SN 1987A - SN 1987A

SN 1987A
Eso0708a.jpg
Supernova 1987A ist der helle Stern in der Bildmitte, nahe dem Tarantelnebel .
Ereignistyp Supernova Bearbeiten Sie dies auf Wikidata
Typ II ( eigenartig )
Datum 24. Februar 1987 (23:00 UTC )
Las Campanas Observatorium
Konstellation Dorado
Rektaszension 05 h 35 m 28,03 s
Deklination −69° 16′ 11,79″
Epoche J2000
Galaktische Koordinaten G279.7-31.9
Distanz 51,4 kpc (168.000 Lj.)
Gastgeber Große Magellansche Wolke
Stammvater Sanduleak -69 202
Vorläufertyp B3 Überriese
Farbe (BV) +0,085
Bemerkenswerte Funktionen Nächste aufgezeichnete Supernova seit Erfindung des Teleskops
Peak scheinbare Helligkeit +2,9
Andere Bezeichnungen SN 1987A, AAVSO 0534-69, INTREF 262, SNR 1987A, SNR B0535-69.3, [BMD2010] SNR J0535.5-6916
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SN 1987A war eine Supernova vom Typ II in der Großen Magellanschen Wolke , einer Zwerg- Satellitengalaxie der Milchstraße . Sie trat ungefähr 51,4 Kiloparsec (168.000 Lichtjahre ) von der Erde entfernt auf und war die am nächsten beobachtete Supernova seit Keplers Supernova . Das Licht von 1987A erreichte die Erde am 23. Februar 1987 und wurde als die früheste Supernova, die in diesem Jahr entdeckt wurde, als "1987A" bezeichnet. Seine Helligkeit erreichte im Mai mit einer scheinbaren Helligkeit von etwa 3 ihren Höhepunkt .

Es war die erste Supernova, die moderne Astronomen sehr detailliert untersuchen konnten, und ihre Beobachtungen haben viele Einblicke in Kernkollaps-Supernovae geliefert .

SN 1987A bot die erste Gelegenheit, durch direkte Beobachtung die radioaktive Quelle der Energie für die Emissionen des sichtbaren Lichts zu bestätigen, indem die vorhergesagte Gammastrahlenlinienstrahlung von zwei ihrer reichlich vorhandenen radioaktiven Kerne nachgewiesen wurde. Dies bewies die radioaktive Natur des lang anhaltenden Leuchtens von Supernovae nach der Explosion.

Über dreißig Jahre lang konnte der erwartete kollabierte Neutronenstern nicht gefunden werden, aber 2019 wurde er mit dem ALMA- Teleskop und 2021 mit den Röntgenteleskopen Chandra und NuSTAR bekannt gegeben.

Entdeckung

SN 1987A in der Großen Magellanschen Wolke

SN 1987A wurde am 24. Februar 1987 unabhängig von Ian Shelton und Oscar Duhalde am Las Campanas-Observatorium in Chile und innerhalb derselben 24 Stunden von Albert Jones in Neuseeland entdeckt .

Spätere Untersuchungen fanden Fotos, die zeigten, wie sich die Supernova am frühen 23. Februar schnell aufhellte. Am 4. und 12. März 1987 wurde sie von Astron , dem damals größten Ultraviolett- Weltraumteleskop , aus dem Weltraum beobachtet .

Stammvater

Der Rest von SN 1987A

Vier Tage nach der Aufzeichnung des Ereignisses wurde der Vorläuferstern vorläufig als Sanduleak -69 202 (Sk -69 202), ein blauer Überriese, identifiziert . Nachdem die Supernova verblasst war, wurde diese Identifizierung endgültig durch das Verschwinden von Sk −69 202 bestätigt. Dies war eine unerwartete Identifizierung, da Modelle der massereichen Sternentwicklung zu dieser Zeit nicht vorhersagten, dass blaue Überriesen anfällig für ein Supernova-Ereignis sind.

Einige Modelle des Vorläufers führten die Farbe eher auf seine chemische Zusammensetzung als auf seinen evolutionären Zustand zurück, insbesondere auf den geringen Gehalt an schweren Elementen und anderen Faktoren. Es gab einige Spekulationen, dass der Stern vor der Supernova mit einem Begleitstern verschmolzen sein könnte . Inzwischen ist jedoch allgemein bekannt, dass blaue Überriesen natürliche Vorläufer einiger Supernovae sind, obwohl es immer noch Spekulationen gibt, dass die Entwicklung solcher Sterne einen Massenverlust mit einem binären Begleiter erfordern könnte.

