Astronomie

Qu'est-ce que la « non-détection » d'une supernova ?

Qu'est-ce que la « non-détection » d'une supernova ?


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Cela peut avoir une réponse simple mais je ne la trouve pas.

J'ai rencontré ce terme dans un article que je lisais (Walmswell et Elridge, 2011) qui mentionne la « non-détection » des supernovae, et bien que je puisse me concentrer sur la détection, j'étais perdu à « non ».

J'ai essayé de trouver une définition mais en vain. Quelqu'un pourrait-il en donner un ?


D'après un survol rapide de l'article, il semble qu'ils utilisent les données d'un article précédent de Smartt et al. (2009). Cet article a compilé un échantillon de supernovae observées (SNe) pour lesquelles il existe de bonnes images des galaxies mères prises avant la SNe réelle. Dans certains cas, Smartt et al. trouvé des étoiles progénitrices plausibles pour le SNe; ce sont les "détections". Les cas où ils ne pouvait pas trouver un géniteur plausible sur les images pré-SN sont les "non-détections".

(Les auteurs de l'article dont vous parlez semblent suggérer que Smartt et al. ont sous-estimé les masses d'étoiles progénitrices parce qu'ils n'ont pas tenu compte de l'extinction de poussière locale supplémentaire des étoiles supergéantes rouges plus massives.)


Neutrinos de supernova

H. Ejiri, . K. Zuber , dans Physics Reports , 2019

4.4.3 Exemples : effets des conversions de saveur

Les taux CC supernova-neutrino et les spectres électroniques sont évalués pour 100 Mo dans [159] sur la base des réponses expérimentales [92] . Le tableau 13 montre les sections efficaces CC évaluées pour les neutrinos électrons et celles converties de ν μ et ν τ par des oscillations dans le milieu nucléaire dense de la supernova.

Il est à noter que les neutrinos électrons e sont principalement capturés dans l'état fondamental GT(1 + ) et le GTR (1 + ), et partiellement dans l'IAS (0 + ) et l'IVSDR (2 − ), tandis que l'électron –les neutrinos xe des conversions τ et de neutrino-saveur sont capturés dans les résonances géantes hautement excitées avec J = 0 + , 2 ± et 3 ± en plus des captures dans le GTR. Le spectre d'énergie des électrons e -CC montre une large bosse dans la région de 5 - 20 MeV , tandis que le spectre des électrons ν x e -CC montre une large bosse dans une région d'énergie plus élevée de 10 - 50 MeV . Ensuite, des études expérimentales des spectres d'énergie des électrons donnent la température de la sphère de neutrinos et également des informations sur l'oscillation possible ν e → ν x.

Tableau 13 . Sections efficaces supernova-neutrino en unités de 1 0 − 41 cm 2 pour une diffusion sur 100 Mo. J π désigne la parité de spin, ν e désigne électron-neutrino et ν x e désigne électron-neutrino provenant des oscillations μ et τ des neutrinos. Les paramètres neutrinos adoptés ( T (MeV), α ), T étant la température, sont ν e : (3.5,0) ν ̄ e : (5.0,0) ν μ , ν τ : (8.0,0) ν ̄ μ , ̄ τ : (8.0,0) [159] .

Le taux d'événement ν e CC pour 100 Mo est d'environ 3,5 pour 100 tonnes dans le cas d'une supernova à une distance de 10 kpc (kiloparsecs) avec 3 × 1 0 53 ergs d'énergie totale libérée, tandis que celui de ν xe CC est d'environ 22 par 100 tonnes [159] . Le taux plus élevé pour ν x e reflète une température plus élevée des sphères μ - et - neutrino que celle de la sphère électron-neutrino.

Si l'on suppose que l'énergie est également répartie entre les saveurs de neutrinos, alors à partir de (131) on obtient que le nombre d'événements de neutrinos à courant chargé attendus dans un détecteur terrestre par kilotonne de masse cible est donné par

où n T est le nombre de noyaux par kTon et R est la distance à la supernova. En (137) nous avons introduit

où E tot est l'énergie totale émise sous forme de neutrinos. Les neutrinos non-électrons qui contribuent au second terme dans (137) sont ceux qui correspondent à la combinaison linéaire ν y (voir la discussion dans la section 4.3.3 ). Par conséquent, dans le cas d'un mélange maximal, la moitié des neutrinos du muon et du tau est affectée par les conversions ν y ↔ ν e. Le cas des antineutrinos est analogue.

De même, le nombre d'événements de courant neutre dans le détecteur peut être écrit sous la forme

Sur la figure 53, le nombre calculé [442] d'événements de diffusion neutrino-noyau CC et NC par kilotonne de 116 Cd en fonction de la distance à la supernova est affiché. Pour le cas CC, les résultats sont présentés pour le cas non oscillant ( e ) et pour les neutrinos oscillants pour les cas de hiérarchie de masse normale (NH) et inversée (IH). Les résultats pour les hiérarchies de masse normale et inversée sont similaires et ne peuvent donc pas être distingués sur la figure. Dans les calculs une énergie totale de E tot de 3 . 0 ⋅ 1 0 53 ergs a été supposé. Les résultats peuvent également être facilement rééchelonnés dans d'autres cas en modifiant les valeurs de n T dans les équations. (137) et (140) et E tot dans les équations. (138) et (139) . On peut conclure que pour une supernova galactique, c'est-à-dire R 10 kPc , un détecteur d'environ 1 kTon pourrait avoir plusieurs centaines d'événements. De même, sur la figure 54, les résultats des réactions antineutrinos sont présentés. La plupart des événements prédits sont des événements à courant neutre en raison de la suppression importante du canal antineutrino à courant chargé. Les résultats des Fig. 53 et 54 dépendent fortement des profils énergétiques adoptés des neutrinos entrants. Par conséquent, les nombres calculés peuvent varier d'au moins un facteur 2 − 3 selon le modèle de supernova utilisé.

53 . Nombre d'événements attendus de diffusion de neutrinos-noyau à courant chargé (CC) et à courant neutre (NC) par kilotonne de 116 Cd en fonction de la distance à la supernova. Sur la figure est également indiquée la distance à la supernova SN1987a par une ligne pointillée verticale. Les résultats ont été calculés dans le cadre du modèle nucléaire QRPA [442] .

54 . Identique à la Fig. 53 mais pour les diffusions antineutrinos à courant chargé et à courant neutre sur 116 Cd. Les résultats ont été calculés dans le cadre du modèle nucléaire QRPA [442] .


