SN 1987A

SN 1987A
X線と可視光線で見たSN 1987Aの拡大するリング状の残骸とその周囲との相互作用。
イベントの種類超新星
タイプII（特異）[ 1 ]
日付1987年2月24日[ 2 ] （1987年2月24日）
星座ドラド
赤経05時間35分28.03秒[ 3 ]
赤緯−69° 16′ 11.79″ [ 3 ]
エポックJ2000
銀河座標G279.7-31.9
距離51.4 kpc (168,000 光年) [ 3 ]
ホスト大マゼラン雲
先祖サンダラック -69 202
祖先型B3青色超巨星
カラー（BV）+0.085
注目すべき機能望遠鏡の発明以来、最も近い超新星の記録
最大見かけ等級+2.9
その他の指定SN 1987A、AAVSO 0534-69、INTREF 262、SNR 1987A、SNR B0535-69.3、[BMD2010] SNR J0535.5-6916
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超新星1987Aは、画像中央のタランチュラ星雲の近くにある明るい光源です。

SN 1987Aは、天の川銀河の矮小な伴銀河である大マゼラン雲に存在するII型超新星でした。地球から約51.4キロパーセク（16万8000光年）[ a ]の距離で発生し、1604年のケプラーの超新星以来、最も地球に接近して観測された超新星でした。爆発による光とニュートリノは1987年2月23日に地球に到達し、その年に発見された最初の超新星として「SN 1987A」と命名されました。その明るさは同年5月にピークに達し、視等級は約3等級で、かじき座で最も明るい恒星アルファ・ドラドゥスよりも明るくなりました。

これは現代の天文学者が詳細に研究できた最初の超新星であり、その観測は重力崩壊型超新星に関する多くの知見をもたらしました。SN 1987Aは、その豊富な放射性核のうち2つから予測されたガンマ線放射を検出することにより、可視光線放射のエネルギー源である放射性物質を直接観測によって確認する最初の機会となりました。これは、超新星爆発後の長期間にわたる光の放射性性質を証明しました。

2019年、アタカマ大型ミリ波干渉計（AMT）望遠鏡を用いて、SN 1987Aの残骸内に崩壊した中性子星が存在するという間接的な証拠が発見されました。その後、2021年にはチャンドラX線望遠鏡とNuSTAR X線望遠鏡による観測でさらなる証拠が発見されました。

発見

SN 1987Aは、1987年2月24日にチリのラス・カンパナス天文台でイアン・シェルトンとオスカー・デュアルデによって独立して発見され、同じ24時間以内にニュージーランドのアルバート・ジョーンズによっても発見されました。[ 2 ]

その後の調査で、2月23日の早朝に超新星が急速に明るくなる様子を示す写真が発見された。[ 5 ] [ 2 ] 1987年3月4日から12日にかけて、当時最大の紫外線宇宙望遠鏡であったアストロン によって宇宙から観測された。 [ 6 ]

先祖

事象が記録されてから4日後、その起源となる恒星は青色超巨星であるサンドゥリーク-69 202（Sk-69 202）と暫定的に特定された。[ 7 ] 超新星が消滅した後、Sk-69 202は消滅したため、この特定は最終的に確認された。青色超巨星が超新星を生み出す可能性は驚くべきものと考えられ[ 8 ]、この確認はさらなる研究へとつながり、青色超巨星を起源とするそれ以前の超新星が特定された[ 9 ] 。

SN 1987Aの起源に関するいくつかのモデルでは、その青色は進化段階ではなく、主に化学組成、特に重元素の低レベルに起因するとされていた。[ 10 ] SN 1987Aは超新星爆発の前に伴星と合体した可能性があるという推測もあった。 [ 11 ]しかし、現在では青色超巨星がいくつかの超新星の自然な起源であることが広く理解されているが、そのような星の進化には連星系を伴う伴星の質量損失が必要であるという推測も残っている。[ 12 ]

ニュートリノ放出

SN 1987Aからの可視光が地球に到達する約2～3時間前、 3つのニュートリノ観測所でニュートリノバーストが観測されました。これは、衝撃波が恒星表面に到達して可視光が放出される前に、コアの崩壊と同時に発生するニュートリノ放出によるものと考えられます。 [ 13 ] 7:35 UTには、13秒未満持続したバーストで、カミオカンデIIで12個、IMBで8個、バクサンで5個の反ニュートリノが検出されました。約3時間前、モンブラン液体シンチレーターで5個のニュートリノバーストが検出されましたが、これはSN 1987Aとは関係がないと一般的に考えられています。[ 10 ]

カミオカンデIIの検出では、ニュートリノのサンプル数が12個と最も多く、ニュートリノが2つの異なるパルスとして到着していることが示された。7時35分35秒の最初のパルスは、1.915秒間にわたって9個のニュートリノで構成されていた。2番目のパルスは、最初のパルスの開始から9.219秒から12.439秒までの3.220秒間に3個のニュートリノで構成されていた。[ 10 ] [ 14 ]

