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SN 1987A
Eso0708a.jpg
La supernova 1987A es la estrella brillante en el centro de la imagen, cerca de la nebulosa Tarántula .
Tipo de eventoSupernova Edita esto en Wikidata
Tipo II ( peculiar ) [1]
Fecha24 de febrero de 1987 (23:00 UTC )
Observatorio Las Campanas [2]
ConstelaciónDorado
Ascensión recta05 h 35 m 28.03 s [3]
Declinación−69 ° 16 ′ 11,79 ″ [3]
ÉpocaJ2000
Coordenadas galácticasG279.7-31.9
Distancia51,4 kpc (168.000 ly) [3]
AnfitriónGran Nube de Magallanes
ProgenitorSanduleak -69202
Tipo de progenitorSupergigante B3
Color (BV)+0.085
Características notablesLa supernova más cercana registrada desde la invención del telescopio
Magnitud aparente máxima+2,9
Otras designacionesSN 1987A, AAVSO 0534-69, INTREF 262, SNR 1987A, SNR B0535-69.3, [BMD2010] SNR J0535.5-6916
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SN 1987A fue una supernova de tipo II en la Gran Nube de Magallanes , una galaxia satélite enana de la Vía Láctea . Ocurrió aproximadamente a 51,4 kiloparsecs (168.000 años luz ) de la Tierra y fue la supernova observada más cercana desde la Supernova de Kepler . La luz de 1987A llegó a la Tierra el 23 de febrero de 1987 y, como la primera supernova descubierta ese año, fue etiquetada como "1987A". Su brillo alcanzó su punto máximo en mayo, con una magnitud aparente de alrededor de 3.

Fue la primera supernova que los astrónomos modernos pudieron estudiar con gran detalle, y sus observaciones han proporcionado mucha información sobre las supernovas de colapso del núcleo .

SN 1987A brindó la primera oportunidad de confirmar mediante observación directa la fuente radiactiva de la energía para las emisiones de luz visible, al detectar la radiación de línea de rayos gamma predicha de dos de sus abundantes núcleos radiactivos. Esto demostró la naturaleza radiactiva del resplandor de larga duración posterior a la explosión de las supernovas.

Durante más de treinta años, no se pudo encontrar la estrella de neutrones colapsada esperada, pero en 2019 se anunció que se encontró usando el telescopio ALMA y en 2021 usando los telescopios de rayos X Chandra y NuSTAR.

Descubrimiento

SN 1987A dentro de la Gran Nube de Magallanes

SN 1987A fue descubierto de forma independiente por Ian Shelton y Oscar Duhalde en el Observatorio Las Campanas en Chile el 24 de febrero de 1987, y dentro de las mismas 24 horas por Albert Jones en Nueva Zelanda . [2]

Investigaciones posteriores encontraron fotografías que mostraban la supernova brillando rápidamente a principios del 23 de febrero. [4] [2] Del 4 al 12 de marzo de 1987, fue observada desde el espacio por Astron , el telescopio espacial ultravioleta más grande de ese tiempo. [5]

Progenitor

El remanente de SN 1987A [6]

Cuatro días después de que se registró el evento, la estrella progenitora se identificó tentativamente como Sanduleak -69 202 (Sk -69 202), una supergigante azul . [7] Después de que la supernova se desvaneció, esa identificación fue confirmada definitivamente por la desaparición de Sk -69 202. Esta fue una identificación inesperada, porque los modelos de evolución estelar de gran masa en ese momento no predecían que las supergigantes azules fueran susceptibles a un evento de supernova. [ cita requerida ]

Algunos modelos del progenitor atribuyeron el color a su composición química más que a su estado evolutivo, particularmente a los bajos niveles de elementos pesados, entre otros factores. [8] Se especuló que la estrella podría haberse fusionado con una estrella compañera antes de la supernova. [9] Sin embargo, ahora se entiende ampliamente que las supergigantes azules son progenitores naturales de algunas supernovas, aunque todavía se especula que la evolución de tales estrellas podría requerir una pérdida de masa que involucre a un compañero binario. [10]

Emisiones de neutrinos

Remanente de SN 1987A visto en superposiciones de luz de diferentes espectros. Los datos de ALMA ( radio , en rojo) muestran polvo recién formado en el centro del remanente. Los datos de Hubble ( visible , en verde) y Chandra ( rayos X , en azul) muestran la expansión de la onda de choque .