Où est le Kaboom ? Les astronomes ne détectent aucune émission de rayons X lors d'une récente explosion de supernova

La supernova SN 2014J, photographiée par l'observatoire à rayons X Chandra de la NASA. Cette image contient des données Chandra, où les rayons X de basse, moyenne et haute énergie sont respectivement rouge, vert et bleu. Les cases au bas de l'image montrent des vues rapprochées de la région autour de la supernova dans les données prises avant l'explosion (à gauche), ainsi que les données recueillies le 3 février 2014, après le déclenchement de la supernova (à droite) . La non-détection des rayons X par Chandra est un indice important pour les astronomes à la recherche du mécanisme exact de l'explosion de cette étoile. Crédit d'image : NASA/CXC/SAO/R.Margutti et al.

Au cours d'une brève session d'observation dans l'après-midi du 21 janvier 2014, le Dr Steve Fossey et une équipe d'étudiants de premier cycle de l'Observatoire de l'Université de Londres ont découvert tout à fait par hasard une explosion de supernova très brillante dans la galaxie en étoile voisine M82. Dans les semaines qui ont suivi son apparition, la supernova, nommée SN 2014J, a fait l'objet d'une étude multi-longueurs d'onde intense, permettant aux astronomes du monde entier de suivre son évolution à l'aide d'un assortiment de télescopes terrestres et spatiaux. Pourtant, contrairement aux prédictions théoriques concernant les causes de ce type particulier d'explosions stellaires, une série d'observations faites avec les télescopes spatiaux Chandra et Swift de la NASA ont révélé de manière surprenante que le SN 2014J n'a présenté aucune émission aux longueurs d'onde des rayons X, ce qui a conduit les astronomes à mettre davantage de contraintes sur les scénarios de formation possibles de ces types d'événements cosmiques cataclysmiques.

Les explosions de supernova sont parmi les événements les plus énergétiques de l'Univers, marquant la mort violente des étoiles supermassives. Avec une production d'énergie similaire à celle du Soleil pendant toute sa durée de vie, ils peuvent brièvement éclipser leur galaxie hôte avant de disparaître, au cours de plusieurs semaines, voire plusieurs mois. Selon le processus par lequel elles se produisent, les supernovae sont classées en type Ia ou en type II. Ces dernières sont les plus connues, résultant de l'effondrement du cœur d'étoiles au moins huit fois plus massives que le Soleil, lorsqu'elles épuisent leur carburant hydrogène en fin de vie. Le type Ia, en revanche, proviendrait soit de la détonation cataclysmique de naines blanches dans des systèmes stellaires binaires en raison d'une accrétion constante de matière provenant de leurs compagnons stellaires, soit de la fusion de deux naines blanches liées gravitationnellement.

Scénarios possibles de formation de supernovae de type Ia. Crédit d'image : HyperPhysics/Université d'État de Géorgie

A ne pas confondre avec les explosions de nova moins énergétiques, qui impliquent également l'accrétion de matière à partir de naines blanches dans des systèmes binaires, dans le cas des supernovae de type Ia, la matière tombante augmente la masse de la naine blanche au-delà de la limite de Chandrasekhar de 1,4 solaire masses. Une fois ce seuil franchi, ce dernier subit un rallumage galopant des réactions de fusion nucléaire du carbone dans son cœur, ce qui conduit à sa destruction explosive. Parce que les explosions de supernovae de type Ia ont des courbes de lumière bien déterminées et prévisibles et une magnitude absolue uniforme, elles sont utilisées comme bougies cosmiques standard par les astronomes pour mesurer avec précision les distances dans le cosmos, et elles ont joué un rôle déterminant dans la découverte de freinage au sol de &# 8220énergie sombre” et l'expansion accélérée de l'Univers à la fin des années 1990.

Une telle explosion de supernova (la plus proche du genre depuis SN1972e qui s'est produite il y a plus de 40 ans) a été découverte en janvier dans la galaxie voisine Messier 82 par Fossey et son équipe d'étudiants de premier cycle, en utilisant l'un des télescopes automatisés de 0,35 mètre à l'Observatoire de l'Université de Londres. Messier 82, également connue sous le nom de galaxie du cigare, ou M82, est une galaxie spirale en spirale située à une distance de 11,5 millions d'années-lumière dans la constellation de la Grande Ourse, qui subit un taux de formation d'étoiles intense près de 10 fois plus élevé. que la Voie Lactée. En raison de sa relative proximité, les astronomes du monde entier ont eu la chance d'observer la nouvelle supernova, désignée SN 2014J, en détail avec divers télescopes terrestres et spatiaux dans les semaines qui ont suivi sa découverte, leur permettant de suivre l'évolution de son luminosité avec le temps.

Une série d'images de la galaxie M82, prises avec l'un des télescopes automatisés de 0,35 mètre de l'observatoire de l'Université de Londres. L'image du haut a été prise le 10 décembre 2013, tandis que l'image du bas a été prise le 21 janvier 2014, révélant clairement la présence de SN 2014J (en croix). Crédit d'image: UCL/Observatoire de l'Université de Londres/Steve Fossey/Ben Cooke/Guy Pollack/Matthew Wilde/Thomas Wright

Une série d'images de pré-découverte de M82, prises début janvier avec le télescope d'imagerie automatique Katzman de 0,76 m, ou KAIT, à l'observatoire Lick de San Jose, en Californie, et le télescope d'enquête antarctique de 0,5 m au cours de des observations de test à Mohe, en Chine, ont révélé que la supernova SN 2014J avait explosé une semaine avant sa découverte. Ayant déjà atteint une magnitude apparente de 11,7 la nuit de sa découverte et, avec sa luminosité atteignant un pic de magnitude 10,5 au cours de la première semaine de février, SN 2014J est devenu une cible populaire pour les astronomes amateurs et professionnels. Des mesures spectroscopiques à des longueurs d'onde optiques, prises avec le télescope ARC 3,5 m à l'observatoire Apache Point au Nouveau-Mexique le 22 janvier, ont établi SN 2014J comme étant une supernova de type Ia, avec une vitesse d'expansion maximale d'environ 20 000 km/s, tout en suivant Des études approfondies avec le télescope spatial Hubble 10 jours plus tard ont permis aux astronomes d'étudier l'évolution de SN 2014J aux longueurs d'onde ultraviolette, optique et proche infrarouge alors qu'il atteignait son pic de luminosité. Pourtant, une série d'observations avec le Combined Array for Research in Millimeter-wave Astronomy, ou CARMA, et les observatoires radio Very Large Array en Californie et au Nouveau-Mexique respectivement, n'ont pas réussi à détecter la supernova aux longueurs d'onde millimétriques et radio, indiquant que son environnement était probablement presque dépourvu de tout matériau.

