SN 1987A — наднова зоря, що спалахнула у Великій Магеллановій Хмарі, галактиці-супутнику Чумацького Шляху, приблизно за 50 кілопарсеків від Сонця, і стала найближчою спостережуваною надновою від часу наднової Кеплера 1604 року. Світло й нейтрино від вибуху досягли Землі 23 лютого 1987 року, і зоря отримала позначення «SN 1987A» як перша наднова, спостережувана 1987 року. Її яскравість досягла максимуму в травні того ж року з видимою зоряною величиною близько +3m, — яскравіше за α Золотої Риби, найяскравішу зорю цього сузір'я.
SN 1987A є надновою типу II, тобто утворилася на кінцевому етапі еволюції поодиноких масивних зір. SN 1987A вперше дозволила підтвердити безпосередніми спостереженнями радіоактивне джерело енергії для випромінювання видимого світла, адже вчені спостерігали передбачуване гамма-випромінювання від двох поширених радіоактивних ізотопів, що довело радіоактивну природу тривалого світіння наднових зір після спалаху. 2019 року за допомогою радіотелескопа ALMA виявили непрямі свідчення існування нейтронної зорі в залишку SN 1987A. Спостереження цієї наднової стало важливою віхою для багатоканальної астрономії, оскільки вперше вдалось виміряти потік не лише електромагнітного випромінювання, але й нейтрино від далекого небесного тіла чи події.
Відкриття SN 1987A незалежно відкрили та Оскар Дугальде в обсерваторії Лас-Кампанас в Чилі 24 лютого 1987 року і в межах 24 годин у Новій Зеландії. Пізніші дослідження показали, що яскравість наднової почала швидко зростати ще раніше, на початку 23 лютого. У період 4–12 березня 1987 року її спостерігали з космосу радянським телескопом «Астрон», найбільшим на той час ультрафіолетовим космічним телескопом.
Зоря-попередник та оптичний спалах
Через чотири дні після реєстрації події визначили ймовірну зорю-попередника — Сандуляк −69 202, блакитний надгігант із масою близько 17 M☉. Після того як наднова згасла, ця гіпотеза остаточно підтвердилася, оскільки зоря Сандуляк −69 202 зникла. Можливість того, що блакитний надгігант може породити наднову, спершу здалася несподіваною, бо до цього вважали, що спалахувати як наднові можуть лише червоні надгіганти. Це стимулювало подальші дослідження, унаслідок яких виявили ще одну давнішу наднову з прародичем — блакитним надгігантом.
Деякі моделі попередника SN 1987A пояснювали синій колір переважно його хімічним складом, а не еволюційною стадією, зокрема низьким вмістом важких елементів. Існували припущення, що незадовго до вибуху наднової зоря могла злитися із зорею-компаньйоном. Проте нині загальновизнано, що блакитні надгіганти можуть бути природними прародичами деяких наднових, хоча все ще обговорюють можливість того, що еволюція таких зір може потребувати втрати маси за участю подвійного компаньйона.
Нейтринний спалах Приблизно за 2–3 години до того, як видиме світло від SN 1987A досягло Землі, на трьох нейтринних обсерваторіях зареєстрували спалах нейтрино. Імовірно, це було спричинено випромінюванням нейтрино, яке виникає одночасно з колапсом ядра, але передує появі видимого світла, яке відбувається, коли ударна хвиля досягає поверхні зорі. О 7:35 UT 12 антинейтрино зареєстрував Kamiokande II, 8 — IMB, а ще 5 — Баксанська нейтринна обсерваторія. Спалах тривав менше 13 секунд. Приблизно за три години до цього рідинний сцинтилятор на Монблані зареєстрував спалах із п'яти нейтрино, але загалом вважають, що він не пов'язаний з SN 1987A.
Детектор Kamiokande II, який зафіксував найбільшу вибірку — 12 нейтрино, — показав, що нейтрино прибували двома окремими імпульсами. Перший імпульс о 07:35:35 складався з 9 нейтрино, які надійшли протягом 1,915 секунди. Другий імпульс із трьох нейтрино зареєстрували протягом інших 3,220 секунди — від 9,219 до 12,439 секунди після початку першого імпульсу.