この現象で検出されたニュートリノはわずか25個でしたが、これはそれまでに観測されていた背景レベルから大幅に増加したものでした。超新星から放出されたことが知られているニュートリノが直接観測されたのはこれが初めてであり、ニュートリノ天文学の幕開けとなりました。この観測結果は、崩壊エネルギーの99%がニュートリノの形で放射されるとする理論上の超新星モデルと一致していました。[ 15 ]また、この観測結果は、ニュートリノの総数が10の58乗、総エネルギーが10の46乗ジュールというモデルの推定値とも一致しており、これはニュートリノ1個あたりの平均値が数十MeVに相当します。[ 16 ]地球上では1平方センチメートルを通過したニュートリノは数十億個に上ります。[ 17 ]

ニュートリノ測定により、ニュートリノの質量と電荷、ニュートリノのフレーバー数やその他の特性の上限が明らかになった。[ 10 ]例えば、データによれば電子ニュートリノの静止質量は95%の信頼度で16 eV/c 2未満であり、これは電子の質量の3万分の1である。このデータはニュートリノフレーバーの総数が最大8であることを示唆しているが、他の観測や実験ではより厳密な推定値が示されている。これらの結果の多くはその後、太陽ニュートリノや大気ニュートリノのより慎重な解析や人工ニュートリノ源を用いた実験など、他のニュートリノ実験によって確認または厳密化されている。[ 18 ] [ 19 ] [ 20 ]

中性子星

SN 1987Aは、中心核崩壊型超新星のようで、元の恒星の大きさからすると中性子星が形成されるはずである。 [ 10 ]ニュートリノデータは、恒星の中心核にコンパクトな天体が形成されたことを示しており、天文学者たちは直ちに崩壊した中心核の探索を開始した。ハッブル宇宙望遠鏡は1990年8月からこの超新星の画像を定期的に撮影したが、中性子星は明確に検出されなかった。

「失われた」中性子星については、いくつかの可能性が考えられた。[ 21 ]第一に、中性子星は周囲の濃い塵の雲に覆われている可能性がある。[ 22 ]第二に、パルサーは形成されたが、その磁場が異常に大きいか小さいかのいずれかであった。第三に、大量の物質が中性子星に落下し、さらにブラックホールへと崩壊したという仮説である。中性子星とブラックホールは、物質が落下する際にしばしば光を発する。超新星残骸にコンパクトな天体が存在し、そこに落下する物質がない場合、その光は暗すぎて検出できないだろう。第四の仮説は、崩壊した核がクォーク星になったというものである。[ 23 ] [ 24 ]

2019年には、超新星残骸の予想される位置に近い、最も明るい塵の塊の1つの内部に中性子星が存在する証拠が提示されました。[ 25 ] [ 26 ] 2021年には、SN 1987Aがパルサー風星雲に起源を持つ硬X線放射のさらなる証拠が提示されました。[ 27 ] [ 28 ]後者の結果は、SNイベントから現在までのSN 1987Aの進化を記述し、周囲の環境を再構築して、パルサーの周りの高密度の恒星物質の吸収力を予測する3次元磁気流体力学モデルによって裏付けられています。[ 29 ]

放出されたアルゴンを明らかにする、ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡による超新星残骸の画像。

2024年、ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）を用いた研究者らは、超新星1987Aの残骸の中心領域において、電離アルゴンの特徴的な輝線を発見しました。これらの輝線は残骸の中心核付近でのみ識別可能であり、光電離モデルを用いて解析されました。モデルは、観測された輝線比と速度は、中性子星から発生した電離放射線が爆発した星の内部領域のガスを照らしていることに起因することを示唆しています。[ 30 ]

光度曲線

SN 1987Aの可視光帯域光度曲線。挿入図はピーク輝度付近の時間を示している。複数の情報源から発表されたデータに基づいてプロットされている。 [ 31 ] [ 32 ] [ 33 ] [ 34 ]

SN 1987AのようなII型超新星の爆発後、光の多くは放射性崩壊のエネルギーによって生成される。放射能は残骸を輝くほど高温に保つが、放射能がなければ残骸はすぐに暗くなる。56 Niがその娘核種56 Coを経て56 Feに崩壊する際に発生するガンマ線光子が吸収され、加熱と、その結果として中期（数週間）から後期（数ヶ月）の放出物の輝度を支配する。[ 35 ] SN1987Aの光度曲線のピークのエネルギーは56 Niから56 Coへの崩壊（半減期6日）によって供給され、特に後期の光度曲線のエネルギーは56 Coが56 Feに崩壊する際の半減期77.3日と非常によく一致している。その後、 SN1987A残骸から吸収されずに逃れた56Coと57Coガンマ線のごく一部を宇宙ガンマ線望遠鏡で測定した結果[ 36 ] [ 37 ]、これらの2つの放射性核がエネルギー源であるという以前の予測が確認されました[ 38 ] 。