Une nouvelle étude publiée dans le numéro imprimé du 20 juillet de Le Journal d'Astrophysique vient renforcer cette conclusion, en signalant une non-détection de SN 2014J également dans la partie haute énergie du spectre électromagnétique. Comme détaillé dans l'étude, une série d'observations spatiales de SN 2014J, menées par une équipe d'astronomes utilisant le télescope à rayons X Swift de la NASA et l'observatoire à rayons X Chandra, n'ont pas réussi à détecter de sources de rayons X à à proximité de la supernova, contrairement aux modèles théoriques qui avaient prédit que l'accrétion de matière autour de la naine blanche progénitrice créerait une onde de choc en expansion de débris de supernova qui brilleraient aux longueurs d'onde des rayons X. L'absence de telles observations ne pouvait que signifier que ce qui a provoqué le déclenchement de SN 2014J n'était pas le résultat d'une telle accumulation de matière. "Bien que cela puisse sembler un peu étrange, nous avons en fait beaucoup appris sur cette supernova en ne détectant absolument rien", déclare le Dr Raffaella Margutti, chercheuse postdoctorale au Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics à Cambridge, Mass., et chef de file auteur de la nouvelle étude. "Maintenant, nous pouvons essentiellement exclure que l'explosion a été causée par une naine blanche tirant continuellement du matériau d'une étoile compagnon."

De plus, la courbe de lumière de SN 2014J partageait des caractéristiques similaires avec celle d'une autre explosion de supernova de type Ia, baptisée SN 2013dy, qui avait été découverte en juillet 2013 dans la galaxie NGC 7250 à une distance de 55 millions d'années-lumière - les deux avaient s'est éclairci plus rapidement que ce qui était prévu pour les supernovae de type Ia. Le comportement de SN 2014J et SN 2013dy était contraire à celui d'une troisième supernova nommée SN2011fe, qui avait été découverte en août 2011 et dont la courbe de lumière était typique d'une explosion de type Ia provoquée par l'accrétion de matière autour d'un étoile naine dans un système binaire. Cela peut indiquer que ce type de supernovae ne se comporte pas toujours d'une manière exacte et prédéterminée, comme le prédisent divers modèles théoriques d'évolution stellaire. "Maintenant, deux des trois supernovae de type Ia les plus récentes et les mieux observées sont étranges, nous donnant de nouveaux indices sur la façon dont les étoiles explosent", explique le Dr Alex Filippenko, professeur d'astronomie à l'Université de Californie, Berkeley, et chef de file de l'équipe de recherche KAIT qui a découvert SN 2013dy. «Cela peut nous apprendre quelque chose de général sur les supernovae de type Ia que les théoriciens doivent comprendre. Peut-être que ce que nous considérons comme un comportement « normal » pour ces supernovae est en fait inhabituel, et ce comportement étrange est la nouvelle norme. »

Image composite du télescope spatial Hubble de la supernova SN 2014J, dans la galaxie M82. L'image de la supernova montrée ici dans l'encart, a été prise en lumière visible avec la caméra à champ large 3 de Hubble le 31 janvier 2014, et a été superposée dans une mosaïque de photos de la galaxie entière prise en 2006 avec Hubble® Advanced Caméra pour les enquêtes. Crédit d'image : NASA, ESA, A. Goobar (Université de Stockholm) et Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

Alors que la non-détection de SN 2014J dans les rayons X et les longueurs d'onde radio a laissé aux astronomes une énigme à résoudre, la cause la plus probable de l'explosion de la supernova, selon l'équipe de l'étude, est la fusion de deux naines blanches liées gravitationnellement. dans un système d'étoiles binaires. Selon les prédictions théoriques, puisque les deux sont des étoiles dégénérées, leur collision mutuelle ne produirait aucune des émissions de rayons X attendues de la présence d'un disque accréteur de matière dans le cas d'un compagnon stellaire de la séquence principale. « Dans les modèles doublement dégénérés, la fusion de deux naines blanches conduit à l'explosion finale », écrivent les auteurs dans leur étude. "L'attente générale est celle d'un environnement "propre" avec une densité de type moyenne interstellaire. Aucun progéniteur stellaire ne devrait être détectable à la distance de SN 2014J dans les images pré-explosion du proche ultraviolet au proche infrarouge. De plus, comme les naines blanches étaient peu susceptibles de brûler de l'hydrogène juste avant l'explosion, aucune source de rayons X ne devrait non plus être trouvée dans les images pré-explosion. Les chercheurs s'empressent toutefois de souligner que les questions concernant l'origine de SN 2014J sont loin d'être réglées, soulignant la nécessité d'observations supplémentaires pour aider les astronomes à mieux comprendre les causes des explosions de supernovae de type Ia et les mécanismes exacts qui les conduisent. « Notre non-détection profonde de rayons X est cohérente avec ce scénario, mais peut difficilement être considérée comme une confirmation de ce canal progéniteur », concluent-ils. « Un changement dans la stratégie d'observation, avec de multiples observations profondes obtenues au cours des 100 premiers jours depuis l'explosion est nécessaire, pour mieux contraindre les scénarios avec des épisodes sporadiques de perte de masse juste avant l'explosion terminale. Nous préconisons que de telles observations soient obtenues pour la prochaine supernova de type Ia découverte dans l'Univers local. »

Les résultats intrigants de l'étude de SN 2014J, peuvent être un pas dans cette direction. "Être capable d'éliminer l'une des principales explications possibles de ce qui a provoqué l'explosion du SN 2014J est un grand pas", déclare le Dr Atish Kamble, également chercheur postdoctoral au Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics et co-auteur du étude. "La prochaine étape consiste à affiner encore plus les choses." Outre leur importance pour l'astrophysique, ces événements stellaires cataclysmiques sont également essentiels à notre compréhension de l'évolution de l'Univers lui-même. Étant donné que les supernovae de type Ia sont les bougies cosmiques standard avec lesquelles les astronomes mesurent les distances cosmiques, une meilleure compréhension de leurs propriétés physiques pourrait conduire à de nouvelles informations sur l'Univers, ainsi que sur la nature de la mystérieuse « énergie noire » qui entraîne son accélération. expansion. « Il est crucial que nous comprenions exactement comment ces étoiles explosent, car beaucoup dépendent de nos observations pour la cosmologie », ajoute le Dr Jerod Parrent, également du Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. « SN 2014J pourrait être l'occasion d'une vie d'étudier l'une de ces supernovas en détail au fur et à mesure. »

Comme c'est toujours le cas dans l'étude du Cosmos, chaque nouvelle découverte prouve que l'Univers est beaucoup plus fascinant, séduisant et mystérieux que ce que notre imagination et notre compréhension humaines peuvent concevoir.

