная энергия и ускоряющийся космос , Princeton University Press , 312 страниц ( 2002), ( ISBN 0-691-05862-8 ) .
- (in) WD Arnett, JN Bahcall, RP Kirshner и SE Woosley, Supernova 1987A , Annual Review of Astronomy and Astrophysics, Vol. 27: 629-700 (Дата публикации тома сентябрь 1989 г.)
- ↑ и Supernova , Dominique Leglu , Ed. Плон, 1989, стр. 143–145
Сверхновые и черные дыры
Первое доказательство прямой связи между взрывом сверхновой и образованием черной дыры удалось получить испанским астрономам. В результате исследования излучения, испускаемого звездой, вращающейся вокруг черной дыры в двойной системе Nova Scorpii 1994, обнаружилось, что она содержит большое количество кислорода, магния, кремния и серы. Есть предположение, что эти элементы были захвачены ею, когда соседняя звезда, пережив взрыв сверхновой, превратилась в черную дыру.
Сверхновые (в особенности же сверхновые типа Ia) являются одними из самых ярких звездообразных объектов во Вселенной, поэтому даже самые удаленные из них вполне можно исследовать с помощью имеющегося в настоящее время оборудования. Многие сверхновые типа Ia были открыты в относительно близких галактиках. Достаточно точные оценки расстояний до этих галактик позволили определить светимость вспыхивающих в них сверхновых. Если считать, что далекие сверхновые имеют в среднем такую же светимость, то по наблюдаемой звездной величине в максимуме блеска можно оценить и расстояние до них. Сопоставление же расстояния до сверхновой со скоростью удаления (красным смещением) галактики, в которой она вспыхнула, дает возможность определить основную величину, характеризующую расширение Вселенной так называемую постоянную Хаббла.
Еще 10 лет назад для нее получали значения, различающиеся почти в два раза от 55 до 100 км/c Мпк, на сегодняшний же момент точность удалось значительно увеличить, в результате чего принимается значение 72 км/с Мпк (с ошибкой около 10%). Для далеких сверхновых, красное смещение которых близко к 1, соотношение между расстоянием и красным смещением позволяет также определить величины, зависящие от плотности вещества во Вселенной. Согласно общей теории относительности Эйнштейна именно плотность вещества определяет кривизну пространства, а следовательно, и дальнейшую судьбу Вселенной. А именно: будет ли она расширяться бесконечно или этот процесс когда-нибудь остановится и сменится сжатием. Последние исследования сверхновых показали, что скорее всего плотность вещества во Вселенной недостаточна, чтобы остановить расширение, и оно будет продолжаться. А для того чтобы подтвердить этот вывод, необходимы новые наблюдения сверхновых.
Людмила Князева
Новые и сверхновые
SN 1604 или Сверхновая Кеплера
Термин «сверхновая» перекочевал от термина «новая звезда». «Новыми» называли звезды, которые возникали на небосклоне практически на пустом месте, после чего постепенно угасали. Первые «новые» известны ещё по китайским летописям, датируемым вплоть до второго тысячелетия до нашей эры. Что интересно, среди этих новых нередко встречались сверхновые. К примеру, именно сверхновую в 1571 году наблюдал Тихо Браге, который впоследствии ввёл термин «новая звезда». Сейчас нам известно, что в обоих случаях речь не идёт о рождении новых светил в буквальном смысле.
Новые и сверхновые звезды обозначают резкое увеличение яркости какой-либо звезды или группы звезд. Как правило, раньше люди не имели возможности наблюдать звёзды, которые порождали эти вспышки. Это были слишком тусклые объекты для невооруженного глаза или астрономического прибора тех лет. Их наблюдали уже в момент вспышки, что естественно походило на рождение нового светила.
Не смотря на схожесть этих явлений, в наши дни существует резкое различие в их определениях. Пиковая светимость сверхновых звезд в тысячи и сотни тысяч раз больше пиковой светимости новых. Такое расхождение объясняется принципиальным различием природы этих явлений.
Сверхновые типа II
Давайте сначала рассмотрим более захватывающий тип сверхновой – II. Для того, чтобы звезда взорвалась как сверхновая II типа, она должна быть в несколько раз более массивной, чем Солнце (оценки говорят о массах от 8 до 15 солнечных). Подобно Солнцу, в ней будет гореть водород, а затем гелий. У нее также будет достаточно массы и давления, чтобы синтезировать углерод. Вот что будет дальше:
- Постепенно более тяжелые элементы появляются в ядре. И оно станет слоистым, как луковица. При этом элементы полегче будут расположены по массе в порядке убывания к внешней стороне звезды.
- Когда ядро звезды превзойдет некоторую массу (предел Чандрасекара), звезда взрывается (по этой причине эти сверхновые также известны как сверхновые ядра).
- Ядро нагревается и становится плотнее.
- В конце концов материя отскакивает от ядра, вытесняя звездный материал в космос, образуя сверхновую.