Neutrino-Emissionen

Überbleibsel von SN 1987A in Lichtüberlagerungen verschiedener Spektren. ALMA- Daten ( Radio , in Rot) zeigen neu gebildeten Staub im Zentrum des Überrests. Hubble ( sichtbar , in Grün) und Chandra ( Röntgen , in Blau) zeigen die expandierende Stoßwelle .

Ungefähr zwei bis drei Stunden bevor das sichtbare Licht von SN 1987A die Erde erreichte, wurde an drei Neutrino-Observatorien ein Ausbruch von Neutrinos beobachtet . Dies war wahrscheinlich auf die Neutrino-Emission zurückzuführen , die gleichzeitig mit dem Kernkollaps auftritt, jedoch bevor sichtbares Licht emittiert wird. Sichtbares Licht wird erst durchgelassen, nachdem die Stoßwelle die Sternoberfläche erreicht hat. Um 07:35 UT entdeckte Kamiokande II 12 Antineutrinos ; IMB , 8 Antineutrinos; und Baksan , 5 Antineutrinos; in einem Ausbruch von weniger als 13 Sekunden. Ungefähr drei Stunden zuvor entdeckte der Flüssigszintillator Mont Blanc einen Ausbruch von fünf Neutrinos, aber es wird allgemein nicht angenommen, dass dies mit SN 1987A in Verbindung steht.

Der Kamiokande II-Nachweis, der mit 12 Neutrinos die größte Probenpopulation aufwies, zeigte, dass die Neutrinos in zwei unterschiedlichen Pulsen ankamen. Der erste Puls startete um 07:35:35 und umfasste 9 Neutrinos, die alle über einen Zeitraum von 1,915 Sekunden eintrafen. Ein zweiter Puls von drei Neutrinos traf zwischen 9,219 und 12,439 Sekunden, nachdem das erste Neutrino entdeckt wurde, mit einer Pulsdauer von 3,220 Sekunden ein.

Obwohl während des Ereignisses nur 25 Neutrinos nachgewiesen wurden, war dies ein signifikanter Anstieg gegenüber dem zuvor beobachteten Hintergrundniveau. Dies war das erste Mal, dass Neutrinos, von denen bekannt ist, dass sie von einer Supernova emittiert werden, direkt beobachtet wurden, was den Beginn der Neutrinoastronomie markierte . Die Beobachtungen stimmten mit theoretischen Supernova-Modellen überein, bei denen 99% der Energie des Kollapses in Form von Neutrinos abgestrahlt wird. Die Beobachtungen stimmen auch mit den Schätzungen der Modelle über eine Gesamtneutrinozahl von 10 58 bei einer Gesamtenergie von 10 46 Joule, dh einem Mittelwert von einigen Dutzend MeV pro Neutrino, überein.

Die Neutrino-Messungen erlaubten Obergrenzen für Neutrino-Masse und -Ladung sowie die Anzahl der Neutrinos-Geschmacksrichtungen und andere Eigenschaften. Die Daten zeigen beispielsweise, dass die Ruhemasse des Elektron-Neutrinos innerhalb von 5 % Vertrauen höchstens 16 eV/c 2 beträgt , 1/30.000 der Masse eines Elektrons. Die Daten deuten darauf hin, dass die Gesamtzahl der Neutrino-Aromen höchstens 8 beträgt, aber andere Beobachtungen und Experimente geben genauere Schätzungen. Viele dieser Ergebnisse wurden inzwischen durch andere Neutrino-Experimente bestätigt oder verschärft, wie etwa eine sorgfältigere Analyse von solaren Neutrinos und atmosphärischen Neutrinos sowie Experimenten mit künstlichen Neutrinoquellen.

Neutronenstern

Der helle Ring um den Zentralbereich des explodierten Sterns besteht aus ausgestoßenem Material.

SN 1987A scheint eine Kernkollaps-Supernova zu sein, die angesichts der Größe des ursprünglichen Sterns zu einem Neutronenstern führen sollte . Die Neutrinodaten weisen darauf hin, dass sich im Kern des Sterns ein kompaktes Objekt gebildet hat. Seit die Supernova zum ersten Mal sichtbar wurde, suchen Astronomen nach dem kollabierten Kern. Das Hubble-Weltraumteleskop hat seit August 1990 regelmäßig Bilder der Supernova aufgenommen, ohne dass ein Neutronenstern eindeutig nachgewiesen wurde.