Crédit vidéo : NASA/CXC/A. Hobar

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Qu'est-ce que la « non-détection » d'une supernova ? - Astronomie

Nous présentons des observations photométriques de l'Observatoire stratosphérique d'astronomie infrarouge (SOFIA) à 11,1 m de la supernova de type IIn (SN IIn) 2010jl. Le SN n'est pas détecté par SOFIA, mais les limites supérieures obtenues, combinées aux détections nouvelles et archivées de Spitzer à 3,6 et 4,5 m, permettent de caractériser la composition des poussières présentes. Il a été démontré dans des travaux antérieurs que la poussière dans d'autres SN IIn réside dans une coquille circumstellaire de matière éjectée par le système progéniteur quelques millénaires avant l'explosion. Nos ajustements de modèle montrent que la poussière dans le système ne montre aucune preuve de la forte caractéristique omniprésente de 9,7 μm de la poussière de silicate, suggérant la présence de grains carbonés. Les observations sont mieux ajustées avec 0,01-0,05 M ⊙ de poussières carbonées rayonnant à une température de ∼550-620 K. La composition des poussières peut révéler des indices concernant la nature du système progéniteur, qui reste ambigu pour cette sous-classe. La plupart des systèmes progéniteurs à une seule étoile proposés pour SNe IIn, tels que les variables bleues lumineuses, les supergéantes rouges, les hypergéantes jaunes et les étoiles B[e], montrent tous clairement de la poussière de silicate dans leurs sorties pré-SN. Cependant, ce résultat post-SN est cohérent avec le petit échantillon de SNe IIn avec des observations IR moyen, dont aucun ne montre de signes d'émission de poussière de silicate dans leurs spectres IR.


Revue « Supernova » : sur la route, vers une destination déchirante

Colin Firth et Stanley Tucci incarnent un couple de longue date confronté à des faits désagréables dans ce film spectaculairement émouvant de Harry Macqueen.

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Il est rare de voir un drame cinématographique exécuté avec un soin aussi constant que "Supernova", écrit et réalisé par Harry Macqueen et mettant en vedette Colin Firth et Stanley Tucci. Et ici, ce soin porte ses fruits avec un effet dévastateur.

Firth et Tucci incarnent Sam et Tusker, un couple de longue date qui, on l'apprend très tôt, tire autant de plaisir des querelles sarcastiques que du sexe, des câlins et des conversations sérieuses. Alors qu'ils parcourent la région des lacs d'Angleterre dans un camping-car, Macqueen dévoile leur histoire de manière subtile et organique. Sam était autrefois un pianiste de concert Tusker est un romancier et un passionné d'astronomie. En pause de conduite, Sam parcourt l'une des œuvres de Tusker et se moque du style stimulant du roman.

Le défi actuel de Tusker est la démence précoce. Il insiste pour y travailler. Jusqu'à un certain point.

Leur voyage a une fin et une coda : la maison de campagne de parents solidaires. Malgré la condition qui empiète et enveloppe Tusker quotidiennement, emportant des morceaux de mémoire et de faculté, il a organisé une fête d'anniversaire surprise pour Sam. Mais c'est Sam qui doit lire le toast éloquent de Tusker, dans l'une des nombreuses scènes déchirantes.

En tant qu'interprètes, Tucci et Firth incarnent la meilleure forme de masculinité, absente de la culture populaire depuis si longtemps que nous avons oublié à quoi elle ressemble. Leurs personnages sont des hommes de passion mais aussi des hommes intègres. Et le plus important, ce sont des hommes qui savent ce qu'est l'amour.

Là où ils sont en désaccord, c'est sur ce que l'amour peut faire. Tusker sait que cela ne peut pas le sauver. "Vous n'êtes pas censé pleurer quelqu'un avant sa mort", note-t-il, et dans la voix de Tucci, vous entendez à la fois la mordant et la plus profonde compassion. Ce film étonnant offre cette dernière qualité en abondance.

Supernova
Coté R. Durée : 1 heure 33 minutes. Dans les théâtres. Veuillez consulter les directives décrites par les Centers for Disease Control and Prevention avant de regarder des films à l'intérieur des cinémas.


Contenu

Procyon est généralement la huitième étoile la plus brillante du ciel nocturne, culminant à minuit le 14 janvier. [17] Il forme l'un des trois sommets de l'astérisme du Triangle d'hiver, en combinaison avec Sirius et Bételgeuse. [18] La période principale pour l'observation nocturne de Procyon est à la fin de l'hiver dans l'hémisphère nord. [17]

Il a un indice de couleur de 0,42 et sa teinte a été décrite comme ayant une légère teinte jaune. [18]

Procyon est un système d'étoiles binaires avec une composante primaire brillante, Procyon A, ayant une magnitude apparente de 0,34, [3] et un compagnon faible, Procyon B, de magnitude 10,7. [4] La paire orbite l'une autour de l'autre avec une période de 40,84 ans le long d'une orbite elliptique avec une excentricité de 0,4, [12] plus excentrique que celle de Mercure. Le plan de leur orbite est incliné à un angle de 31,1° par rapport à la ligne de mire avec la Terre. [19] La séparation moyenne des deux composants est de 15,0 UA, un peu moins que la distance entre Uranus et le Soleil, bien que l'orbite excentrique les porte aussi près que 8,9 UA et aussi loin que 21,0 UA. [20]