SN1987Aの56 Coは完全に崩壊したため、SN1987Aの放出物の明るさを支えられなくなりました。現在、その明るさは44 Tiの放射性崩壊によって支えられています。半減期は約60年ですが、崩壊は純粋に電子捕獲によるものであるため、イオン化状態とともに増加します。この変化により、放出物のリング相互作用によって生成されたX線が全光度曲線に大きく寄与し始めました。これは、ハッブル宇宙望遠鏡によって、イベントの10,000日後に青色と赤色のスペクトルバンドで光度の着実な増加として観測されました。[ 39 ] INTEGRAL宇宙X線望遠鏡によって観測された44 TiのX線線は、爆発中に合成された放射性44 Tiの総質量が3.1 ± 0.8 × 10 −4 M ☉であることを示しました。[ 40 ]

1987Aの光度曲線における崩壊からの放射能観測により、爆発で生成された56Ni、57Ni、44Tiの正確な総質量が測定され、これはガンマ線宇宙望遠鏡によって測定された質量と一致し、計算された超新星モデルに対する元素合成の制約を与えている。[ 41 ]

星周物質との相互作用

1994年から2009年までのハッブル宇宙望遠鏡による画像の連続。超新星爆発の2万年前に爆発元となった恒星から放出された物質のリングと膨張する残骸の衝突を示している[ 42 ]

ハッブル宇宙望遠鏡による画像で数か月後に観測されたSN 1987Aの周囲に見られる3つの明るいリングは、起源となる恒星風の物質です。これらのリングは超新星爆発の紫外線によって電離され、その結果、様々な輝線を放射し始めました。これらのリングは超新星爆発から数か月後に初めて「発光」し、その過程は分光法によって非常に正確に研究することができます。リングは十分に大きいため、その角度の大きさを正確に測定することができます。内側のリングの半径は0.808秒角（3.92マイクロラジアン）です。内側のリングを明るくするのに光が移動した時間から、その半径は0.66光年となります。これを直角三角形の底辺とし、地球から見た角度の大きさを局所角として用いると、基本的な三角法を用いてSN 1987Aまでの距離を計算することができ、その距離は約16万8000光年となります。[ b ] [ 43 ]爆発で生じた物質は、赤色超巨星期と青色超巨星期の両方で放出された物質に追いついて加熱するため、恒星の周りにリング構造が観測されます。

2001年頃、膨張する（速度7,000 km/s超）超新星の噴出物が内環に衝突しました。これにより内環は加熱され、X線が発生しました。内環からのX線放射量は2001年から2009年の間に3倍に増加しました。X線放射の一部は中心付近の高密度の噴出物に吸収され、2001年から2009年にかけて超新星残骸からの光放射量も同程度増加しました。この残骸の輝度増加は、2001年以前に観測されていた傾向を逆転させました。当時はTi44同位体の崩壊により光放射量が減少していました。[ 42 ]

2015年6月に報告された研究[ 44 ]では、ハッブル宇宙望遠鏡と超大型望遠鏡が1994年から2014年にかけて撮影した画像を用いて、リングを構成する物質の塊からの放射が、衝撃波によって破壊されるにつれて減衰していることが示されています。リングは2020年から2030年の間に消滅すると予測されています。これらの発見は、爆風と星周星雲の相互作用を記述する3次元流体力学モデルの結果によっても裏付けられています。[ 22 ] このモデルはまた、衝撃によって加熱された噴出物からのX線放射がすぐに優勢になり、その後リングは消滅することを示しています。衝撃波が星周リングを通過すると、超新星の祖先の質量損失の履歴が追跡され、SN 1987Aの祖先に関するさまざまなモデルを区別するための有用な情報が得られます。[ 45 ]

2018年、星周塵リングと衝撃波の相互作用を電波観測した結果、衝撃波が星周物質から消滅したことが確認されました。また、リング内の塵と相互作用する間に2,300 km/sまで減速した衝撃波の速度が、現在3,600 km/sまで再加速していることも示されました。[ 46 ]

噴出物中の温かい塵の凝縮

SN 1987Aの破片の画像。ジェミニ8m望遠鏡のT-ReCSと、4つのVLTのうち1つに搭載されたVISIRによって撮影された。日付が示されている。右下にはハッブル宇宙望遠鏡の画像が挿入されている（提供：パトリス・ブーシェ、CEA-サクレー）