Aproximadamente dos o tres horas antes de que la luz visible de SN 1987A llegara a la Tierra, se observó una explosión de neutrinos en tres observatorios de neutrinos . Esto probablemente se debió a la emisión de neutrinos , que ocurre simultáneamente con el colapso del núcleo, pero antes de que se emita la luz visible. La luz visible se transmite solo después de que la onda de choque alcanza la superficie estelar. [11] A las 07:35 UT , Kamiokande II detectó 12 antineutrinos ; IMB , 8 antineutrinos; y Baksan , 5 antineutrinos; en una ráfaga de menos de 13 segundos. Aproximadamente tres horas antes, el centelleador líquido Mont Blanc detectó un estallido de cinco neutrinos, pero generalmente no se cree que esté asociado con SN 1987A. [8]

La detección de Kamiokande II, que con 12 neutrinos tenía la población de muestra más grande, mostró que los neutrinos llegaban en dos pulsos distintos. El primer pulso comenzó a las 07:35:35 y comprendió 9 neutrinos, todos los cuales llegaron en un período de 1.915 segundos. Un segundo pulso de tres neutrinos llegó entre 9.219 y 12.439 segundos después de que se detectó el primer neutrino, con una duración de pulso de 3.220 segundos. [ cita requerida ]

Aunque solo se detectaron 25 neutrinos durante el evento, fue un aumento significativo del nivel de fondo observado anteriormente. Esta fue la primera vez que se observaron directamente neutrinos que se sabe que son emitidos por una supernova, lo que marcó el comienzo de la astronomía de neutrinos . Las observaciones fueron consistentes con los modelos teóricos de supernovas en los que el 99% de la energía del colapso se irradia en forma de neutrinos. [12] Las observaciones también son consistentes con las estimaciones de los modelos de un recuento total de neutrinos de 10 58 con una energía total de 10 46 julios, es decir, un valor medio de algunas docenas de MeV por neutrino. [13]

Las mediciones de neutrinos permitieron límites superiores en la masa y carga de neutrinos, así como el número de sabores de neutrinos y otras propiedades. [8] Por ejemplo, los datos muestran que dentro del 5% de confianza, la masa en reposo del neutrino electrónico es como máximo 16 eV / c 2 , 1 / 30.000 la masa de un electrón. Los datos sugieren que el número total de sabores de neutrinos es como máximo 8, pero otras observaciones y experimentos dan estimaciones más estrictas. Desde entonces, muchos de estos resultados han sido confirmados o reforzados por otros experimentos de neutrinos, como un análisis más cuidadoso de los neutrinos solares y neutrinos atmosféricos, así como experimentos con fuentes de neutrinos artificiales. [14] [15] [16]

Estrella de neutrones

El anillo brillante alrededor de la región central de la estrella que explotó está compuesto de material expulsado. [17]

SN 1987A parece ser una supernova de colapso del núcleo, que debería resultar en una estrella de neutrones dado el tamaño de la estrella original. [8] Los datos de neutrinos indican que se formó un objeto compacto en el núcleo de la estrella. Desde que la supernova se hizo visible por primera vez, los astrónomos han estado buscando el núcleo colapsado. El telescopio espacial Hubble ha tomado imágenes de la supernova con regularidad desde agosto de 1990 sin una detección clara de una estrella de neutrones.

Se están considerando varias posibilidades para la estrella de neutrones "perdida". [18] La primera es que la estrella de neutrones está envuelta en densas nubes de polvo de modo que no se puede ver. [19] Otra es que se formó un púlsar , pero con un campo magnético inusualmente grande o pequeño. También es posible que grandes cantidades de material cayeran sobre la estrella de neutrones, de modo que se colapsara aún más en un agujero negro . Las estrellas de neutrones y los agujeros negros a menudo emiten luz cuando el material cae sobre ellos. Si hay un objeto compacto en el remanente de supernova, pero no hay material que caiga sobre él, sería muy tenue y, por lo tanto, podría evitar su detección. También se han considerado otros escenarios, como si el núcleo colapsado se convirtió en unestrella de quark . [20] [21] En 2019, se presentó evidencia de que una estrella de neutrones estaba dentro de uno de los grupos de polvo más brillantes cerca de la posición esperada del remanente de supernova. [22] [23] En 2021, se presentó evidencia de que la emisión de rayos X duros de SN 1987A se origina en la nebulosa del viento púlsar. [24] [25] El último resultado está respaldado por un modelo magnetohidrodinámico tridimensional, que describe la evolución de SN 1987A desde el evento SN hasta la era actual, y reconstruye el entorno ambiental alrededor de la estrella de neutrones en varias épocas, lo que permite para derivar el poder absorbente del denso material estelar alrededor del púlsar. [26]

Curva de luz

Gran parte de la curva de luz , o gráfico de luminosidad en función del tiempo, después de la explosión de una supernova de tipo II como SN 1987A es producida por la energía de la desintegración radiactiva . Aunque la emisión luminosa consiste en fotones ópticos, es la potencia radiactiva absorbida la que mantiene el remanente lo suficientemente caliente como para irradiar luz. Sin el calor radiactivo, se atenuaría rápidamente. La desintegración radiactiva del 56 Ni a través de sus hijas 56 Co a 56 Fe produce fotones de rayos gamma que son absorbidos y dominan el calentamiento y por tanto la luminosidad de la eyección en tiempos intermedios (varias semanas) a tiempos tardíos (varios meses).[27] La energía para el pico de la curva de luz de SN1987A fue proporcionada por la desintegración de 56 Ni a 56 Co (vida media de 6 días) mientras que la energía para la curva de luz posterior en particular se ajusta muy de cerca con la media de 77,3 días. vida de 56 Co decayendo a 56 Fe. Mediciones posteriores realizadas por telescopios espaciales de rayos gamma de la pequeña fracción de losrayos gamma 56 Co y 57 Co que escaparon del remanente SN1987A sin absorción [28] [29] confirmaron predicciones anteriores de que esos dos núcleos radiactivos eran la fuente de energía. [30]