Procyon A Modifier

Le primaire a une classification stellaire de F5IV-V, indiquant qu'il s'agit d'une étoile de séquence principale de type F de stade avancé. Procyon A est brillant pour sa classe spectrale, suggérant qu'il évolue en une sous-géante qui a presque fusionné son noyau d'hydrogène en hélium, après quoi il se développera à mesure que les réactions nucléaires se déplaceront à l'extérieur du noyau. [3] Au fur et à mesure de son expansion, l'étoile finira par gonfler jusqu'à environ 80 à 150 fois son diamètre actuel et deviendra une couleur rouge ou orange. Cela se produira probablement dans 10 à 100 millions d'années. [21]

La température effective de l'atmosphère stellaire est estimée à 6 530 K, [3] donnant à Procyon A une teinte blanche. C'est 1,5 fois la masse solaire ( M ), deux fois le rayon solaire ( R ), et a 7 fois la luminosité du Soleil ( L ). [3] [22] Tant le noyau que l'enveloppe de cette étoile sont convectifs, les deux régions étant séparées par une large zone de rayonnement. [9]

Oscillation Modifier

À la fin de juin 2004, le télescope satellite canadien MOST a effectué un relevé de 32 jours de Procyon A. La surveillance optique continue visait à confirmer les oscillations de type solaire dans sa luminosité observées depuis la Terre et à permettre l'astérosismologie. Aucune oscillation n'a été détectée et les auteurs ont conclu que la théorie des oscillations stellaires pourrait devoir être reconsidérée. [23] Cependant, d'autres ont soutenu que la non-détection était cohérente avec les observations de vitesse radiale au sol publiées d'oscillations de type solaire. [24] [25] Les observations ultérieures dans la vitesse radiale ont confirmé que Procyon oscille en effet. [26] [27]

Les mesures photométriques du satellite WIRE (Wide Field Infrared Explorer) de la NASA de 1999 et 2000 ont montré des signes de granulation (convection près de la surface de l'étoile) et d'oscillations de type solaire. [28] Contrairement au résultat MOST, la variation observée dans la photométrie WIRE était en accord avec les mesures de vitesse radiale depuis le sol. Des observations supplémentaires avec MOST prises en 2007 ont permis de détecter des oscillations. [29]

Procyon B Modifier

Comme Sirius B, Procyon B est une naine blanche qui a été déduite des données astrométriques bien avant son observation. Son existence avait été postulée par l'astronome allemand Friedrich Bessel dès 1844, et, bien que ses éléments orbitaux aient été calculés par son compatriote Arthur Auwers en 1862 dans le cadre de sa thèse, [30] Procyon B n'a été visuellement confirmé qu'en 1896 lorsque John Martin Schaeberle l'a observé à la position prévue à l'aide du réfracteur de 36 pouces de l'observatoire Lick. [31] Il est plus difficile à observer depuis la Terre que Sirius B, en raison d'une plus grande différence de magnitude apparente et d'une plus petite séparation angulaire de son primaire. [20]

À 0,6 M , Procyon B est considérablement moins massif que Sirius B cependant, les particularités de la matière dégénérée font qu'il est plus grand que son plus célèbre voisin, avec un rayon estimé à 8 600 km, contre 5 800 km pour Sirius B. [5] [32] Le le rayon est d'accord avec les modèles de naines blanches qui supposent un noyau de carbone. [5] Il a une classification stellaire de DQZ, [5] ayant une atmosphère dominée par l'hélium avec des traces d'éléments lourds. Pour des raisons qui restent obscures, la masse de Procyon B est inhabituellement faible pour une étoile naine blanche de ce type. [9] Avec une température de surface de 7 740 K, il fait également beaucoup plus froid que Sirius B, ce qui témoigne de sa masse moindre et de son âge plus élevé. La masse de l'étoile progénitrice de Procyon B était d'environ 2,59 + 0,22
−0.18 M et il est arrivé à la fin de sa vie il y a environ 1,19 ± 0,11 milliard d'années, après une durée de vie de la séquence principale de 680 ± 170 millions d'années. [9]

Émission de rayons X Modifier

Les tentatives de détection des émissions de rayons X de Procyon avec des détecteurs sensibles aux rayons X mous sans imagerie avant 1975 ont échoué. [33] Des observations approfondies de Procyon ont été réalisées avec les satellites Copernicus et TD-1A à la fin des années 1970. [34] La source de rayons X associée à Procyon AB a été observée le 1er avril 1979, avec l'imageur haute résolution (HRI) de l'Observatoire d'Einstein. [35] L'emplacement de la source ponctuelle de rayons X HRI est

4" au sud de Procyon A, sur le bord du cercle d'erreur de confiance de 90 %, indiquant une identification avec Procyon A plutôt qu'avec Procyon B qui était situé à environ 5" au nord de Procyon A (à environ 9" de l'emplacement de la source de rayons X). [34]

Canis Minoris (latinisé en Alpha Canis Minoris) est la désignation Bayer de la star.

Le nom Procyon vient du grec ancien (Prokyon), signifiant "avant le chien", puisqu'il précède "l'étoile du chien" Sirius lorsqu'il voyage dans le ciel en raison de la rotation de la Terre. (Bien que Procyon ait une plus grande ascension droite, il a également une déclinaison plus au nord, ce qui signifie qu'il s'élèvera au-dessus de l'horizon plus tôt que Sirius des latitudes les plus septentrionales.) Dans la mythologie grecque, Procyon est associé à Maera, un chien courant appartenant à Erigone, fille d'Icaire d'Athènes. [36] En 2016, l'Union astronomique internationale a organisé un groupe de travail sur les noms d'étoiles (WGSN) [37] pour cataloguer et normaliser les noms propres des étoiles. Le premier bulletin du WGSN de juillet 2016 [38] comprenait un tableau des deux premiers lots de noms approuvés par le WGSN qui comprenait Procyon pour l'étoile α Canis Minoris A.