SN 1987Aの爆発直後、3つの主要なグループが超新星の光度測定に着手した。南アフリカ天文台（SAAO）[ 47 ] [ 48 ] 、セロ・トロロ米州天文台（CTIO）[ 49 ] [ 50 ]、ヨーロッパ南天天文台（ESO） [ 51 ] [ 52 ]である。特に、ESOチームは、爆発後1か月も経たないうちに（1987年3月11日）赤外線超過が明らかになったと報告した。この研究では、赤外線超過について3つの解釈が議論された。赤外線エコー仮説は棄却され、噴出物中に凝縮した可能性のある塵からの熱放射が有力視された（その場合、その時点の推定温度は約1250 K、塵の質量は約1000 g/cm2）。6.6 × 10 −7  M ☉）。エンベロープをイオン化状態に保つために必要な UV 光子の光度は利用可能な光度よりもはるかに大きかったため、IR 過剰が光学的に厚い自由自由放出によって生成される可能性は低いと思われましたが、考慮されていなかった電子散乱の可能性を考慮すると、その可能性は排除されませんでした。

しかし、これら 3 つのグループのいずれも、IR 過剰だけを根拠に塵の噴出物が存在すると主張するのに十分な説得力のある証拠を持っていませんでした。

SN 1987Aの放出物内部の塵の分布（ESOで構築されたルーシーらのモデルによる） [ 53 ]

オーストラリアの独立研究チームは、エコー解釈を支持する複数の議論を展開した。[ 54 ] この一見単純なIR放射の性質に関する解釈は、ESOグループによって異議を唱えられ[ 55 ]、SN噴出物に塵が存在するという光学的証拠を提示した後に、決定的に否定された。[ 56 ] 2つの解釈を区別するために、彼らは、光学光度曲線におけるエコー塵雲の存在の影響と、SN周囲の拡散光学放射の存在の影響を検討した。[ 57 ] 彼らは、雲からの予想される光学エコーは分解可能であり、650日目頃には積分可視輝度が10.3等級と非常に明るくなる可能性があると結論付けた。しかし、SN光度曲線で表されるさらなる光学観測では、予測されたレベルで光度曲線に変曲点は見られなかった。最終的に、ESOチームは、噴出物中の塵の凝縮について説得力のある塊状モデルを提示した。[ 53 ] [ 58 ]

50年以上も前から、重力崩壊型超新星の噴出物中に塵が形成されることは考えられていましたが[ 59 ] 、特に若い銀河に見られる塵の起源を説明できると考えられていましたが[ 60 ]、そのような凝縮が観測されたのは初めてのことでした。SN 1987Aがそのクラスの典型的な代表例であるならば、重力崩壊型超新星の残骸中に形成された温かい塵の推定質量は、初期宇宙で観測された塵のすべてを説明するのに十分ではありません。しかし、SN 1987Aの噴出物中には、はるかに大きな約0.25太陽質量のより冷たい塵（約26 K）が、 2011年に赤外線ハーシェル宇宙望遠鏡によって発見され[ 61 ] 、2014年にアタカマ大型ミリ波干渉計（ALMA）によって確認されました。[ 62 ]

ALMA観測

噴出物中に大量の冷たい塵が確認されたことを受けて、[ 62 ] ALMAはSN 1987Aの観測を継続している。赤道リングにおける衝撃波相互作用によるシンクロトロン放射が測定され、低温（20～100K）の一酸化炭素（CO）とケイ酸塩分子（SiO）が観測された。データは、COとSiOの分布が塊状であること、そして異なる元素合成生成物（C、O、Si）が噴出物の異なる場所に存在することを示し、爆発当時の恒星内部の痕跡を示している。[ 63 ] [ 64 ] [ 65 ]

