Сверхновая 1987A: Исследование космической катастрофы

Введение

1987 год, сверхновая в созвездии Золотой Рыбы.

SN 1987A была сверхновой типа II в Большом Магеллановом Облаке, карликовой спутниковой галактике Млечного Пути. Она произошла на расстоянии примерно от Земли и стала самой близкой наблюдаемой сверхновой после сверхновой Кеплера в 1604 году. Свет и нейтрино от взрыва достигли Земли 23 февраля 1987 года и были обозначены как "SN 1987A", как первая сверхновая, обнаруженная в этом году. Её яркость достигла максимума в мае того же года, с видимой звёздной величиной около 3. Это была первая сверхновая, которую современные астрономы смогли изучить с высокой степенью детализации, и её наблюдения дали ценные сведения о сверхновых с коллапсом ядра. SN 1987A предоставила первую возможность подтвердить прямым наблюдением радиоактивный источник энергии для излучения видимого света, обнаружив предсказанное гамма-излучение от двух распространенных радиоактивных ядер. Это подтвердило радиоактивную природу длительного послевзрывного свечения сверхновых. В 2019 году косвенные доказательства наличия коллапсировавшей нейтронной звезды в остатках SN 1987A были обнаружены с помощью телескопа Atacama Large Millimeter/submillimeter Array. Дополнительные доказательства были получены в 2021 году в ходе наблюдений, проведенных рентгеновскими телескопами Chandra и NuSTAR. В 2024 году космический телескоп Джеймса Уэбба НАСА предоставил революционные наблюдения, которые ещё больше прояснили загадочные процессы, происходящие в остатках SN 1987A.

Открытие

SN 1987A была открыта независимо друг от друга Иэном Шелтоном и Оскаром Дуальде в обсерватории Лас-Кампанас в Чили 24 февраля 1987 года, а также в течение тех же 24 часов Альбертом Джонсом в Новой Зеландии. Последующие исследования обнаружили фотографии, показывающие, что сверхновая начала быстро увеличивать яркость еще 23 февраля.

Родоначальник

Через четыре дня после регистрации события, звездой-предшественницей была предварительно идентифицирована Сандулеак −69 202 (Sk 69 202), голубой сверхгигант. После затухания сверхновой эта идентификация была окончательно подтверждена, поскольку Sk −69 202 исчезла. Возможность того, что голубой сверхгигант может породить сверхновую, считалась неожиданной, и подтверждение этого привело к дальнейшим исследованиям, в ходе которых была идентифицирована более ранняя сверхновая с голубым сверхгигантским прообразом. В некоторых моделях звезды-предшественницы SN 1987A голубой цвет объяснялся главным образом её химическим составом, а не стадией эволюции, особенно низким содержанием тяжелых элементов. Высказывались предположения о том, что звезда могла слиться со звездой-компаньоном перед взрывом сверхновой. Однако сейчас широко признано, что голубые сверхгиганты являются естественными прообразами некоторых сверхновых, хотя всё ещё существуют предположения, что эволюция таких звёзд может потребовать потери массы с участием двойной системы.

Выбросы нейтрино

Примерно за два-три часа до того, как видимый свет от сверхновой SN 1987A достиг Земли, в трех нейтринных обсерваториях был зарегистрирован всплеск нейтрино. Это, вероятно, было вызвано эмиссией нейтрино, которая происходит одновременно с коллапсом ядра, но до излучения видимого света, когда ударная волна достигает поверхности звезды. В 07:35 UT детекторы Kamiokande II зарегистрировали 12 антинейтрино, IMB – 8, а Baksan – 5 во всплеске, длившемся менее 13 секунд. Примерно за три часа до этого жидкий сцинтиллятор Монблан зафиксировал всплеск из пяти нейтрино, однако обычно его не связывают со сверхновой SN 1987A. Полученные наблюдения согласуются с теоретическими оценками общего числа нейтрино, равного 10⁵⁸, и общей энергии 10⁴⁶ джоулей, то есть со средней энергией порядка нескольких десятков МэВ на нейтрино. Миллиарды нейтрино проходили через каждый квадратный сантиметр поверхности Земли. Измерения нейтрино позволили установить верхние пределы массы и заряда нейтрино, а также определить количество ароматов нейтрино и другие их характеристики.