На месте взрыва остается сверхплотный объект, называемый нейтронной звездой. Он имеет размер небольшого города, и может содержать массу Солнца в небольшом пространстве.
Существуют подкатегории сверхновых типа II, классифицированные по их кривым блеска. Свет сверхновых типа II-L неуклонно снижается после взрыва, в то время как свет типа II-P остается устойчивым на некоторое время прежде, чем уменьшиться. Оба типа имеют линию водорода в спектрах.
Астрономы считают, что звезды, гораздо более массивные, чем Солнце (около 20-30 солнечных масс), не могут взорваться как сверхновая звезда. Вместо этого они разрушаются, образуя черные дыры.
Влияние на нашу планету
Маловероятно, что сверхновые могут нести угрозу современному человечеству и каким-либо образом повлиять на нашу планету. Даже взрыв Бетельгейзе лишь осветит наше небо на несколько месяцев. Однако, безусловно, они решающим образом влияли на нас в прошлом. Примером тому служит первое из пяти массовых вымираний на Земле, произошедших 440 млн. лет назад. По одной из версий причиной этому вымиранию послужил гамма-вспышка, произошедшая в нашей Галактике.
Более примечательна совсем иная роль сверхновых. Как уже отмечалось, именно сверхновые создают химические элементы, необходимые для появления углеродной жизни. Земная биосфера не была исключением. Солнечная система сформировалось в газовом облаке, которые содержали осколки былых взрывов. Получается, мы все обязаны сверхновым своим появлением.
Более того, сверхновые и в дальнейшем влияли на эволюцию жизни на Земле. Повышая радиационный фон планеты, они заставляли организмы мутировать. Не стоит также забывать про крупные вымирания. Наверняка сверхновые не единожды «вносили коррективы» в земную биосферу. Ведь не будь тех глобальный вымираний, на Земле бы сейчас господствовали совсем другие виды.
Масштабы звездных взрывов
Чтобы наглядно понять, какой энергией обладают сверхновые взрывы, обратимся к уравнению эквивалента массы и энергии. Согласно нему, в каждом грамме материи заключено колоссальное количество энергии. Так 1 грамм вещества эквивалентен взрыву атомной бомбы, взорванной над Хиросимой. Энергия царь-бомбы эквивалента трём килограммам вещества.
Каждую секунду ходе термоядерных процессов в недрах Солнца 764 миллиона тонн водорода превращается в 760 миллион тонн гелия. Т.е. каждую секунду Солнце излучает энергию, эквивалентную 4 млн. тоннам вещества. Лишь одна двухмиллиардная часть всей энергии Солнца доходит до Земли, это эквивалентно двум килограммам массы. Поэтому говорят, что взрыв царь-бомбы можно было наблюдать с Марса. К слову, Солнце доставляет на Землю в несколько сотен раз больше энергии, чем потребляет человечество. То есть, чтобы покрыть годовые энергетические потребности всего современного человечества нужно превращать в энергию всего несколько тонн материи.
Учитывая вышесказанное, представим, что средняя сверхновая в своём пике «сжигает» квадриллионы тон вещества. Это соответствует массе крупного астероида. Полная же энергия сверхновой эквивалентна массе планеты или даже маломассивной звезды. Наконец, гамма-всплеск за секунды, а то и за доли секунды своей жизни, выплёскивает энергию, эквивалентную массе Солнца!
Такие разные сверхновые
Термин «сверхновая» не должен ассоциироваться исключительно с взрывом звёзд. Эти явления, пожалуй, также разнообразны, как разнообразны сами звёзды. Науке только предстоит понять многие их секреты.
Классовые различия
Остаток сверхновой Кассиопея А
Различные классы и подклассы сверхновых объясняются тем, какой звезда была до взрыва. К примеру, отсутствие водорода у сверхновых I класса (подкласса Ib, Ic) является следствие того, что водорода не было у самой звезды. Вероятнее всего, часть её внешней оболочки была потеряна в ходе эволюции в тесной двойной системе. Спектр подкласса Ic отличается от Ib отсутствием гелия.
В любом случае сверхновые таких классов происходят у звезд, не имеющих внешней водородно-гелиевой оболочки. Остальные же слои лежат в довольно строгих пределах своего размера и массы. Это объясняется тем, что термоядерные реакции сменяют друг друга с наступлением определенной критической стадии. Поэтому взрывы звезд Ic и Ib класса так похожи. Их пиковая светимость примерно в 1,5 миллиардов раз превышает светимость Солнца. Эту светимость они достигают за 2-3 дня. После этого их яркость в 5-7 раз слабеет за месяц и медленно уменьшается в последующие месяцы.
Звёзды сверхновых II типа обладали водородно-гелиевой оболочкой. В зависимости от массы звезды и других её особенностей это оболочка может иметь различные границы. Отсюда объясняются широкий диапазон в характерах сверхновых. Их яркость может колебаться от десятков миллионов до десятков миллиардов солнечных светимостей (исключая гамма-всплески – см. дальше). А динамика изменения яркость имеет самый различный характер.