参照

参考文献

  1. ^ Lyman, JD; Bersier, D.; James, PA (2013). 「コア崩壊型超新星の光学光度曲線に対するボロメトリック補正」 . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 437 (4): 3848. arXiv : 1311.1946 . Bibcode : 2014MNRAS.437.3848L . doi : 10.1093/mnras/stt2187 . S2CID 56226661 . 
  2. ^ a b c Kunkel, W.; et al. (1987年2月24日). 「大マゼラン雲の超新星1987A」 . IAU Circular (4316): 1. Bibcode : 1987IAUC.4316....1K . 2014年10月8日時点のオリジナルよりアーカイブ。
  3. ^ a b c「大マゼラン雲のSN1987A」ハッブル・ヘリテージ・プロジェクト。2009年7月14日時点のオリジナルよりアーカイブ。2006年7月25日閲覧。
  4. ^ 「ツールキット計算」 . www.dcode.fr . dCode. 2025年2月23日. 2025年2月23日閲覧。
  5. ^ West, RM; Lauberts, A.; Schuster, H.-E.; Jorgensen, HE (1987). 「SN 1987AとSanduleak-69 202の天体測定」.天文学と天体物理学. 177 ( 1– 2): L1– L3.書誌コード: 1987A&A...177L...1W .
  6. ^ Boyarchuk, AA; et al. (1987). 「アストロン観測：大マゼラン雲の超新星1987A」. Pis'ma v Astronomicheskii Zhurnal (ロシア語). 13 : 739– 743. Bibcode : 1987PAZh...13..739B .
  7. ^ Sonneborn, G. (1987). 「SN1987Aの起源」. Kafatos, M.; Michalitsianos, A. (編).大マゼラン雲の超新星1987a . Cambridge University Press . ISBN 978-0-521-35575-9。
  8. ^ウォルボーン 1988、3ページ。
  9. ^ガスケル＆キール 1988、13ページ。
  10. ^ a b c d e Arnett, WD; Bahcall, JN; Kirshner, RP; Woosley, SE (1989). 「超新星1987A」. Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 27 : 629– 700. Bibcode : 1989ARA&A..27..629A . doi : 10.1146/annurev.aa.27.090189.003213 .
  11. ^ Podsiadlowski, P. (1992). 「SN 1987 Aの祖先」 .太平洋天文学会刊行物. 104 (679): 717. Bibcode : 1992PASP..104..717P . doi : 10.1086/133043 .
  12. ^ Dwarkadas, VV (2011). 「コア崩壊型超新星、特にIIn型超新星の起源となる高輝度青色変光星について」王立天文学会月報412 (3): 1639– 1649. arXiv : 1011.3484 . Bibcode : 2011MNRAS.412.1639D . doi : 10.1111 /j.1365-2966.2010.18001.x . S2CID 118359033 . 
  13. ^野本 健; 茂山 剛 (1988年6月9日). 「超新星1987A：理論モデルへの制約」. カファトス M.;ミカリツィアノス A. (編).大マゼラン雲の超新星1987a .ケンブリッジ大学出版局. § 3.2. ISBN 978-0-521-35575-9。
  14. ^ Hirata, K.; et al. (1987年4月6日). 「超新星SN1987Aからのニュートリノバーストの観測」 . Physical Review Letters . 58 (14): 1490–1493 . Bibcode : 1987PhRvL..58.1490H . doi : 10.1103/PhysRevLett.58.1490 . ISSN 0031-9007 . PMID 10034450 .  
  15. ^ Scholberg, K. ( 2012). 「超新星ニュートリノ検出」 . Annual Review of Nuclear and Particle Science . 62 : 81–103 . arXiv : 1205.6003 . Bibcode : 2012ARNPS..62...81S . doi : 10.1146/annurev-nucl-102711-095006 . S2CID 3484486 . 
  16. ^ Pagliaroli, G.; Vissani, F.; Costantini, ML; Ianni, A. (2009). 「SN1987A反ニュートリノ事象の改良解析」. Astroparticle Physics . 31 (3): 163. arXiv : 0810.0466 . Bibcode : 2009APh....31..163P . doi : 10.1016/j.astropartphys.2008.12.010 . S2CID 119089069 . 
  17. ^ AAVSO 1987A
  18. ^加藤ちなみ;永倉 裕樹古沢 俊；高橋 航；梅田秀幸；吉田隆司；石堂城幸司；山田章一（2017）「大質量星の衝突前までのあらゆる種類のニュートリノ放出とその検出の可能性」。天体物理学ジャーナル。848 (1): 48.arXiv : 1704.05480。Bibcode : 2017ApJ...848...48K。土井：10.3847/1538-4357/aa8b72。S2CID 27696112。 
  19. ^ Burrows, Adam; Klein, D.; Gandhi, R. (1993). 「超新星ニュートリノバースト、SNO検出器、そしてニュートリノ振動」. Nuclear Physics B: Proceedings Supplements . 31 : 408– 412. Bibcode : 1993NuPhS..31..408B . doi : 10.1016/0920-5632(93)90163-Z .