Les deux étoiles canines sont mentionnées dans la littérature la plus ancienne et étaient vénérées par les Babyloniens et les Égyptiens. Dans la mythologie babylonienne, Procyon était connu sous le nom de Nangar (le Charpentier), un aspect de Marduk, impliqué dans la construction et l'organisation du ciel céleste. [39]

Les constellations du folklore macédonien représentaient des objets agricoles et des animaux, reflétant leur mode de vie villageois. Pour eux, Procyon et Sirius étaient Volci "les loups", tournant avidement autour d'Orion qui représentait une charrue avec des bœufs. [40]

Les noms plus rares sont la traduction latine de Procyon, Antécanis, et les noms dérivés de l'arabe Al Shira et Elgomaisa. Les astrolabes médiévaux d'Angleterre et d'Europe occidentale en utilisaient une variante, Algomeiza/Algomeyza. [41] Al Shira dérive de الشعرى الشامية aš-ši‘ra aš-šamiyah, "le signe syrien" (l'autre signe étant Sirius "Syrie" est censé être une référence à son emplacement au nord par rapport à Sirius) Elgomaisa dérive de الغميصاء al-ghumaisa' "la femme aux yeux larmoyants", contrairement à العبور "la femme aux yeux larmoyants", qui est Sirius. (Voir Gomeisa.) En même temps, ce nom est synonyme du nom turc "Rumeysa", et c'est un nom couramment utilisé en Turquie. [ citation requise ]

En chinois, (Nan Hé), sens Rivière du Sud, fait référence à un astérisme composé de Procyon, ε Canis Minoris et β Canis Minoris. [42] Par conséquent, Procyon lui-même est connu sous le nom de 南河三 (Nan Hé san, la troisième étoile de South River). [43] Il fait partie de l'Oiseau Vermillon.

Les Hawaïens voient Procyon comme faisant partie d'un astérisme Ke ka o Makali'i ("l'écope de canoë de Makali'i") qui les aide à naviguer en mer. [44] En langue hawaïenne, cette étoile s'appelle Puana ("fleur"), qui est un nouveau nom hawaïen basé sur le nom maori Puangahori. Il forme cet astérisme (Ke ka o Makali'i) avec les Pléiades (Makali'i), Auriga, Orion, Capella, Sirius, Castor et Pollux. [45] Dans la tradition tahitienne, Procyon était l'un des piliers soutenant le ciel, connu sous le nom Anâ-tahu'a-vahine-o-toa-te-manava ("star-the-prêtress-of-brave-heart"), le pilier de l'élocution. [46] Les astronomes maoris connaissent l'étoile comme Puangahori ("False Puanga") qui le distingue de sa paire Puanga ou alors Puanga-rua ("Blossom-cluster") qui fait référence à une étoile de grande importance pour la culture et le calendrier maoris, connue sous son nom occidental Rigel. [47]

Procyon apparaît sur le drapeau du Brésil, symbolisant l'état d'Amazonas. [48] ​​Le peuple Kalapalo de l'État du Mato Grosso au Brésil appelle Procyon et Canopus Kofongo ("Canard"), avec Castor et Pollux représentant ses mains. L'apparition de l'astérisme signifiait l'arrivée de la saison des pluies et l'augmentation du manioc de base, utilisé lors des fêtes pour nourrir les invités. [49]

Connu comme Sikuliarsiujuittuq to the Inuit, Procyon was quite significant in their astronomy and mythology. Its eponymous name means "the one who never goes onto the newly formed sea-ice", and refers to a man who stole food from his village's hunters because he was too obese to hunt on ice. He was killed by the other hunters who convinced him to go on the sea ice. Procyon received this designation because it typically appears red (though sometimes slightly greenish) as it rises during the Arctic winter this red color was associated with Sikuliarsiujuittuq's bloody end. [50]

Were the Sun to be observed from this star system, it would appear to be a magnitude 2.55 star in the constellation Aquila with the exact opposite coordinates at right ascension 19 h 39 m 18.11950 s , declination −05° 13′ 29.9552″. It would be as bright as β Scorpii is in our sky. Canis Minor would obviously be missing its brightest star.

Procyon's closest neighboring star is Luyten's Star, about 1.12 ly (0.34 pc) away. [51]

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Supernova survivor stars are telling us how they got out the inferno alive

Stars in binary systems are in it for life. Meaning, if one goes supernova, the other is going to have to take the heat.

If there is anything you don’t want to be when a ginormous ball of burning hydrogen explodes, it’s a star in the wrong place at the wrong time. The surviving star will end up getting inflamed in the most literal sense (since it already is a ball of flames). Finding these cosmic final girls has been more difficult than you would think for something that just climbed out of an inferno, and there are some unusual things about them that scientists want to investigate.

More Astronomy

What is even weirder is that these stars can not only survive the trauma, but eventually go back to what they were as if nothing ever happened. This is what OzGrav researcher Ryosuke Hirai of Monash University and his team of scientists have now found out.

“We think it’s important to not only find companion stars after supernovae, but to monitor them for a few years to decades to see if [they shrink] back,” Hirai, who recently published a study in Monthly Notices of the Astronomical Society, said in a press release.

Most stars were once thought to go it alone. We might be used to the idea since the objects in our solar system orbit one star, but studies have found that at least half of the stars out there develop and live out their lives in binary systems and orbit each other until one burns the last of its hydrogen and either turns into a white dwarf or—if it it large enough and hot enough—begins its supernova death throes. The reason scientists are so interested in companion stars is not just to study their fate, but also because these survivors tend to influence the evolution of their binary system.

A binary star system in which neither star is exploding. encore. Credit: NASA

Sometimes, star stuff is transferred from one binary star to another. This is also known as a mass transfer, and such a system is known as a mass transfer binary. What ends up becoming the dominant star can develop blasting winds. The larger of the two may also eventually puff up into a supergiant, depending on the stars involved and the amount of mass exchanged between them. Stars that live that fast at that size are going to crash and burn.

Even white dwarves, the cores of dead stars that were not huge enough to either go supernova or collapse in on themselves and form a black hole, can be blown up again. Supernovas that occur in binary systems with one white dwarf are also known as type Ia supernovas, though mass transfer can happen in any type. Transfer from another star can mean that the outer layer of hydrogen they had burned up is rebuilt to the point of rupture. In a way, it’s as if they are zombified only to die again. Their companions will inflate like blisters when the inevitable happens.

When a star is on its last breaths, some of the hydrogen it has left may go back to its companion before it finally erupts. Hirai and his team ran hundreds of computer simulations to look further into exactly how these swollen companions react. Though they appear highly luminous and (surprisingly) cool, never mind that they have just been slammed with supernova debris. They saw that the mass of a companion determines how bright it gets and actually has nothing to do with how powerful an explosion it faces.

“We applied our results to a supernova called SN2006jc, which has a companion star with a low-temperature,” Hirai said in the same press release. “If this is in fact an inflated star as we believe, we expect it should rapidly shrink in the next few years.”

More companion stars are coming out of the darkness as scientists search for them. While it is rare that anyone finds a new one to observe, they can tell us more about the evolution of enormous stars and what happens in a binary system right before a supernova, as well as in the aftermath.