Debido a que el 56 Co en SN1987A ahora se ha descompuesto por completo, ya no admite la luminosidad de la eyección SN 1987A. Actualmente está alimentado por la desintegración radiactiva de 44 Ti con una vida media de aproximadamente 60 años. Con este cambio, los rayos X producidos por las interacciones de anillo de la eyección comenzaron a contribuir significativamente a la curva de luz total. Esto fue observado por el telescopio espacial Hubble como un aumento constante en la luminosidad 10,000 días después del evento en las bandas espectrales azul y roja. [31] Las líneas de rayos X 44 Ti observadas por el telescopio espacial INTEGRAL de rayos X mostraron que la masa total de 44 Ti radiactivo sintetizado durante la explosión fue de 3,1 ± 0,8× 10 −4 M ☉ . [32]

Las observaciones de la energía radiactiva de sus desintegraciones en la curva de luz de 1987A han medido masas totales precisas de 56 Ni, 57 Ni y 44 Ti creadas en la explosión, que concuerdan con las masas medidas por telescopios espaciales de línea de rayos gamma y proporcionan nucleosíntesis. restricciones en el modelo de supernova calculado. [33]

Interacción con material circunestelar

El remanente en forma de anillo en expansión de SN 1987A y su interacción con su entorno, visto en rayos X y luz visible.
Secuencia de imágenes del HST de 1994 a 2009, que muestra la colisión del remanente en expansión con un anillo de material expulsado por el progenitor 20.000 años antes de la supernova [34]

Los tres anillos brillantes alrededor de SN 1987A que fueron visibles después de unos meses en imágenes del Telescopio Espacial Hubble son material del viento estelar del progenitor. Estos anillos fueron ionizados por el destello ultravioleta de la explosión de la supernova y, en consecuencia, comenzaron a emitir en varias líneas de emisión. Estos anillos no se "activaron" hasta varios meses después de la supernova; el proceso de encendido se puede estudiar con mucha precisión mediante espectroscopia. Los anillos son lo suficientemente grandes como para que su tamaño angular se pueda medir con precisión: el anillo interior tiene un radio de 0,808 segundos de arco. El tiempo que la luz viajó para iluminar el anillo interior da un radio de 0,66 (ly) años luz.. Utilizando esto como la base de un triángulo en ángulo recto y el tamaño angular visto desde la Tierra para el ángulo local, se puede usar la trigonometría básica para calcular la distancia a SN 1987A, que es de unos 168.000 años luz. [35] El material de la explosión está alcanzando el material expulsado durante sus fases supergigante roja y azul y lo calienta, por lo que observamos estructuras de anillos alrededor de la estrella.

Alrededor de 2001, la eyección de supernova en expansión (> 7000 km / s) chocó con el anillo interior. Esto provocó su calentamiento y la generación de rayos X; el flujo de rayos X del anillo aumentó en un factor de tres entre 2001 y 2009. Una parte de la radiación de rayos X, que es absorbida por la eyecta densa cerca del centro, es responsable de un aumento comparable en el flujo óptico del remanente de supernova en 2001-2009. Este aumento del brillo del remanente revirtió la tendencia observada antes de 2001, cuando el flujo óptico disminuía debido a la desintegración del isótopo 44 Ti . [34]

Un estudio publicado en junio de 2015, [36] utilizando imágenes del Telescopio Espacial Hubble y el Very Large Telescope tomadas entre 1994 y 2014, muestra que las emisiones de los grupos de materia que forman los anillos se están desvaneciendo a medida que los grupos son destruidos por el onda de choque. Se predice que el anillo se desvanecerá entre 2020 y 2030. Estos hallazgos también están respaldados por los resultados de un modelo hidrodinámico tridimensional que describe la interacción de la onda expansiva con la nebulosa circunestelar. [19]El modelo también muestra que la emisión de rayos X de las eyecciones calentadas por el impacto será dominante muy pronto, después de que el anillo se desvanezca. A medida que la onda de choque pasa por el anillo circunestelar, rastreará la historia de la pérdida de masa del progenitor de la supernova y proporcionará información útil para discriminar entre varios modelos para el progenitor de SN 1987A. [37]

En 2018, las observaciones de radio de la interacción entre el anillo de polvo circunestelar y la onda de choque han confirmado que la onda de choque ha abandonado el material circunestelar. También muestra que la velocidad de la onda de choque, que se redujo a 2.300 km / s mientras interactuaba con el polvo en el anillo, ahora ha vuelto a acelerar a 3.600 km / s. [38]