  20. ^小柴正之 (1992). 「観測ニュートリノ天体物理学」.物理学レポート. 220 ( 5–6 ): 229–381 . Bibcode : 1992PhR...220..229K . doi : 10.1016/0370-1573(92)90083-C .
  21. ^ Alp, D.; et al. (2018). 「SN 1987Aにおけるコンパクト天体の30年間の探査」 .アストロフィジカル・ジャーナル. 864 (2): 174. arXiv : 1805.04526 . Bibcode : 2018ApJ...864..174A . doi : 10.3847/1538-4357/aad739 . S2CID 51918880 . 
  22. ^ a b Orlando, S.; et al. (2015). 「超新星1987A：超新星とその残骸を結びつけるテンプレート」. The Astrophysical Journal . 810 (2): 168. arXiv : 1508.02275 . Bibcode : 2015ApJ...810..168O . doi : 10.1088/0004-637X/810/2/168 . S2CID 118545009 . 
  23. ^ Chan, TC; et al. (2009). 「SN 1987Aのコンパクト残骸はクォーク星か？」. The Astrophysical Journal . 695 (1): 732– 746. arXiv : 0902.0653 . Bibcode : 2009ApJ...695..732C . doi : 10.1088/0004-637X/69​​5/1/732 . S2CID 14402008 . 
  24. ^ Parsons, P. (2009年2月21日). 「クォーク星が初期宇宙の秘密を握っている可能性」 . New Scientist . 2015年3月18日時点のオリジナルよりアーカイブ。
  25. ^ Cigan, Phil; et al. (2019). 「SN 1987A Ejecta 中のダストと分子の高角度分解能 ALMA 画像」 . The Astrophysical Journal . 886 (1): 51. arXiv : 1910.02960 . Bibcode : 2019ApJ...886...51C . doi : 10.3847/1538-4357/ab4b46 . S2CID 203902478 . 
  26. ^ Gough, Evan (2019年11月21日). 「天文学者、ついに超新星1987Aの残された中性子星を発見」 . Universe Today . 2019年12月6日閲覧。
  27. ^グレコ、エマヌエーレ;ミセリ、マルコ。オーランド、サルバトーレ。オルミ、バーバラ。ボッキーノ、ファブリツィオ。長滝重弘；小野正臣；土肥 章ペレス、ジョバンニ (2021)。「SN 1987A からの硬 X 線放射におけるパルサー風星雲の兆候」。天体物理学ジャーナル。908 (2)：L45。arXiv : 2101.09029。ビブコード: 2021ApJ...908L..45G。土井：10.3847/2041-8213/abdf5a。S2CID 231693022。 
  28. ^ジョンストン、スコット・アラン（2021年2月26日）「天文学者、超新星1987Aから残された中性子星の残骸を発見か」ユニバース・トゥデイ。2021年2月26日閲覧。
  29. ^ Orlando, Salvatore; et al. (2020). 「流体力学シミュレーションによるSN 1987Aの祖星-超新星-残骸の関連性の解明」. Astronomy & Astrophysics . 636 : A22. arXiv : 1912.03070 . Bibcode : 2020A&A...636A..22O . doi : 10.1051/0004-6361/201936718 . S2CID 208857686 . 
  30. ^ Fransson, C.; Barlow, MJ; Kavanagh, PJ; Larsson, J.; Jones, OC; Sargent, B.; Meixner, M.; Bouchet, P.; Temim, T.; Wright, GS; Blommaert, JADL; Habel, N.; Hirschauer, AS; Hjorth, J.; Lenkić, L. (2024年2月23日). 「超新星1987A残骸におけるコンパクト天体からの電離放射線による輝線」 . Science . 383 (6685): 898– 903. arXiv : 2403.04386 . Bibcode : 2024Sci...383..898F . doi : 10.1126/science.adj5796 . ISSN 0036-8075 . PMID 38386759 .  
  31. ^ Allen, WH (1987). 「SN1987Aの3色観測」 .ニュージーランド王立天文学会変光星部会刊行物. 14 : 82–84 .書誌コード: 1988PVSS...14...82A . 2022年11月7日閲覧。
  32. ^スンツェフ、ニコラス・B.ハムイ、マリオ。マーティン、ガブリエル。ゴメス、アルトゥーロ。ゴンザレス、リカルド（1988年12月）。「LMC の SN 1987A。II. セロ トロロでの光学測光」。天文雑誌。96 : 1864。ビブコード: 1988AJ....96.1864S。土井：10.1086/114933 。2022 年11 月 7 日に取得。
  33. ^キャッチポール、RM;メンジーズ、JW。モンク、アスファルト州。ヴァルガウ、ウェストバージニア州;ポラコ、D.カーター、理学士。ペンシルベニア州ホワイトロック。マラン、F.レイニー、CD;ルイジアナ州バロナ。フィースト、MW。ロイド・エヴァンス, THH ;関口和也レイン、JD。キルケニー、DM。スペンサー・ジョーンズ、J.ロバーツ、G.カズンズ、AWJ。ヴァン・ヴーレン、G.ウィンクラー、H. (1987 年 11 月)。「SN 1987A-II の分光および測光観測。51 日目から 134 日目まで」。王立天文協会の月次通知。229：15P～ 25P。ビブコード: 1987MNRAS.229P..15C。doi : 10.1093/mnras/229.1.15P . 2022年11月7日閲覧。