Most metal-poor star hints at universe's first supernovae

SMSS J0313-6708 was revealed to be an iron-poor star by the SkyMapper telescope and the follow-up spectroscopic observations. (Image: by Anglo-Australian Observatory (AAO) in 1989. CAI/Paris – provided by CDS image server, Aladin: Bonnarel F., et al. Astron. Astrophys., Suppl. Ser., 143, 33-40 (2000))

A team of researchers, led by Miho N. Ishigaki, at the Kavli IPMU, The University of Tokyo, pointed out that the elemental abundance of the most iron-poor star can be explained by elements ejected from supernova explosions of the universe's first stars. Their theoretical study revealed that massive stars, which are several tens of times more immense than the Sun, were present among the first stars. The presence of these massive stars has great implications on the theory of star formation in the absence of heavy elements.

Iron-poor stars provide insight about the very early universe where the first generation of stars and galaxies formed. The recent discovery of the most iron-poor star SMSS J031300.36-670839.3 (SMSS J0313-6708) was big news in early 2014, especially for astronomers working on the so-called "Galactic archaeology".

When the universe first began, only light elements such as hydrogen and helium existed. As these first stars ended their short but wild lives, the universe became enriched with heavy elements, which are essential to form the materials found on Earth, including humans. Hence, iron-poor stars are much older than the Sun, and were born when the universe only contained trace amounts of heavy elements.

SMSS J0313-6708 is the most iron-poor star ever found. Its spectrum lacks iron absorption lines. The estimated upper limit for its iron abundance is about a ten-millionth of that of the Sun, and its iron content is about hundred times lower than the previous record for the most iron-poor star.

"We received the news of the most iron-poor star with a great excitement," Ken'ichi Nomoto at the Kavli IPMU says, "since this star may be the oldest fossil record and may elucidate the unknown nature of the first stars." The first stars, which formed in the early universe, likely had a large impact on their environments. For example, the strong ultra-violet light emitted by the first stars helped ionize the early universe. In addition, their supernova explosions ejected heavy elements that have helped form subsequent generations of stars and galaxies.

"The impact of these stars on the surrounding environment depends critically on their masses when they were born," Ishigaki says. "However, direct observational constraints of the first stars' masses are not available since most of them likely died out a long, long time ago."

The team compared the observed abundances and theoretical calculations of the elements ejected by the supernova of first stars with masses 25 and 40 times that of the Sun. These theoretical calculations reproduce the observed abundance pattern well (see C, Mg and Fe).

Due to its unusual chemical composition, some astrophysicists have speculated that SMSS J0313-6708 was born from the gas enriched by a first star, which has a mass 60 times that of the Sun, and synthesized a small amount of calcium through a special nucleosynthesis.

On the other hand, Ishigaki's team focused on its very large carbon enhancement relative to iron and calcium. Previous studies by Nozomu Tominaga at Konan University/Kavli IPMU suggested that such a feature is consistent with a supernova in which the synthesized elements fall back. However, the question was whether this scenario can also explain the most extreme abundance pattern in SMSS J0313-6708, the most iron-poor star.

The team compared the observed abundances and theoretical calculations of the elements ejected by the supernova of first stars with masses 25 and 40 times that of the Sun. They concluded that the observed abundance pattern can be reproduced if stars with those masses undergo a special type of supernova in which most of the ejected matter falls back to the central remnant. A highly asymmetric explosion involving a jet-like feature should produce this type of supernova. As a consequence of the jet, iron and calcium, which are located deep inside massive stars, are ejected along with the jet, but a large fraction of the ejected material falls back along the equatorial plane. Because carbon is largely contained in the outer region, it is almost entirely ejected without falling back. This model successfully explains the low abundance of calcium, the non-detection of iron, and the high abundance of carbon observed in SMSS J0313-6708.

Artist's conception of a supernova of a first star with jets. Credit:Kavli IPMU

"If such supernovae are actually possible," Nomoto says, "the result supports the theoretical prediction that the first stars could be typical massive stars rather than monster-like objects with masses more than several hundred times that of the Sun." Since heavy elements play a role in star formation through the gravitational pull of interstellar gas, the first stars, which formed without heavy elements, should display quite different characteristics compared to what is typically observed in the present Milky Way Galaxy. In particular, without heavy elements, some researchers have suggested that stars could be as massive as a few hundred times that of the Sun. The presence of stars much less massive than such monster-like objects among the first stars may affect the theory of star formation in the absence of heavy elements. In future studies, researchers should employ simulations for the formation of the first stars in the early universe that reproduce the present result.

"The next issue is to determine if these less massive stars are typical first stars," Ishigaki says. "In the near future, more data from a number of iron-poor stars will be available. Applying the method we used in this study to these data will shed light on the unknown nature of the first stars."


ASAS-SN Confirmation of a Bright, Fast-Rising Supernova in NGC 613

During the ongoing All Sky Automated Survey for SuperNovae (ASAS-SN or "Assassin"), using data from the quadruple 14-cm "Cassius" telescope in Cerro Tololo, Chile, we confirmed a bright supernova candidate in NGC 613.

The transient is present in ASAS-SN "Cassius" data on UT 2016-09-21.29 (V

15.0). We do not detect (V>17.3) the transient in images taken on UT 2016-09-20.16 and before. The transient was also confirmed by B. Nicholls in images taken on 2016-09-21. This figure shows the archival DSS image of the host (left) and the B. Nicholls confirmation image (right). The red circle has a radius of 5" and shows the location of the transient in the B. Nicholls image.

The position of the transient is approximately 78.4" South and 49.1" West from the center of the galaxy NGC 613 (z=0.004940, d=17.1 Mpc, via NED), giving an absolute V-band magnitude of approximately -16.2 (m-M=31.16, A_V=0.053). Properties of the new source and photometry are summarized in the tables below:

Follow-up observations are encouraged.

We thank LCOGT and its staff for their continued support of ASAS-SN. ASAS-SN is supported by NSF grant AST-1515927, the Center for Cosmology and AstroParticle Physics (CCAPP) at OSU, and the Mt. Cuba Astronomical Foundation. For more information about the ASAS-SN project, see the ASAS-SN Homepage and the list of all ASAS-SN transients.