Condensación de polvo caliente en la eyección

Imágenes de los escombros SN 1987A obtenidas con los instrumentos T-ReCS en el telescopio Gemini de 8 m y VISIR en uno de los cuatro VLT. Se indican las fechas. Se inserta una imagen HST en la parte inferior derecha (créditos Patrice Bouchet, CEA-Saclay)

Poco después del estallido de SN 1987A, tres grupos principales se embarcaron en un monitoreo fotométrico de la supernova: SAAO , [39] [40] CTIO , [41] [42] y ESO . [43] [44] En particular, el equipo de ESO informó un exceso de infrarrojos que se hizo evidente a partir de menos de un mes después de la explosión (11 de marzo de 1987). En este trabajo se discutieron tres posibles interpretaciones: se descartó la hipótesis del eco infrarrojo y se favoreció la emisión térmica del polvo que podría haberse condensado en la eyección (en cuyo caso la temperatura estimada en esa época era ~ 1250 K, y el polvo la masa fue aproximadamente6,6 × 10 −7  M ☉ ). La posibilidad de que el exceso de IR pudiera ser producido por una emisión libre ópticamente gruesa parecía improbable porque la luminosidad en los fotones UV necesarios para mantener la envoltura ionizada era mucho mayor de lo que estaba disponible, pero no se descartó en vista de la eventualidad de dispersión de electrones, que no se había considerado. [ cita requerida ]

Sin embargo, ninguno de estos tres grupos tenía pruebas suficientemente convincentes para reclamar una eyección de polvo sobre la base de un exceso de IR solo. [ cita requerida ]

Distribución del polvo dentro de la eyección SN 1987A, a partir del modelo de Lucy et al. Construido en ESO [45]

Un equipo australiano independiente presentó varios argumentos a favor de una interpretación de eco. [46] Esta interpretación aparentemente sencilla de la naturaleza de la emisión IR fue cuestionada por el grupo de ESO [47] y definitivamente descartada después de presentar evidencia óptica de la presencia de polvo en la eyección de SN. [48] Para discriminar entre las dos interpretaciones, consideraron la implicación de la presencia de una nube de polvo resonante en la curva de luz óptica, y en la existencia de emisión óptica difusa alrededor del SN. [49] Llegaron a la conclusión de que el eco óptico esperado de la nube debería poder resolverse y podría ser muy brillante con un brillo visual integrado de magnitud.10,3 alrededor del día 650. Sin embargo, otras observaciones ópticas, expresadas en la curva de luz SN, no mostraron ninguna inflexión en la curva de luz en el nivel previsto. Finalmente, el equipo de ESO presentó un modelo grumoso convincente para la condensación de polvo en el material eyectado. [45] [50]

Aunque hace más de 50 años se pensaba que el polvo podría formarse en la eyección de una supernova de colapso del núcleo, [51] lo que en particular podría explicar el origen del polvo visto en galaxias jóvenes, [52] esa fue la primera vez que se observó tal condensación. Si SN 1987A es un representante típico de su clase, entonces la masa derivada del polvo caliente formado en los escombros de las supernovas del colapso del núcleo no es suficiente para explicar todo el polvo observado en el universo temprano. Sin embargo, un depósito mucho mayor de ~ 0,25 masas solares de polvo más frío (a ~ 26 K) en la eyección de SN 1987A se encontró [53] con el telescopio espacial infrarrojo Hershel en 2011 y fue confirmado por ALMA [54] más tarde (en 2014).

Observaciones de ALMA

Tras la confirmación de una gran cantidad de polvo frío en la eyección, [54] ALMA ha continuado observando SN 1987A. Se ha medido la radiación de sincrotrón debida a la interacción del choque en el anillo ecuatorial. Se observaron moléculas de silicato (SiO) y monóxido de carbono (CO) frío (20-100 K). Los datos muestran que las distribuciones de CO y SiO son grumosas, y que diferentes productos de nucleosíntesis (C, O y Si) se encuentran en diferentes lugares de la eyección, lo que indica las huellas del interior estelar en el momento de la explosión. [55] [56] [57]

Ver también

  • Historia de la observación de supernovas
  • Lista de supernovas
  • Lista de restos de supernova
  • Lista de candidatos a supernova