Взаимодействие с околозвездным материалом

Три ярких кольца вокруг SN 1987A, которые стали видны через несколько месяцев на изображениях, полученных космическим телескопом Хаббл, состоят из вещества, выброшенного звездой-предшественником в виде звездного ветра. Эти кольца были ионизированы ультрафиолетовым всплеском от взрыва сверхновой и, как следствие, начали излучать в различных эмиссионных линиях. Кольца не начали светиться до нескольких месяцев после взрыва сверхновой, и этот процесс можно очень точно изучать с помощью спектроскопии. Кольца достаточно велики, чтобы точно измерить их угловой размер: радиус внутреннего кольца составляет 0,808 угловых секунд. Время, за которое свет достиг внутреннего кольца, определяет его радиус в 0,66 световых лет. Используя это значение как катет прямоугольного треугольника и угловой размер, видимый с Земли, как местный угол, можно с помощью базовой тригонометрии вычислить расстояние до SN 1987A, которое составляет около 168 000 световых лет. Вещество, выброшенное при взрыве, догоняет материал, извергнутый звездой в фазах красного и синего сверхгиганта, и нагревает его, поэтому мы наблюдаем кольцевые структуры вокруг звезды. Около 2001 года расширяющееся (>7000 км/с) вещество сверхновой столкнулось с внутренним кольцом. Это привело к его нагреву и возникновению рентгеновского излучения – поток рентгеновских лучей от кольца увеличился в три раза в период с 2001 по 2009 год. Часть рентгеновского излучения, поглощаемая плотным выбросом вблизи центра, ответственна за сопоставимое увеличение оптического потока от остатка сверхновой в 2001–2009 годах. Это увеличение яркости остатка изменило тенденцию, наблюдавшуюся до 2001 года, когда оптический поток уменьшался из-за распада изотопа 44Ti. Анализ изображений, полученных космическим телескопом Хаббл и Очень Большим телескопом в период с 1994 по 2014 год, показывает, что излучение от сгустков вещества, составляющих кольца, затухает по мере разрушения сгустков ударной волной. Предполагается, что кольца исчезнут между 2020 и 2030 годами. Эти выводы также подтверждаются результатами трехмерной гидродинамической модели, описывающей взаимодействие взрывной волны с околозвездной туманностью. В 2018 году радионаблюдения взаимодействия между околозвездным кольцом пыли и ударной волной подтвердили, что ударная волна покинула околозвездный материал. Также было показано, что скорость ударной волны, замедлившаяся до 2300 км/с при взаимодействии с пылью в кольце, вновь ускорилась до 3600 км/с.

The three bright rings around SN 1987A that were visible after a few months in images by the Hubble Space Telescope are material from the stellar wind of the progenitor. These rings were ionized by the ultraviolet flash from the supernova explosion, and consequently began emitting in various emission lines. These rings did not "turn on" until several months after the supernova and the process can be very accurately studied through spectroscopy. The rings are large enough that their angular size can be measured accurately: the inner ring is 0.808 arcseconds in radius. The time light traveled to light up the inner ring gives its radius of 0.66 (ly) light years. Using this as the base of a right angle triangle and the angular size as seen from the Earth for the local angle, one can use basic trigonometry to calculate the distance to SN 1987A, which is about 168,000 light years. The material from the explosion is catching up with the material expelled during both its red and blue supergiant phases and heating it, so we observe ring structures about the star. Around 2001, the expanding (>7000 km/s) supernova ejecta collided with the inner ring. This caused its heating and the generation of x rays—the x ray flux from the ring increased by a factor of three between 2001 and 2009. A part of the x ray radiation, which is absorbed by the dense ejecta close to the center, is responsible for a comparable increase in the optical flux from the supernova remnant in 2001–2009. This increase of the brightness of the remnant reversed the trend observed before 2001, when the optical flux was decreasing due to the decaying of 44Ti isotope. using images from the Hubble Space Telescope and the Very Large Telescope taken between 1994 and 2014, shows that the emissions from the clumps of matter making up the rings are fading as the clumps are destroyed by the shock wave. It is predicted the ring would fade away between 2020 and 2030. These findings are also supported by the results of a three dimensional hydrodynamic model which describes the interaction of the blast wave with the circumstellar nebula. In 2018, radio observations from the interaction between the circumstellar ring of dust and the shockwave has confirmed the shockwave has now left the circumstellar material. It also shows that the speed of the shockwave, which slowed down to 2,300 km/s while interacting with the dust in the ring, has now re accelerated to 3,600 km/s.

