Supernove su iznimno energični i dinamični događaji u svemiru. Najsjajniji koji smo ikada promatrali otkriven je 2015. godine i bio je sjajan kao 570 milijardi Sunaca. Njihova sjajnost označava njihov značaj u kozmosu. Oni proizvode teške elemente koji čine ljude i planete, a njihovi udarni valovi pokreću stvaranje sljedeće generacije zvijezda.
Postoje oko 3 supernove svakih 100 stotina godina u galaksiji Mliječni put. Kroz ljudsku povijest opaženo je samo nekoliko supernova. Najranije zabilježenu supernovu promatrali su kineski astronomi 185. godine. Najpoznatija supernova je vjerojatno SN 1054 (povijesne supernove su nazvane po godini kada su promatrane) koja je stvorila Rakova maglica . Sada, zahvaljujući svim našim teleskopima i zvjezdarnicama, promatranje supernova je prilično rutinsko.
Supernovu koja je proizvela Rakovu maglicu otkrili su promatrači golim okom diljem svijeta 1054. godine. Ova složena slika koristi podatke NASA-inih Velikih zvjezdarnica, Chandra, Hubble i Spitzer.
Ali jedna stvar koju astronomi nikada nisu primijetili je vrlo rana faza supernove. To se promijenilo 2013. godine kada je, igrom slučaja, automatizirana Intermediate Palomar Transient Factory (IPTF) ugledao je supernovu staru samo 3 sata.
Uočavanje supernove u prvih nekoliko sati iznimno je važno, jer možemo brzo usmjeriti druge 'opsege na nju i prikupiti podatke o zvijezdi prapočetnici SN-a. U ovom slučaju, prema a papir objavljeno u Nature Physicsu, naknadna opažanja otkrila su iznenađenje: SN 2013fs bio je okružen cirkumzvjezdanim materijalom (CSM) koji je izbacio u godini prije događaja supernove. CSM je izbačen velikom brzinom od otprilike 10 -³ solarnih masa godišnje. Prema članku, ova vrsta nestabilnosti mogla bi biti uobičajena među supernovama.
SN 2013fs je bio crveni superdiv. Astronomi nisu mislili da su te vrste zvijezda izbacile materijal prije nego što su postale supernova. No naknadna promatranja s drugim teleskopima pokazala su da se eksplozija supernove kretala kroz oblak materijala koji je prethodno izbacila zvijezda. Što to znači za naše razumijevanje supernova, još nije jasno, ali vjerojatno mijenja igru.
Uhvatiti 3 sata starog SN 2013fs bio je iznimno sretan događaj. IPTF je potpuno automatizirano istraživanje neba širokog polja. Riječ je o sustavu od 11 CCD-a instaliranih na teleskopu u zvjezdarnici Palomar u Kaliforniji. Potrebno je 60 sekundi ekspozicije na frekvencijama od razmaka od 5 dana do 90 sekundi. To je ono što mu je omogućilo snimanje SN 2013fs u njegovim ranim fazama.
Teleskop od 48 inča u zvjezdarnici Palomar. IPTF je instaliran na ovom teleskopu. Slika: IPTF/Zvjezdarnica Palomar
Naše razumijevanje supernova mješavina je teorije i promatranih podataka. Znamo puno o tome kako se urušavaju, zašto se urušavaju i koje vrste supernova postoje. Ali ovo je naša prva podatkovna točka SN-a u njegovim ranim satima.
SN 2013fs udaljen je 160 milijuna svjetlosnih godina u galaksiji sa spiralnim krakom koja se zove NGC7610. To je supernova tipa II , što znači da je barem 8 puta masivniji od našeg Sunca, ali ne više od 50 puta masivniji. Supernove tipa II uglavnom se promatraju u spiralnim krakovima galaksija.
Supernova je konačno stanje nekih zvijezda u svemiru. Ali ne sve zvijezde. Samo masivne zvijezde mogu postati supernova. Naše vlastito Sunce je premalo.
Zvijezde su poput dinamičkog balansiranja između dvije sile: fuzije i gravitacije.
Kako je vodik fuzioniran u helij u središtu zvijezde, to uzrokuje ogroman vanjski pritisak u obliku fotona. To je ono što osvjetljava i grije naš planet. Ali zvijezde su, naravno, enormno masivne. I sva ta masa je podložna gravitaciji, koja vuče masu zvijezde prema unutra. Dakle, fuzija i gravitacija više ili manje uravnotežuju jedna drugu. To se zove zvjezdana ravnoteža, a to je stanje u kojem se naše Sunce nalazi i u kojem će biti još nekoliko milijardi godina.
Ali zvijezde ne traju vječno, odnosno njihov vodik ne traje. A kad ponestane vodika, zvijezda se počinje mijenjati. U slučaju masivne zvijezde, ona počinje spajati sve teže i teže elemente, sve dok ne stopi željezo i nikal u svojoj jezgri. Fuzija željeza i nikla prirodna je granica fuzije u zvijezdi, a nakon što dosegne fazu fuzije željeza i nikla, fuzija se zaustavlja. Sada imamo zvijezdu s inertnom jezgrom od željeza i nikla.
Sada kada je fuzija zaustavljena, zvjezdana ravnoteža je narušena, a ogroman gravitacijski pritisak mase zvijezde uzrokuje kolaps. Ovaj brzi kolaps uzrokuje ponovno zagrijavanje jezgre, što zaustavlja kolaps i uzrokuje masivni udarni val prema van. Udarni val pogađa vanjski zvjezdani materijal i izbacuje ga u svemir. Voila, supernova.
Ekstremno visoke temperature udarnog vala imaju još jedan važan učinak. On zagrijava zvjezdani materijal izvan jezgre, iako vrlo kratko, što omogućuje fuziju elemenata težih od željeza. To objašnjava zašto su iznimno teški elementi poput urana mnogo rjeđi od lakših elemenata. Samo dovoljno velike zvijezde koje postaju supernove mogu kovati najteže elemente.
Ukratko, to je supernova tipa II, ista ona koja je pronađena 2013. godine kada je bila stara samo 3 sata. Kako će otkriće CSM-a kojeg je izbacio SN 2013fs povećati naše razumijevanje supernova nije u potpunosti shvaćeno.
Supernove su prilično dobro shvaćeni događaji, ali još uvijek ima mnogo pitanja oko njih. Hoće li ova nova opažanja najranijih faza supernove odgovoriti na neka od naših pitanja ili će samo stvoriti još neodgovorenih pitanja, ostaje za vidjeti.