Referencias

  1. ^ Lyman, JD; Bersier, D .; James, Pensilvania (2013). "Correcciones bolométricas para curvas de luz óptica de supernovas de colapso del núcleo". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 437 (4): 3848. arXiv : 1311.1946 . Código bibliográfico : 2014MNRAS.437.3848L . doi : 10.1093 / mnras / stt2187 . S2CID 56226661 . 
  2. ^ a b c Kunkel, W .; et al. (24 de febrero de 1987). "Supernova 1987A en la Gran Nube de Magallanes" . Circular IAU . 4316 : 1. Código Bibliográfico : 1987IAUC.4316 .... 1K . Archivado desde el original el 8 de octubre de 2014.
  3. ^ a b c "SN1987A en la Gran Nube de Magallanes" . Proyecto del patrimonio de Hubble . Archivado desde el original el 14 de julio de 2009 . Consultado el 25 de julio de 2006 .
  4. ^ Oeste, RM; Lauberts, A .; Schuster, H.-E .; Jorgensen, HE (1987). "Astrometría de SN 1987A y Sanduleak-69 202". Astronomía y Astrofísica . 177 (1–2): L1 – L3. Bibcode : 1987A y A ... 177L ... 1W .
  5. ^ Boyarchuk, AA; et al. (1987). "Observaciones sobre Astron: Supernova 1987A en la Gran Nube de Magallanes". Pis'ma v Astronomicheskii Zhurnal (en ruso). 13 : 739–743. Código Bibliográfico : 1987PAZh ... 13..739B .
  6. ^ "Hubble revisita a un viejo amigo" . Imagen de la semana . Agencia Espacial Europea / Hubble. 17 de octubre de 2011. Archivado desde el original el 19 de octubre de 2011 . Consultado el 17 de octubre de 2011 .
  7. ^ Sonneborn, G. (1987). "El progenitor de SN1987A". En Kafatos, M .; Michalitsianos, A. (eds.). Supernova 1987a en la Gran Nube de Magallanes . Prensa de la Universidad de Cambridge . ISBN 978-0-521-35575-9.
  8. ^ a b c d Arnett, WD; Bahcall, JN; Kirshner, RP; Woosley, SE (1989). "Supernova 1987A". Revista anual de astronomía y astrofísica . 27 : 629–700. Código Bibliográfico : 1989ARA & A..27..629A . doi : 10.1146 / annurev.aa.27.090189.003213 .
  9. ^ Podsiadlowski, P. (1992). "El progenitor de SN 1987 A" . Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 104 (679): 717. Código Bibliográfico : 1992PASP..104..717P . doi : 10.1086 / 133043 .
  10. ^ Dwarkadas, VV (2011). "Sobre variables azules luminosas como los progenitores de supernovas de colapso del núcleo, especialmente supernovas de tipo IIn". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 412 (3): 1639–1649. arXiv : 1011.3484 . Código bibliográfico : 2011MNRAS.412.1639D . doi : 10.1111 / j.1365-2966.2010.18001.x . S2CID 118359033 . 
  11. ^ Nomoto, K .; Shigeyama, T. (9 de junio de 1988). "Supernova 1987A: restricciones en el modelo teórico". En Kafatos, M .; Michalitsianos, A. (eds.). Supernova 1987a en la Gran Nube de Magallanes . Prensa de la Universidad de Cambridge . § 3.2. ISBN 978-0-521-35575-9.
  12. ^ Scholberg, K. (2012). "Detección de neutrinos de supernova" . Revisión anual de ciencia nuclear y de partículas . 62 : 81-103. arXiv : 1205.6003 . Código bibliográfico : 2012ARNPS..62 ... 81S . doi : 10.1146 / annurev-nucl-102711-095006 . S2CID 3484486 . 
  13. ↑ Pagliaroli, G .; Vissani, F .; Costantini, ML; Ianni, A. (2009). "Análisis mejorado de eventos antineutrinos SN1987A". Física de astropartículas . 31 (3): 163. arXiv : 0810.0466 . Código Bibliográfico : 2009APh .... 31..163P . doi : 10.1016 / j.astropartphys.2008.12.010 . S2CID 119089069 . 
  14. ^ Kato, Chinami; Nagakura, Hiroki; Furusawa, Shun; Takahashi, Koh; Umeda, Hideyuki; Yoshida, Takashi; Ishidoshiro, Koji; Yamada, Shoichi (2017). "Emisiones de neutrinos en todos los sabores hasta el pre-rebote de estrellas masivas y la posibilidad de su detección". El diario astrofísico . 848 (1): 48. arXiv : 1704.05480 . Código bibliográfico : 2017ApJ ... 848 ... 48K . doi : 10.3847 / 1538-4357 / aa8b72 . S2CID 27696112 . 
  15. ^ Madrigueras, Adam; Klein, D .; Gandhi, R. (1993). "Ráfagas de neutrinos de supernova, el detector SNO y oscilaciones de neutrinos". Física nuclear B: Suplementos de actas . 31 : 408–412. Código Bibliográfico : 1993NuPhS..31..408B . doi : 10.1016 / 0920-5632 (93) 90163-Z .
  16. ^ Koshiba, M. (1992). "Astrofísica observacional de neutrinos". Informes de física . 220 (5–6): 229–381. Código Bibliográfico : 1992PhR ... 220..229K . doi : 10.1016 / 0370-1573 (92) 90083-C .
  17. ^ "Nueva imagen de SN 1987A" . Agencia Espacial Europea / Hubble. 24 de febrero de 2017. Archivado desde el original el 28 de febrero de 2017 . Consultado el 27 de febrero de 2017 .
  18. ^ Alp, D .; et al. (2018). "La búsqueda de 30 años para el objeto compacto en SN 1987A". El diario astrofísico . 864 (2): 174. arXiv : 1805.04526 . Código Bib : 2018ApJ ... 864..174A . doi : 10.3847 / 1538-4357 / aad739 . S2CID 51918880 . 
  19. ^ a b Orlando, S .; et al. (2015). "Supernova 1987A: una plantilla para vincular las supernovas a sus restos". El diario astrofísico . 810 (2): 168. arXiv : 1508.02275 . Código bibliográfico : 2015ApJ ... 810..168O . doi : 10.1088 / 0004-637X / 810/2/168 . S2CID 118545009 . 