Contenu

SN 1987A was discovered independently by Ian Shelton and Oscar Duhalde at the Las Campanas Observatory in Chile on February 24, 1987, and within the same 24 hours by Albert Jones in New Zealand. [2]

Later investigations found photographs showing the supernova brightening rapidly early on February 23. [4] [2] On March 4–12, 1987, it was observed from space by Astron, the largest ultraviolet space telescope of that time. [5]

Four days after the event was recorded, the progenitor star was tentatively identified as Sanduleak −69 202 (Sk -69 202), a blue supergiant. [7] After the supernova faded, that identification was definitively confirmed by Sk −69 202 having disappeared. This was an unexpected identification, because models of high mass stellar evolution at the time did not predict that blue supergiants are susceptible to a supernova event. [ citation requise ]

Some models of the progenitor attributed the color to its chemical composition rather than its evolutionary state, particularly the low levels of heavy elements, among other factors. [8] There was some speculation that the star might have merged with a companion star before the supernova. [9] However, it is now widely understood that blue supergiants are natural progenitors of some supernovae, although there is still speculation that the evolution of such stars could require mass loss involving a binary companion. [dix]

Approximately two to three hours before the visible light from SN 1987A reached Earth, a burst of neutrinos was observed at three neutrino observatories. This was likely due to neutrino emission, which occurs simultaneously with core collapse, but before visible light is emitted. Visible light is transmitted only after the shock wave reaches the stellar surface. [11] At 07:35 UT, Kamiokande II detected 12 antineutrinos IMB, 8 antineutrinos and Baksan, 5 antineutrinos in a burst lasting less than 13 seconds. Approximately three hours earlier, the Mont Blanc liquid scintillator detected a five-neutrino burst, but this is generally not believed to be associated with SN 1987A. [8]

The Kamiokande II detection, which at 12 neutrinos had the largest sample population, showed the neutrinos arriving in two distinct pulses. The first pulse started at 07:35:35 and comprised 9 neutrinos, all of which arrived over a period of 1.915 seconds. A second pulse of three neutrinos arrived between 9.219 and 12.439 seconds after the first neutrino was detected, for a pulse duration of 3.220 seconds. [ citation requise ]

Although only 25 neutrinos were detected during the event, it was a significant increase from the previously observed background level. This was the first time neutrinos known to be emitted from a supernova had been observed directly, which marked the beginning of neutrino astronomy. The observations were consistent with theoretical supernova models in which 99% of the energy of the collapse is radiated away in the form of neutrinos. [12] The observations are also consistent with the models' estimates of a total neutrino count of 10 58 with a total energy of 10 46 joules, i.e. a mean value of some dozens of MeV per neutrino. [13]

The neutrino measurements allowed upper bounds on neutrino mass and charge, as well as the number of flavors of neutrinos and other properties. [8] For example, the data show that within 5% confidence, the rest mass of the electron neutrino is at most 16 eV/c 2 , 1/30,000 the mass of an electron. The data suggest that the total number of neutrino flavors is at most 8 but other observations and experiments give tighter estimates. Many of these results have since been confirmed or tightened by other neutrino experiments such as more careful analysis of solar neutrinos and atmospheric neutrinos as well as experiments with artificial neutrino sources. [14] [15] [16]

SN 1987A appears to be a core-collapse supernova, which should result in a neutron star given the size of the original star. [8] The neutrino data indicate that a compact object did form at the star's core. Since the supernova first became visible, astronomers have been searching for the collapsed core. The Hubble Space Telescope has taken images of the supernova regularly since August 1990 without a clear detection of a neutron star.

A number of possibilities for the "missing" neutron star are being considered. [18] The first is that the neutron star is enshrouded in dense dust clouds so that it cannot be seen. [19] Another is that a pulsar was formed, but with either an unusually large or small magnetic field. It is also possible that large amounts of material fell back on the neutron star, so that it further collapsed into a black hole. Neutron stars and black holes often give off light as material falls onto them. If there is a compact object in the supernova remnant, but no material to fall onto it, it would be very dim and could therefore avoid detection. Other scenarios have also been considered, such as whether the collapsed core became a quark star. [20] [21] In 2019, evidence was presented that a neutron star was inside one of the brightest dust clumps close to the expected position of the supernova remnant. [22] [23] In 2021, evidence was presented that the hard X-ray emission from SN 1987A originates in the pulsar wind nebula. [24] [25] The latter result is supported by a three-dimensional magnetohydrodynamic model, which describes the evolution of SN 1987A from the SN event to the current age, and reconstructs the ambient environment around the neutron star at various epochs, thus allowing to derive the absorbing power of the dense stellar material around the pulsar. [26]

Much of the light curve, or graph of luminosity as a function of time, after the explosion of a type II supernova such as SN 1987A is produced by the energy from radioactive decay. Although the luminous emission consists of optical photons, it is the radioactive power absorbed that keeps the remnant hot enough to radiate light. Without the radioactive heat, it would quickly dim. The radioactive decay of 56 Ni through its daughters 56 Co to 56 Fe produces gamma-ray photons that are absorbed and dominate the heating and thus the luminosity of the ejecta at intermediate times (several weeks) to late times (several months). [27] Energy for the peak of the light curve of SN1987A was provided by the decay of 56 Ni to 56 Co (half life of 6 days) while energy for the later light curve in particular fit very closely with the 77.3-day half-life of 56 Co decaying to 56 Fe. Later measurements by space gamma-ray telescopes of the small fraction of the 56 Co and 57 Co gamma rays that escaped the SN1987A remnant without absorption [28] [29] confirmed earlier predictions that those two radioactive nuclei were the power source. [30]

Because the 56 Co in SN1987A has now completely decayed, it no longer supports the luminosity of the SN 1987A ejecta. That is currently powered by the radioactive decay of 44 Ti with a half life of about 60 years. With this change, X-rays produced by the ring interactions of the ejecta began to contribute significantly to the total light curve. This was noticed by the Hubble Space Telescope as a steady increase in luminosity 10,000 days after the event in the blue and red spectral bands. [31] X-ray lines 44 Ti observed by the INTEGRAL space X-ray telescope showed that the total mass of radioactive 44 Ti synthesized during the explosion was 3.1 ± 0.8 × 10 −4 M . [32]

Observations of the radioactive power from their decays in the 1987A light curve have measured accurate total masses of the 56 Ni, 57 Ni, and 44 Ti created in the explosion, which agree with the masses measured by gamma-ray line space telescopes and provides nucleosynthesis constraints on the computed supernova model. [33]