Für den "fehlenden" Neutronenstern werden mehrere Möglichkeiten in Betracht gezogen. Der erste ist, dass der Neutronenstern in dichte Staubwolken gehüllt ist, sodass er nicht gesehen werden kann. Ein anderer ist, dass ein Pulsar gebildet wurde, aber entweder mit einem ungewöhnlich großen oder kleinen Magnetfeld. Es ist auch möglich, dass große Materialmengen auf den Neutronenstern zurückfielen, sodass dieser weiter zu einem Schwarzen Loch kollabierte . Neutronensterne und Schwarze Löcher geben oft Licht ab, wenn Material auf sie fällt. Befindet sich im Supernova-Überrest ein kompaktes Objekt, auf das jedoch kein Material fällt, wäre es sehr dunkel und könnte daher der Entdeckung entgehen. Auch andere Szenarien wurden in Betracht gezogen, etwa ob aus dem kollabierten Kern ein Quarkstern wurde . Im Jahr 2019 wurden Beweise dafür vorgelegt, dass sich ein Neutronenstern in einem der hellsten Staubklumpen nahe der erwarteten Position des Supernova-Überrests befand. Im Jahr 2021 wurde der Nachweis erbracht, dass die harte Röntgenstrahlung von SN 1987A aus dem Pulsarwindnebel stammt. Letzteres Ergebnis wird durch ein dreidimensionales magnetohydrodynamisches Modell gestützt, das die Entwicklung von SN 1987A vom SN-Ereignis bis zum heutigen Zeitalter beschreibt und die Umgebung des Neutronensterns in verschiedenen Epochen rekonstruiert und so die Absorptionsleistung von das dichte stellare Material um den Pulsar.

Lichtkurve

Ein Großteil der Lichtkurve oder des Diagramms der Leuchtkraft als Funktion der Zeit nach der Explosion einer Supernova vom Typ II wie SN 1987A wird durch die Energie des radioaktiven Zerfalls erzeugt . Obwohl die Lichtemission aus optischen Photonen besteht, ist es die absorbierte radioaktive Energie, die den Überrest heiß genug hält, um Licht auszustrahlen. Ohne die radioaktive Hitze würde es schnell verdunkeln. Der radioaktive Zerfall von 56 Ni durch seine Töchter 56 Co zu 56 Fe Gammastrahlen erzeugt Photonen , daß die Erwärmung und damit die Leuchtstärke der ejecta an Zwischenzeiten (mehrere Wochen) zu späten Zeiten (mehrere Monate) werden absorbiert und beherrschen. Die Energie für den Peak der Lichtkurve von SN1987A wurde durch den Zerfall von 56 Ni zu 56 Co (Halbwertszeit von 6 Tagen) bereitgestellt, während die Energie für die spätere Lichtkurve insbesondere sehr gut mit der 77,3-Tage-Halbwertszeit von 56 übereinstimmte Co zerfällt zu 56 Fe. Spätere Messungen des kleinen Teils der 56 Co- und 57 Co-Gammastrahlen, die dem Überrest von SN1987A ohne Absorption entwichen, durch Weltraum-Gammastrahlenteleskope bestätigten frühere Vorhersagen, dass diese beiden radioaktiven Kerne die Energiequelle waren.

Da das 56 Co in SN1987A nun vollständig zerfallen ist, unterstützt es die Leuchtkraft des SN 1987A-Ejekta nicht mehr. Das wird derzeit durch den radioaktiven Zerfall von 44 Ti mit einer Halbwertszeit von etwa 60 Jahren angetrieben . Mit dieser Änderung begannen Röntgenstrahlen, die durch die Ringwechselwirkungen der Ejekta erzeugt wurden, signifikant zur Gesamtlichtkurve beizutragen. Dies wurde vom Hubble-Weltraumteleskop als stetiger Anstieg der Leuchtkraft 10.000 Tage nach dem Ereignis in den blauen und roten Spektralbändern festgestellt. Röntgenlinien 44 Ti, die mit dem INTEGRAL- Weltraum-Röntgenteleskop beobachtet wurden, zeigten, dass die Gesamtmasse des während der Explosion synthetisierten radioaktiven 44 Ti 3,1 ± 0,8 × 10 −4 M betrug .

Beobachtungen der radioaktiven Energie aus ihren Zerfällen in der Lichtkurve von 1987A haben genaue Gesamtmassen der bei der Explosion erzeugten 56 Ni, 57 Ni und 44 Ti gemessen, die mit den Massen übereinstimmen, die von Gammastrahlen-Linien-Weltraumteleskopen gemessen werden und Nukleosynthese ermöglichen Einschränkungen des berechneten Supernova-Modells.