  20. ^ Chan, TC; et al. (2009). "¿Podría el remanente compacto de SN 1987A ser una estrella de quark?". El diario astrofísico . 695 (1): 732–746. arXiv : 0902.0653 . Código Bibliográfico : 2009ApJ ... 695..732C . doi : 10.1088 / 0004-637X / 695/1/732 . S2CID 14402008 . 
  21. ^ Parsons, P. (21 de febrero de 2009). "La estrella de Quark puede mantener un secreto para el universo temprano" . Nuevo científico . Archivado desde el original el 18 de marzo de 2015.
  22. ^ Cigan, Phil; et al. (2019). "Imágenes ALMA de alta resolución angular de polvo y moléculas en la eyección SN 1987A". El diario astrofísico . 886 (1): 51. arXiv : 1910.02960 . Código bibliográfico : 2019ApJ ... 886 ... 51C . doi : 10.3847 / 1538-4357 / ab4b46 . S2CID 203902478 . 
  23. ^ Gough, Evan (21 de noviembre de 2019). "Los astrónomos finalmente encuentran los restos de la estrella de neutrones de la supernova 1987A" . Universe Today . Consultado el 6 de diciembre de 2019 .
  24. ^ Greco, Emanuele; Miceli, Marco; Orlando, Salvatore; Olmi, Barbara; Bocchino, Fabrizio; Nagataki, Shigehiro; Ono, Masaomi; Dohi, Akira; Peres, Giovanni (2021). "Indicación de una nebulosa de viento Pulsar en la emisión de rayos X duros de SN 1987A". El diario astrofísico . 908 (2): L45. arXiv : 2101.09029 . Código Bib : 2021ApJ ... 908L..45G . doi : 10.3847 / 2041-8213 / abdf5a . S2CID 231693022 . 
  25. ^ Johnston, Scott Alan (26 de febrero de 2021). "Los astrónomos piensan que han encontrado el remanente de estrellas de neutrones dejado atrás de la supernova 1987A" . Universe Today . Consultado el 26 de febrero de 2021 .
  26. ^ Orlando, Salvatore; et al. (2020). "Las simulaciones hidrodinámicas desentrañan la conexión progenitor-supernova-remanente en SN 1987A". Astronomía y Astrofísica . 636 : A22. arXiv : 1912.03070 . Bibcode : 2020A & A ... 636A..22O . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201936718 . S2CID 208857686 . 
  27. ^ Kasen, D .; Woosley, S. (2009). "Supernovas de tipo II: modelo de curvas de luz y relaciones de velas estándar". El diario astrofísico . 703 (2): 2205–2216. arXiv : 0910.1590 . Código Bibliográfico : 2009ApJ ... 703.2205K . doi : 10.1088 / 0004-637X / 703/2/2205 . S2CID 42058638 . 
  28. ^ Matz, SM; et al. (1988). "Emisión de línea de rayos gamma de SN1987A". Naturaleza . 331 (6155): 416–418. Código Bibliográfico : 1988Natur.331..416M . doi : 10.1038 / 331416a0 . S2CID 4313713 . 
  29. ^ Kurfess, JD; et al. (1992). "Observaciones del experimento del espectrómetro de centelleo orientado de Co-57 en SN 1987A". Las cartas de la revista astrofísica . 399 (2): L137 – L140. Código Bibliográfico : 1992ApJ ... 399L.137K . doi : 10.1086 / 186626 .
  30. ^ Clayton, DD; Colgate, SA; Fishman, GJ (1969). "Líneas de rayos gamma de los restos de jóvenes supernovas" . El diario astrofísico . 155 : 75. Código Bibliográfico : 1969ApJ ... 155 ... 75C . doi : 10.1086 / 149849 .
  31. ^ McCray, R .; Fansson, C. (2016). "El remanente de la supernova 1987A". Revista anual de astronomía y astrofísica . 54 : 19–52. Código bibliográfico : 2016ARA & A..54 ... 19M . doi : 10.1146 / annurev-astro-082615-105405 .
  32. ^ Grebenev, SA; Lutovinov, AA; Tsygankov, SS; Winkler, C. (2012). "Líneas de emisión de rayos X duros de la desintegración de 44Ti en el remanente de la supernova 1987A". Naturaleza . 490 (7420): 373–375. arXiv : 1211.2656 . Código Bibliográfico : 2012Natur.490..373G . doi : 10.1038 / nature11473 . PMID 23075986 . S2CID 205230641 .  
  33. ^ Fransson, C .; et al. (2007). "Veinte años de Supernova 1987A". El mensajero . 127 : 44. Bibcode : 2007Msngr.127 ... 44F .
  34. ↑ a b Larsson, J .; et al. (2011). "Iluminación de rayos X de la eyección de la supernova 1987A". Naturaleza . 474 (7352): 484–486. arXiv : 1106.2300 . Código bibliográfico : 2011Natur.474..484L . doi : 10.1038 / nature10090 . PMID 21654749 . S2CID 4388495 .  
  35. ^ Panagia, N. (1998). "Nueva determinación de distancia al LMC". Memorie della Societa Astronomia Italiana . 69 : 225. Código Bibliográfico : 1998MmSAI..69..225P .
  36. ^ Kruesi, L. "La supernova apreciada por los astrónomos comienza a desaparecer de la vista" . Nuevo científico . Archivado desde el original el 11 de junio de 2015 . Consultado el 13 de junio de 2015 .
  37. ^ Fransson, C .; et al. (2015). "La destrucción del anillo circunestelar de SN 1987A". El diario astrofísico . 806 (1): L19. arXiv : 1505.06669 . Código Bibliográfico : 2015ApJ ... 806L..19F . doi : 10.1088 / 2041-8205 / 806/1 / L19 . S2CID 118602808 . 
  38. ^ Cendes, Y .; et al. (2018). "La Reaceleración de la Onda de Choque en el Remanente de Radio de SN 1987A". El diario astrofísico . 867 (1): 65. arXiv : 1809.02364 . Código Bib : 2018ApJ ... 867 ... 65C . doi : 10.3847 / 1538-4357 / aae261 . S2CID 118918613 . 