Взаимодействие с околозвездным материалом
Расширяющийся кольцеобразный остаток SN 1987A и его взаимодействие с окружающей средой в рентгеновском и видимом свете.
Последовательность изображений HST с 1994 по 2009 год, показывающих столкновение расширяющегося остатка с кольцом материала, выброшенного прародителем за 20 000 лет до сверхновой.
Три ярких кольца вокруг SN 1987A, которые были видны через несколько месяцев на изображениях космического телескопа Хаббла, являются материалом звездного ветра 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 можно было точно измерить их угловой размер: внутреннее кольцо имеет радиус 0,808 угловой секунды. Время, которое свет прошел, чтобы осветить внутреннее кольцо, дает его радиус 0,66 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. Вещество от взрыва догоняет материал, выброшенный во время красной и синей фаз сверхгиганта, 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 изменило тенденцию, наблюдавшуюся до 2001 г., когда оптический поток уменьшался из-за распада изотопа 44 Ti .
Исследование, опубликованное в июне 2015 года с использованием изображений, полученных с космического телескопа Хаббл и Очень большого телескопа, сделанных 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 между 2020 и 2030 годами. Эти выводы также подтверждаются результатами трехмерной гидродинамической модели, которая описывает взаимодействие взрывной волны с околозвездной туманностью. Модель также показывает, что рентгеновское излучение от выброса, нагретого ударной волной, будет преобладать 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.
В 2018 году радионаблюдения за взаимодействием между околозвездным пылевым кольцом и ударной волной подтвердили, что ударная волна покинула околозвездное вещество. Он 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.
Трансформация белого карлика
Сверхновая типа Ia
Особую категорию сверхновых составляет вспышки Ia класса. Это единственный класс сверхновых звезд, который может происходить в эллиптических галактиках. Такая особенность говорит о том, что эти вспышки не являются продуктом смерти сверхгигантов. Сверхгиганты не доживают до того момента, как их галактики «состарятся», т.е. станут эллиптическими. Также все вспышки этого класса имеют практически одинаковую яркость. Благодаря этому сверхновые Ia типа являются «стандартными свечами» Вселенной.
Они возникают по отличительно иной схеме. Как отмечалось ранее, эти взрывы по своей природе чем-то сходны с новыми взрывами. Одна из схем их возникновения предполагает, что они также зарождаются в тесной системе белого карлика и его звезды-компаньона. Однако, в отличие от новых звезд, здесь происходит детонация иного, более катастрофического типа.
По мере «пожирания» своего компаньона, белый карлик увеличивается в массе до тех пор, пока не достигнет предела Чандрасекара. Этот предел, примерно равный 1,38 солнечной массы, является верхней границы массы белого карлика, после которого он превращается в нейтронную звезду. Такое событие сопровождается термоядерным взрывом с колоссальным выделением энергии, на много порядков превышающим обычный новый взрыв. Практически неизменное значение предела Чандрасекара объясняет столь малое расхождение в яркостях различных вспышек данного подкласса. Эта яркость почти в 6 миллиардов раз превышает солнечную светимость, а динамика её изменения такая же, как у сверхновых Ib, Ic класса.
Звезда-предшественник и вспышка
Сверхновая SN 1987A была открыта канадским астрономом Яном Шелтоном при помощи 25-см астрографа (b) обсерватории Лас-Кампанас (b) , а первая фотография получена Мак Нотом 23 февраля в 10:35. В течение первой послевспышечной декады светимость SN 1987A уменьшалась, а затем почти три месяца увеличивалась до максимума. Звездой-предшественником SN 1987A был голубой сверхгигант (b) Sanduleak −69° 202 с массой около 17 масс Солнца, который присутствует ещё в Капском фотографическом обозрении (b) 1896—1900 гг. По радиоизлучению, зарегистрированному в первые две недели вспышки, радиоастрономами было установлено, что окружавший звезду газ по плотности и скорости соответствовал звёздному ветру (b) голубого сверхгиганта. В то же время ультрафиолетовое излучение (b) , зарегистрированное в мае 1987 года спутником IUE (b) , по спектру соответствовало газу более высокой плотности и меньшей скорости, располагавшемуся дальше от звезды-предшественника. На основе анализа был сделан вывод, что этот газ соответствовал звёздному ветру красного сверхгиганта, дувшему за тысячи лет до вспышки, то есть что звезда-предшественник была в то время красным сверхгигантом, но затем превратилась в голубой сверхгигант.
Вспышка потребовала пересмотра некоторых положений теории звёздной эволюции (b) , поскольку считалось, что почти исключительно красные сверхгиганты (b) и звёзды Вольфа — Райе (b) могут вспыхивать как сверхновые.
SN 1987A является сверхновой типа II, образующейся на конечном этапе из одиночных массивных звёзд, о чём свидетельствовали линии водорода уже в самых ранних спектрах этой сверхновой, так как именно водород и гелий являются основными элементами оболочки сверхновых II типа.