Interaktion mit zirkumstellarem Material

Der sich ausdehnende ringförmige Überrest von SN 1987A und seine Wechselwirkung mit seiner Umgebung, gesehen in Röntgenstrahlen und sichtbarem Licht.
Sequenz von HST- Bildern von 1994 bis 2009, die die Kollision des sich ausdehnenden Überrests mit einem Materialring zeigt, der vom Vorläufer 20.000 Jahre vor der Supernova ausgestoßen wurde

Die drei hellen Ringe um SN 1987A, die nach wenigen Monaten auf Bildern des Weltraumteleskops Hubble sichtbar waren, stammen aus dem Sternwind des Vorfahren. Diese Ringe wurden durch den ultravioletten Blitz der Supernova-Explosion ionisiert und begannen folglich in verschiedenen Emissionslinien zu emittieren. Diese Ringe "schalteten" sich erst einige Monate nach der Supernova ein; der Einschaltvorgang kann durch Spektroskopie sehr genau untersucht werden. Die Ringe sind groß genug, um ihre Winkelgröße genau zu messen: Der Innenring hat einen Radius von 0,808 Bogensekunden. Die Zeit, die das Licht zurücklegt, um den inneren Ring zu beleuchten, ergibt seinen Radius von 0,66 (ly) Lichtjahren . Wenn man dies als Basis eines rechtwinkligen Dreiecks und die Winkelgröße von der Erde aus gesehen für den lokalen Winkel verwendet, kann man mit einfacher Trigonometrie die Entfernung zu SN 1987A berechnen, die etwa 168.000 Lichtjahre beträgt. Das Material der Explosion holt das Material ein, das sowohl während der roten als auch der blauen Überriesenphase ausgestoßen wurde und erhitzt es, sodass wir Ringstrukturen um den Stern herum beobachten.

Um 2001 kollidierte der expandierende (>7000 km/s) Supernova-Ejekta mit dem inneren Ring. Dies verursachte seine Erwärmung und die Erzeugung von Röntgenstrahlung – der Röntgenfluss aus dem Ring erhöhte sich zwischen 2001 und 2009 um das Dreifache. Ein Teil der Röntgenstrahlung, der von den dichten Ejekta in der Nähe des Zentrum, ist für einen vergleichbaren Anstieg des optischen Flusses von den Supernova-Überresten in den Jahren 2001–2009 verantwortlich. Diese Zunahme der Helligkeit des Überrests kehrte den vor 2001 beobachteten Trend um, als der optische Fluss aufgrund des Zerfalls des 44 Ti- Isotops abnahm .

Eine im Juni 2015 veröffentlichte Studie mit Bildern des Hubble-Weltraumteleskops und des Very Large Telescope, die zwischen 1994 und 2014 aufgenommen wurden, zeigt, dass die Emissionen der Materieklumpen, aus denen die Ringe bestehen, verblassen, wenn die Klumpen durch die Stoßwelle zerstört werden. Es wird prognostiziert, dass der Ring zwischen 2020 und 2030 abklingen wird. Diese Ergebnisse werden auch durch die Ergebnisse eines dreidimensionalen hydrodynamischen Modells gestützt, das die Interaktion der Druckwelle mit dem zirkumstellaren Nebel beschreibt. Das Modell zeigt auch, dass die Röntgenstrahlung von Ejekta, die durch den Schock erhitzt wurden, sehr bald dominant sein wird, nachdem der Ring abgeklungen ist. Wenn die Stoßwelle den zirkumstellaren Ring passiert, wird sie die Geschichte des Massenverlusts des Vorläufers der Supernova verfolgen und nützliche Informationen liefern, um zwischen verschiedenen Modellen für den Vorläufer von SN 1987A zu unterscheiden.

Im Jahr 2018 haben Radiobeobachtungen der Wechselwirkung zwischen dem zirkumstellaren Staubring und der Stoßwelle bestätigt, dass die Stoßwelle nun das zirkumstellare Material verlassen hat. Es zeigt auch, dass sich die Geschwindigkeit der Stoßwelle, die sich während der Wechselwirkung mit dem Staub im Ring auf 2.300 km/s verlangsamte, nun wieder auf 3.600 km/s beschleunigt hat.