  39. ^ Menzies, JW; et al. (1987). "Observaciones espectroscópicas y fotométricas de SN 1987a - Los primeros 50 días" . Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 227 : 39P – 49P. Código bibliográfico : 1987MNRAS.227P..39M . doi : 10.1093 / mnras / 227.1.39P .
  40. ^ Catchpole, RM; et al. (1987). "Observaciones espectroscópicas y fotométricas de SN 1987a. II - Días 51 a 134" . Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 229 : 15P – 25P. Código bibliográfico : 1987MNRAS.229P..15C . doi : 10.1093 / mnras / 229.1.15P .
  41. ^ Elías, JH; et al. (1988). "Identificaciones de línea en el espectro infrarrojo de SN 1987A". El diario astrofísico . 331 : L9. Código Bibliográfico : 1988ApJ ... 331L ... 9E . doi : 10.1086 / 185225 .
  42. ^ Terndrup, DM; et al. (1988). "Observaciones ópticas e infrarrojas de SN 1987A desde Cerro Tololo". Sociedad Astronómica de Australia . 7 (4): 412–423. Código bibliográfico : 1988PASAu ... 7..412T . doi : 10.1017 / S1323358000022566 .
  43. ↑ Bouchet, P .; et al. (1987). "Fotometría infrarroja de SN 1987A". Astronomía y Astrofísica . 177 : L9. Bibcode : 1987A y A ... 177L ... 9B .
  44. ↑ Bouchet, P .; et al. (1987). "Fotometría infrarroja de SN 1987A - Los primeros cuatro meses". Taller de ESO sobre el SN 1987A, Garching, República Federal de Alemania, 6 al 8 de julio de 1987, Actas (A88-35301 14-90) . 177 . Observatorio Europeo Austral. pag. 79. Código bibliográfico : 1987ESOC ... 26 ... 79B .
  45. ^ a b Lucy, L .; et al. (1989). "Condensación de polvo en la eyección de SN 1987 A". En Guillermo Tenorio-Tagle; Mariano Moles; Jorge Melnick (eds.). Estructura y dinámica del medio interestelar, Actas de IAU Colloq. 120, celebrado con motivo del Jubileo de Guido en Granada, España, del 17 al 21 de abril de 1989 . Apuntes de clases de física . 350 . Springer-Verlag . págs. 164-179. Código Bibliográfico : 1989LNP ... 350..164L . doi : 10.1007 / BFb0114861 . ISBN 978-3-540-51956-0.
  46. ^ Roche, PF; et al. (1989). "Viejo polvo frío calentado por la supernova 1987A". Naturaleza . 337 (6207): 533–535. Código Bibliográfico : 1989Natur.337..533R . doi : 10.1038 / 337533a0 . S2CID 4308604 . 
  47. ↑ Bouchet, P .; Danziger, J .; Lucy, L. (1989). "Supernova 1987A en la Gran Nube de Magallanes". Circular IAU . 4933 : 1. Código Bibliográfico : 1989IAUC.4933 .... 1B .
  48. ^ Danziger, IJ; Gouiffes, C .; Bouchet, P .; Lucy, LB (1989). "Supernova 1987A en la Gran Nube de Magallanes". Circular IAU . 4746 : 1. Código Bibliográfico : 1989IAUC.4746 .... 1D .
  49. ^ Felten, JE; Dwek, E. (1989). "Evidencia infrarroja y óptica de una nube de polvo detrás de la supernova 1987A". Naturaleza . 339 (6220): 123. Código Bibliográfico : 1989Natur.339..123F . doi : 10.1038 / 339123a0 . S2CID 4243200 . 
  50. ^ Lucy, L .; et al. (1991). Woosley, SE (ed.). Condensación de polvo en la eyección de la supernova 1987A - Segunda parte . Supernovas. El Décimo Taller de Santa Cruz en Astronomía y Astrofísica, realizado del 9 al 21 de julio de 1989, Observatorio Lick . Nueva York: Springer Verlag . pag. 82. Bibcode : 1991supe.conf ... 82L . ISBN 978-0387970714.
  51. ↑ Cernuschi, F .; Marsicano, F .; Codina, S. (1967). "Contribución a la teoría sobre la formación de granos cósmicos". Annales d'Astrophysique . 30 : 1039. Código Bibliográfico : 1967AnAp ... 30.1039C .
  52. ^ Liu, N .; et al. (2018). "Formación tardía de carburo de silicio en supernovas tipo II" . Avances científicos . 4 (1): 1054. arXiv : 1801.06463 . Código bibliográfico : 2018SciA .... 4O1054L . doi : 10.1126 / sciadv.aao1054 . PMC 5777395 . PMID 29376119 .  
  53. ^ Matsuura, M .; et al. (2011). "Herschel detecta un depósito de polvo masivo en Supernova 1987A". Ciencia . 333 (6047): 1258–1261. arXiv : 1107.1477 . Código bibliográfico : 2011Sci ... 333.1258M . doi : 10.1126 / science.1205983 . PMID 21737700 . S2CID 46458836 .  
  54. ↑ a b Indebetouw, R .; et al. (2014). "Producción de polvo y aceleración de partículas en Supernova 1987A revelada con ALMA". El diario astrofísico . 782 (1): L2. arXiv : 1312.4086 . Código bibliográfico : 2014ApJ ... 782L ... 2I . doi : 10.1088 / 2041-8205 / 782/1 / L2 . S2CID 33224959 . 
  55. ^ Kamenetzky, J .; et al. (2013). "Monóxido de carbono en los escombros fríos de Supernova 1987A". El diario astrofísico . 782 (1): L2. arXiv : 1307.6561 . Código bibliográfico : 2013ApJ ... 773L..34K . doi : 10.1088 / 2041-8205 / 773/2 / L34 . S2CID 5713172 . 
  56. ^ Zanardo, G .; et al. (2014). "Análisis espectral y morfológico del remanente de la supernova 1987A con ALMA y ATCA". El diario astrofísico . 796 (2): 82. arXiv : 1409.7811 . Código bibliográfico : 2014ApJ ... 796 ... 82Z . doi : 10.1088 / 0004-637X / 796/2/82 . S2CID 53553965 . 
  57. ^ Matsuura, M .; et al. (2017). "Análisis espectral y morfológico del remanente de la supernova 1987A con ALMA y ATCA". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 469 (3): 3347–3362. arXiv : 1704.02324 . Código Bib : 2017MNRAS.469.3347M . doi : 10.1093 / mnras / stx830 . S2CID 693014 . 