  34. ^ Fransson, C.; Gilmozzi, R.; Groeningsson, P.; Hanuschik, R.; Kjaer, K.; Leibundgut, B.; Spyromilio, J. (2007年3月). 「超新星1987Aの20年」(PDF) . The Messenger . 127 : 44. Bibcode : 2007Msngr.127...44F . 2022年11月8日閲覧。
  35. ^ Kasen, D.; Woosley, S. (2009). 「タイプII超新星：モデル光度曲線と標準光源の関係」. The Astrophysical Journal . 703 (2): 2205– 2216. arXiv : 0910.1590 . Bibcode : 2009ApJ...703.2205K . doi : 10.1088/0004-637X/703/2/2205 . S2CID 42058638 . 
  36. ^ Matz, SM; et al. (1988). 「SN1987Aからのガンマ線放射」. Nature . 331 (6155): 416– 418. Bibcode : 1988Natur.331..416M . doi : 10.1038/331416a0 . S2CID 4313713 . 
  37. ^ Kurfess, JD; et al. (1992). 「指向性シンチレーション分光計実験によるSN 1987AのCo-57観測」.アストロフィジカル・ジャーナル・レターズ. 399 (2): L137– L140.書誌コード: 1992ApJ...399L.137K . doi : 10.1086/186626 .
  38. ^ Clayton, DD; Colgate, SA; Fishman, GJ (1969). 「若い超新星残骸からのガンマ線線」 . The Astrophysical Journal . 155 : 75. Bibcode : 1969ApJ...155...75C . doi : 10.1086/149849 .
  39. ^ McCray, R.; Fansson, C. (2016). 「超新星残骸1987A」. Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 54 : 19– 52. Bibcode : 2016ARA&A..54...19M . doi : 10.1146/annurev-astro-082615-105405 .
  40. ^ Grebenev, SA; Lutovinov, AA; Tsygankov, SS; Winkler, C. (2012). 「超新星1987A残骸におけるTi44の崩壊による硬X線輝線」. Nature . 490 (7420): 373– 375. arXiv : 1211.2656 . Bibcode : 2012Natur.490..373G . doi : 10.1038/ nature114 ​​73. PMID 23075986. S2CID 205230641 .  
  41. ^ Fransson, C.; et al. (2007). 「超新星1987Aの20年」. The Messenger . 127 : 44. Bibcode : 2007Msngr.127...44F .
  42. ^ a b Larsson, J.; et al. (2011). 「超新星1987Aの噴出物のX線照明」. Nature . 474 ( 7352): 484– 486. arXiv : 1106.2300 . Bibcode : 2011Natur.474..484L . doi : 10.1038/nature10090 . PMID 21654749. S2CID 4388495 .  
  43. ^パナギア、N. (1998)。 「LMCまでの新しい距離の決定」。記憶デッラ ソシエタ 天文学イタリアーナ。69 : 225。Bibcode : 1998MmSAI..69..225P。
  44. ^ Kruesi, L. 「天文学者から高く評価されている超新星が視界から消え始める」 New Scientist . 2015年6月11日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2015年6月13日閲覧。
  45. ^ Fransson, C.; et al. (2015). 「SN 1987Aの恒星周リングの破壊」. The Astrophysical Journal . 806 (1): L19. arXiv : 1505.06669 . Bibcode : 2015ApJ...806L..19F . doi : 10.1088/2041-8205/806/1/L19 . S2CID 118602808 . 
  46. ^ Cendes, Y.; et al. (2018). 「SN 1987Aの電波残骸における衝撃波の再加速」 .アストロフィジカル・ジャーナル. 867 (1): 65. arXiv : 1809.02364 . Bibcode : 2018ApJ...867...65C . doi : 10.3847/1538-4357/aae261 . S2CID 118918613 . 
  47. ^ Menzies, JW; et al. (1987). 「SN 1987aの分光・測光観測 - 最初の50日間」王立天文学会月報227 : 39P– 49P. Bibcode : 1987MNRAS.227P..39M . doi : 10.1093/mnras/227.1.39P .
  48. ^ Catchpole, RM; et al. (1987). 「SN 1987aの分光・測光観測 II - 51日目から134日目」王立天文学会月報229 : 15P– 25P. Bibcode : 1987MNRAS.229P..15C . doi : 10.1093/mnras/229.1.15P .
  49. ^ Elias, JH; et al. (1988). 「SN 1987Aの赤外線スペクトルにおける線識別」. The Astrophysical Journal . 331 : L9. Bibcode : 1988ApJ...331L...9E . doi : 10.1086/185225 .
  50. ^ Terndrup, DM; et al. (1988). 「セロ・トロロからのSN 1987Aの光学および赤外線観測」.オーストラリア天文学会. 7 (4): 412– 423. Bibcode : 1988PASA....7..412T . doi : 10.1017/S1323358000022566 . S2CID 117801292 . 