Конденсация теплой пыли в выбросе

Вскоре после вспышки SN 1987A три основные группы приступили к фотометрическому мониторингу сверхновой: Южноафриканская астрономическая обсерватория (SAAO), Межамериканская обсерватория Серро Тололо (CTIO) и Европейская южная обсерватория (ESO). В частности, группа ESO сообщила об инфракрасном избытке, который стал заметен менее чем через месяц после взрыва (11 марта 1987 года). В данной работе обсуждались три возможных интерпретации: гипотеза инфракрасного эхо была отвергнута, а предпочтение было отдано тепловому излучению пыли, которая могла конденсироваться в выброшенном веществе (в этом случае расчетная температура в тот момент времени составляла ~1250 К, а масса пыли была приблизительно [значение опущено]). Возможность того, что инфракрасный избыток мог быть вызван оптически плотным свободным-свободным излучением, казалась маловероятной, поскольку светимость в ультрафиолетовых фотонах, необходимая для поддержания ионизации оболочки, была значительно выше доступной, однако она не была исключена ввиду возможности рассеяния электронов, которое ранее не рассматривалось. Тем не менее, ни одна из этих трех групп не располагала достаточно убедительными доказательствами для утверждения о наличии пылевого выброса исключительно на основании инфракрасного избытка. Независимая австралийская группа выдвинула ряд аргументов в пользу интерпретации эхо. Эта, казалось бы, простая интерпретация природы инфракрасного излучения была поставлена под сомнение группой ESO и окончательно отвергнута после представления оптических доказательств наличия пыли в выбросе SN. Для разграничения этих двух интерпретаций они рассмотрели влияние наличия эхо-облака пыли на оптическую кривую блеска и на существование диффузного оптического излучения вокруг SN. Они пришли к выводу, что ожидаемое оптическое эхо от облака должно быть разрешимым и может быть очень ярким, с интегрированной визуальной яркостью 10,3 звездной величины примерно на 650-й день. Однако последующие оптические наблюдения, представленные в виде кривой блеска SN, не показали изгиба кривой блеска на прогнозируемом уровне. В конечном итоге, группа ESO представила убедительную комковатую модель конденсации пыли в выбросе. Хотя еще более 50 лет назад предполагалось, что пыль может образовываться в выбросах сверхновой с коллапсом ядра, что, в частности, могло бы объяснить происхождение пыли, наблюдаемой в молодых галактиках, это был первый случай, когда такая конденсация была зафиксирована. Если SN 1987A является типичным представителем своего класса, то вычисленная масса теплой пыли, образовавшейся в обломках сверхновых с коллапсом ядра, недостаточна для объяснения всего количества пыли, наблюдаемой в ранней Вселенной. Однако значительно больший резервуар – около 0,25 солнечной массы более холодной пыли (при ~26 К) – в выбросе SN 1987A был обнаружен с помощью инфракрасного космического телескопа "Herschel" в 2011 году и подтвержден с помощью Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) в 2014 году.

Soon after the SN 1987A outburst, three major groups embarked in a photometric monitoring of the supernova: the South African Astronomical Observatory (SAAO), the Cerro Tololo Inter American Observatory (CTIO), and the European Southern Observatory (ESO). In particular, the ESO team reported an infrared excess which became apparent beginning less than one month after the explosion (March 11, 1987). Three possible interpretations for it were discussed in this work: the infrared echo hypothesis was discarded, and thermal emission from dust that could have condensed in the ejecta was favoured (in which case the estimated temperature at that epoch was ~ 1250 K, and the dust mass was approximately ). The possibility that the IR excess could be produced by optically thick free free emission seemed unlikely because the luminosity in UV photons needed to keep the envelope ionized was much larger than what was available, but it was not ruled out in view of the eventuality of electron scattering, which had not been considered. However, none of these three groups had sufficiently convincing proofs to claim for a dusty ejecta on the basis of an IR excess alone. An independent Australian team advanced several argument in favour of an echo interpretation. This seemingly straightforward interpretation of the nature of the IR emission was challenged by the ESO group and definitively ruled out after presenting optical evidence for the presence of dust in the SN ejecta. To discriminate between the two interpretations, they considered the implication of the presence of an echoing dust cloud on the optical light curve, and on the existence of diffuse optical emission around the SN. They concluded that the expected optical echo from the cloud should be resolvable, and could be very bright with an integrated visual brightness of magnitude 10.3 around day 650. However, further optical observations, as expressed in SN light curve, showed no inflection in the light curve at the predicted level. Finally, the ESO team presented a convincing clumpy model for dust condensation in the ejecta. Although it had been thought more than 50 years ago that dust could form in the ejecta of a core collapse supernova, which in particular could explain the origin of the dust seen in young galaxies, that was the first time that such a condensation was observed. If SN 1987A is a typical representative of its class then the derived mass of the warm dust formed in the debris of core collapse supernovae is not sufficient to account for all the dust observed in the early universe. However, a much larger reservoir of ~0.25 solar mass of colder dust (at ~26 K) in the ejecta of SN 1987A was found with the Hershel infrared space telescope in 2011 and confirmed with the Atacama Large Millimeter Array (ALMA) in 2014.