Fuentes

  • Graves, Genevieve JM; et al. (2005). "Límites del telescopio espacial Hubble en una fuente puntual en SN 1987A". Revista astrofísica . 629 (2): 944–959. arXiv : astro-ph / 0505066 . Código bibliográfico : 2005ApJ ... 629..944G . doi : 10.1086 / 431422 . S2CID  15453028 .

Lectura adicional

  • Kirshner, RP (1988). "Muerte de una estrella". National Geographic . 173 (5): 619–647.

Enlaces externos

  • Imagen astronómica del día de la NASA: imagen de la supernova 1987A (24 de enero de 1997)
  • AAVSO: Más información sobre el descubrimiento de SN 1987A
  • Cronología del descubrimiento de la astronomía de Rochester
  • Curvas de luz y espectros en el catálogo abierto de Supernova
  • Ecos de luz de Sn1987a, Película con imágenes reales del grupo EROS2
  • Imagen del día de astronomía de la NASA: animación de ecos de luz de SN1987A (25 de enero de 2006)
  • SN 1987A en ESA / Hubble
  • Supernova 1987A, WIKISKY.ORG
  • Más información en el sitio Bad Astronomy de Phil Plait
  • Vista 3D del 'corazón' de Supernova arroja nueva luz sobre explosiones de estrellas (imágenes) - Space.com