Хоча під час події зареєстрували лише 25 нейтрино, це значно перевищувало загальний нейтринний фон. Цей перший випадок безпосереднього спостереження нейтрино від наднової започаткував нейтринну астрономію. Спостережувані нейтрино узгоджуються з теоретичними моделями наднових, у яких 99 % енергії колапсу випромінюється у формі нейтрино. На основі наявних спостережень нейтрино можна оцінити, що загальна кількість нейтрино становила порядку 1058, а сумарна енергія — порядку 1046 джоулів, тобто середня енергія на нейтрино була порядку кількох десятків МеВ. Мільярди нейтрино від цього вибуху пройшли через кожен квадратний сантиметр поверхні ЗемліAAVSO 1987A.
Вимірювання нейтрино дали змогу встановити верхні межі для маси та електричного заряду нейтрино, а також для кількості їхніх ароматів та інших властивостей. Наприклад, дані показали, що маса спокою електронного нейтрино з імовірністю 95 % становить < 16 еВ/c2, що у 30 000 разів менше за масу електрона. Дані також засвідчили, що загальна кількість ароматів нейтрино не перевищує 8, що є, щоправда, менш точною оцінкою, ніж в інших спостереженнях та експериментах. Багато з цих результатів згодом підтвердили або уточнили інші нейтринні експерименти, зокрема ретельніший аналіз сонячних і атмосферних нейтрино, а також експерименти зі штучними джерелами нейтрино.
Нейтронна зоря SN 1987A, імовірно, є надновою з колапсом ядра, яка з огляду на масу початкової зорі мала б залишити після себе нейтронну зорю. Спостереження нейтрино свідчать, що в ядрі зорі справді утворився компактний об’єкт, і астрономи відразу почали його пошук. Космічний телескоп «Габбл» регулярно отримував зображення наднової починаючи з серпня 1990 року, але чітко виявити нейтронну зорю не вдалося. Було запропоновано кілька пояснень «відсутньої» нейтронної зорі. По-перше, нейтронну зорю можуть закривати щільні хмари пилу. По-друге, міг утворитися пульсар, але з незвично великим або, навпаки, дуже малим магнітним полем. По-третє, значна кількість речовини могла впасти назад на нейтронну зорю і спричинити її подальший колапс у чорну діру. Нейтронні зорі та чорні діри часто випромінюють світло, коли на них падає речовина. Якщо ж у залишку наднової є компактний об'єкт, але на нього не падає речовина, він буде надто тьмяним для виявлення. Четверта гіпотеза полягала в тому, що стиснуте ядро стало кварковою зорею.
2019 року з'явилися докази існування нейтронної зорі всередині одного з найяскравіших пилових скупчень поблизу очікуваного положення залишку наднової. У 2021 році виявили додаткові свідчення у вигляді жорсткого рентгенівського випромінювання від SN 1987A, яке походить із туманності, утвореної навколо пульсара. Цей результат підтверджує тривимірна магнітогідродинамічна модель, яка описує еволюцію SN 1987A від моменту вибуху дотепер, реконструює навколишнє середовище та передбачає поглинальну здатність щільної зоряної речовини навколо пульсара.
2024 року дослідники, використовуючи космічний телескоп «Джеймс Вебб», виявили характерні лінії випромінювання іонізованого аргону в центральній ділянці залишку наднової 1987A. Ці лінії, помітні лише поблизу ядра залишку, проаналізували за допомогою моделей фотоіонізації. Моделі показують, що спостережувані швидкості та співвідношення інтенсивностей ліній можна пояснити іонізуючим випромінюванням від нейтронної зорі, яке освітлює газ із внутрішніх частин зорі, що зазнала вибуху.
Крива блиску
Після вибуху наднової типу II, такої як SN 1987A, значну частину світла створює енергія радіоактивного розпаду. Радіоактивність підтримує залишок достатньо гарячим, щоб він випромінював теплове випромінювання, — без цього він би швидко згас. Розпад 56Ni через дочірні ядра 56Co до 56Fe породжує гамма-кванти, які поглинаються речовиною і визначають нагрівання, а отже і світність викинутої речовини на проміжних (кілька тижнів) і пізніх (кілька місяців) стадіях. В максимумі кривої блиску SN1987A основний внесок у світність давав розпад 56Ni на 56Co (період напіврозпаду 6 днів), тоді як пізнішу частину кривої блиску дуже добре описує розпад 56Co на 56Fe з періодом напіврозпаду 77,3 доби. Пізніші вимірювання космічними гамма-телескопами тієї невеликої частки гамма-променів від 56Co і , які вийшли із залишку SN1987A без поглинання, підтвердили ранні передбачення, що саме ці два радіоактивні ядра є джерелом енергії.