  51. ^ Bouchet, P.; et al. (1987). 「SN 1987Aの赤外線測光」.天文学と天体物理学. 177 : L9. Bibcode : 1987A&A...177L...9B .
  52. ^ Bouchet, P.; et al. (1987). 「SN 1987Aの赤外線測光 - 最初の4ヶ月」ESOワークショップ（SN 1987A、ドイツ連邦共和国ガルヒング）。ヨーロッパ南天天文台会議・ワークショップ、1987年7月6～8日。第177巻。ヨーロッパ南天天文台。p. 79。書誌コード：1987ESOC...26...79B。
  53. ^ a b Lucy, L.; et al. (1989). 「SN 1987Aの噴出物におけるダスト凝縮」Guillermo Tenorio-Tagle, Mariano Moles, Jorge Melnick (編).星間物質の構造とダイナミクス. Lecture Notes in Physics . Vol. 350. Springer-Verlag . pp.  164– 179. Bibcode : 1989LNP...350..164L . doi : 10.1007/BFb0114861 . ISBN 978-3-540-51956-0. S2CID  222246187 .
  54. ^ Roche, PF; et al. (1989). 「超新星1987Aによって加熱された古い冷たい塵」. Nature . 337 (6207): 533– 535. Bibcode : 1989Natur.337..533R . doi : 10.1038/337533a0 . S2CID 4308604 . 
  55. ^ Bouchet, P.; Danziger, J.; Lucy, L. (1989). 「大マゼラン雲の超新星1987A」. IAUサーキュラー(4933): 1.書誌コード: 1989IAUC.4933....1B .
  56. ^ Danziger, IJ; Gouiffes, C.; Bouchet, P.; Lucy, LB (1989). 「大マゼラン雲の超新星1987A」. IAUサーキュラー(4746): 1.書誌コード: 1989IAUC.4746....1D .
  57. ^ Felten, JE; Dwek, E. (1989). 「超新星1987Aの背後にある塵雲の赤外線および光学的証拠」. Nature . 339 (6220): 123. Bibcode : 1989Natur.339..123F . doi : 10.1038/339123a0 . S2CID 4243200 . 
  58. ^ Lucy, L.; et al. (1991). Woosley, SE (ed.). Dust Condensation in the Ejecta of Supernova 1987A - Part Two . Supernovae. The Tenth Santa Cruz Workshop in Astronomy and Astrophysics, Held July 9–21, 1989, Lick Observatory. New York: Springer Verlag . p. 82. Bibcode : 1991supe.conf...82L . ISBN 978-0387970714。
  59. ^チェルヌスキ、F.マルシカーノ、F.コディナ、S. (1967)。 「宇宙粒子形成理論への貢献」。アンナレス・ダストロフィジーク。30 : 1039。Bibcode : 1967AnAp...30.1039C。
  60. ^ Liu, N.; et al. (2018). 「II型超新星における炭化ケイ素の後期形成」 . Science Advances . 4 (1): 1054. arXiv : 1801.06463 . Bibcode : 2018SciA....4.1054L . doi : 10.1126/ sciadv.aao1054 . PMC 5777395. PMID 29376119 .  
  61. ^松浦正史;他。 （2011年）。 「ハーシェルは超新星 1987A で大量の塵の溜まりを検出」。科学。333 (6047 ) : 1258–1261。arXiv : 1107.1477 。Bibcode : 2011Sci...333.1258M。土井：10.1126/science.1205983。PMID 21737700。S2CID 46458836。  
  62. ^ a b Indebetouw, R.; et al. (2014). 「ALMAで明らかになった超新星1987Aのダスト生成と粒子加速」. The Astrophysical Journal . 782 (1): L2. arXiv : 1312.4086 . Bibcode : 2014ApJ...782L...2I . doi : 10.1088/2041-8205/782/1/L2 . S2CID 33224959 . 
  63. ^ Kamenetzky, J.; et al. (2013). 「超新星1987Aの冷たい残骸中の一酸化炭素」. The Astrophysical Journal . 782 (1): L2. arXiv : 1307.6561 . Bibcode : 2013ApJ...773L..34K . doi : 10.1088/2041-8205/773/2/L34 . S2CID 5713172 . 
  64. ^ Zanardo, G.; et al. (2014). 「ALMAとATCAによる超新星残骸1987Aのスペクトルと形態解析」. The Astrophysical Journal . 796 (2): 82. arXiv : 1409.7811 . Bibcode : 2014ApJ...796...82Z . doi : 10.1088/0004-637X/796/2/82 . S2CID 53553965 . 
  65. ^松浦 正之; 他 (2017). 「ALMAとATCAによる超新星残骸1987Aのスペクトルと形態解析」 .王立天文学会月報. 469 (3): 3347– 3362. arXiv : 1704.02324 . Bibcode : 2017MNRAS.469.3347M . doi : 10.1093/mnras/stx830 . S2CID 693014 . 

出典

さらに読む

注記

  1. ^地球から 約15.03セクスティオンメートル[ 4 ]
  2. ^ ⁠0.66/3.92 × 10−6⁠ ≈ 168000
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