мини| 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 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.
Подоцнежните истражувања откриле фотографии кои покажуваат дека суперновата брзо осветлувала рано на 23 февруари. На 4-12 март 1987 година, била забележан од вселената од страна на Астрон, најголемиот ултравиолетови вселенски телескоп од тоа време.
Родоначалник
Четири дена откако настанот бил снимен, ѕвездата-родоначалник била привремено идентификувана како Сандулак −69 202 (Sk -69 202), син суперџин. Откако суперновата избледела, таа идентификација била дефинитивно потврдена, бидејќи Sk −69 202 исчезнала. Можноста син суперџин да створи супернова била сметана за изненадувачка, и потврдата довела до понатамошни истражувања кои идентификувале претходна супернова со син суперџин-родоначалник.
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. Имало некои шпекулации дека ѕвездата можеби се споила со придружна ѕвезда пред да настане суперновата. 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.
Емисии на неутрино 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. 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 претежно е верувано дека ова не е поврзано со SN 1987A.
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.
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. 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. Милијарди неутрина поминале низ еден квадратен сантиметар на Земјата.AAVSO 1987A
Мерењата на неутрината дозволиле горните граници на масата и полнежот на неутрината, како и бројот на вкусови на неутрината и други својства. 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.
Неутронска ѕвезда 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. 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. Прво, дека неутронската ѕвезда може да биде прикриена од околните густи облаци од прашина. 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.
Во 2019 година, биле претставени докази за неутронска ѕвезда во една од најсветлите грутки прашина, блиску до очекуваната положба на остаток од супернова. Во 2021 година, биле претставени дополнителни докази за емисиите на тврди рендгенски зраци од SN 1987A кои потекнуваат од маглината на пулсарскиот ветер. Последниот резултат е поддржан од тридимензионален 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.
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.
Светлинска крива лево|мини| Видлива крива на светлинска лента за SN 1987 А. Вметната слика го прикажува времето околу максималната осветленост. Извлечено од податоци објавени од повеќе извори. 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). 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 ги потврдиле претходните предвидувања дека тие две радиоактивни јадра биле изворот на енергија.
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. Рендгенските линии на 44Ti забележани од вселенскиот рендгенски телескоп ИНТЕГРАЛ, покажале дека вкупната маса на радиоактивниот 44Ti синтетизиран за време на експлозијата бил .
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.
Заемодејство со околуѕвезден материјал мини| 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. 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. 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.