Оскільки 56Co у SN 1987A вже повністю розпався, він більше не підтримує світність викинутої речовини SN 1987A. Нині її забезпечує радіоактивний розпад 44Ti з періодом напіврозпаду близько 60 років, який, однак, зростає зі збільшенням ступеня іонізації, оскільки розпад відбувається виключно через електронне захоплення. Унаслідок цього рентгенівське випромінювання, що виникає під час взаємодії викинутої речовини з кільцем, почало давати значний внесок у загальну криву блиску. Космічний телескоп «Габбл» зафіксував це як стале зростання світності через 10 000 днів після події в синій і червоній спектральних смугах. Рентгенівські лінії 44Ti, які зареєстрував космічний рентгенівський телескоп INTEGRAL, показали, що загальна маса радіоактивного 44Ti, синтезованого під час вибуху, становила .
Спостереження радіоактивного джерела енергії в кривій блиску 1987A дали змогу точно визначити загальні маси 56Ni, та 44Ti, синтезованих під час вибуху. Ці значення узгоджуються з масами, виміряними космічними гамма-телескопами за лініями випромінювання, і накладають обмеження на моделі нуклеосинтезу в розрахунках наднових.
Залишок наднової
Залишок SN 1987A є об'єктом пильної уваги астрономівТелескоп Hubble зробив знімки наднової, його ретельно досліджували космічним телескопом «Габбл», рентгенівською космічною обсерваторією «Чандра», масивом радіотелескопів ALMA, космічним телескопом «Джеймс Вебб». Взаємодія з кільцями Помітною особливістю SN 1987A є кільця поруч із нею, утворені міжзоряною речовиною. Яскравіше кільце симетрично охоплює наднову, а ще два менш яскраві кільця зсунуті у протилежні боки, приблизно симетрично одне одному. Кільця складаються з речовини зоряного вітру батьківської зорі, викинутої задовго до вибуху наднової. Ультрафіолетовий спалах від вибуху наднової іонізував ці кільця, і вони почали випромінювати в різних емісійних лініях. Через скінченну швидкість світла кільця засвітилися лише через кілька місяців після вибуху наднової. Радіус внутрішнього кільця становить 0,808 кутової секунди. Час, за який світло досягло внутрішнього кільця і спричинило його спалах, дає значення його радіуса 0,66 світлового року. Це дозволяє оцінити відстань до SN 1987A в 168 000 світлових років.
Речовина, викинута під час вибуху, рухається зі швидкістю в тисячі км/с й досягла кілець пізніше, ніж світло від вибуху. Близько 2001 року викиди наднової зіткнулися з внутрішнім кільцем. Це спричинило його нагрівання та виникнення рентгенівського випромінювання — потік рентгенівських променів від кільця між 2001 і 2009 роками зріс утричі. Частина рентгенівського випромінювання, яку поглинає щільна речовина поблизу центру, спричинила зростання оптичного потоку від залишку наднової у 2001—2009 роках. Це збільшення яскравості залишку змінило попередню тенденцію, що спостерігалася до 2001 року, коли оптичний потік зменшувався через розпад ізотопу 44Ti. Спостереження космічного телескопа «Габбл» і Дуже великого телескопа вказують, що кільця руйнуються під впливом ударної хвилі й мають зникнути приблизно до 2030 року. Ці висновки також підтверджують результати тривимірної гідродинамічної моделі, яка описує взаємодію ударної хвилі з навколозоряною туманністю. Дослідження проходження ударної хвилі через навколозоряне кільце дозволяє дослідити історію втрати маси батьківською зорею й таким чином зробити вибір між різними моделями походження SN 1987A. У 2018 році радіоспостереження підтвердили, що ударна хвиля вже залишила межі навколозоряної речовини. Швидкість ударної хвилі під час взаємодії з кільцем зменшилася до 2 300 км/с, а після виходу за його межі знову стала збільшуватися. Спостереження за холодним пилом