Kondensation von warmem Staub im Auswurf

Bilder des SN 1987A-Trümmers, aufgenommen mit den Instrumenten T-ReCS am 8-m-Gemini-Teleskop und VISIR an einem der vier VLT. Termine sind angegeben. Unten rechts wird ein HST-Bild eingefügt (Credits Patrice Bouchet, CEA-Saclay)

Kurz nach dem Ausbruch von SN 1987A begannen drei große Gruppen mit einer photometrischen Überwachung der Supernova: SAAO , CTIO und ESO . Insbesondere berichtete das ESO-Team von einem Infrarotüberschuss, der weniger als einen Monat nach der Explosion (11. März 1987) sichtbar wurde. Drei mögliche Interpretationen dafür wurden in dieser Arbeit diskutiert: Die Infrarot-Echo-Hypothese wurde verworfen und die thermische Emission von Staub, der in der Ejekta kondensiert sein könnte, wurde bevorzugt (in diesem Fall betrug die geschätzte Temperatur in dieser Epoche ~ 1250 K, und der Staub Masse war ungefähr6,6 × 10 -7  M ). Die Möglichkeit, dass der IR-Überschuss durch optisch dicke freie freie Emission erzeugt werden könnte, schien unwahrscheinlich, da die Leuchtkraft der UV-Photonen, die benötigt wurde, um die Hülle ionisiert zu halten, viel größer war als die verfügbare, wurde jedoch angesichts der Eventualität von nicht ausgeschlossen Elektronenstreuung, die nicht berücksichtigt wurde.

Keine dieser drei Gruppen hatte jedoch hinreichend überzeugende Beweise, um allein aufgrund eines IR-Überschusses eine staubige Ejekta zu behaupten.

Verteilung des Staubs innerhalb der SN 1987A-Ejekta, wie aus dem Modell von Lucy et al., das bei der ESO gebaut wurde

Ein unabhängiges australisches Team brachte mehrere Argumente für eine Echointerpretation vor. Diese scheinbar einfache Interpretation der Art der IR-Emission wurde von der ESO-Gruppe in Frage gestellt und endgültig ausgeschlossen, nachdem optische Beweise für das Vorhandensein von Staub in den SN-Ejekta vorgelegt wurden. Um zwischen den beiden Interpretationen zu unterscheiden, betrachteten sie die Implikation des Vorhandenseins einer widerhallenden Staubwolke auf die optische Lichtkurve und die Existenz einer diffusen optischen Emission um den SN herum. Sie stellten fest , dass das erwartete optische Echo aus der Wolke auflösbar sein sollte und könnte sehr hell mit einer integrierten visuellen Helligkeit von Größe 10,3 um Tag 650. jedoch weitere optische Beobachtungen, wie in SN Lichtkurve ausgedrückt, zeigten keine Beugung im Licht Kurve auf dem vorhergesagten Niveau. Schließlich präsentierte das ESO-Team ein überzeugendes Klumpenmodell für die Staubkondensation in der Ejekta.

Obwohl vor mehr als 50 Jahren angenommen wurde, dass sich in den Auswürfen einer Kernkollaps-Supernova Staub bilden könnte, was insbesondere die Entstehung des Staubs in jungen Galaxien erklären könnte, war dies das erste Mal, dass eine solche Kondensation beobachtet wurde . Wenn SN 1987A ein typischer Vertreter seiner Klasse ist, dann reicht die abgeleitete Masse des warmen Staubs, der in den Trümmern von Kernkollaps-Supernovae gebildet wird, nicht aus, um den gesamten Staub, der im frühen Universum beobachtet wurde, zu erklären. Allerdings wurde 2011 mit dem Hershel-Infrarot-Weltraumteleskop ein viel größeres Reservoir von ~0,25 Sonnenmasse an kälterem Staub (bei ~26 K) in den Ejekta von SN 1987A gefunden und später (2014) von ALMA bestätigt.

ALMA-Beobachtungen

Nach der Bestätigung einer großen Menge an kaltem Staub in der Ejekta hat ALMA die Beobachtung von SN 1987A fortgesetzt. Synchrotronstrahlung aufgrund von Schockwechselwirkung im äquatorialen Ring wurde gemessen. Es wurden kalte (20–100 K) Kohlenmonoxid (CO) und Silikatmoleküle (SiO) beobachtet. Die Daten zeigen, dass die CO- und SiO-Verteilungen klumpig sind und dass sich verschiedene Nukleosyntheseprodukte (C, O und Si) an verschiedenen Stellen der Ejekta befinden, was auf die Fußabdrücke des Sterneninneren zum Zeitpunkt der Explosion hindeutet.

Siehe auch

Verweise

Quellen

Weiterlesen

Externe Links