Supernowe są niezwykle energetycznymi i dynamicznymi wydarzeniami we wszechświecie. Najjaśniejszy, jaki kiedykolwiek obserwowaliśmy, został odkryty w 2015 roku i miał jasność 570 miliardów słońc. Ich jasność oznacza ich znaczenie w kosmosie. Wytwarzają ciężkie pierwiastki, które składają się na ludzi i planety, a ich fale uderzeniowe powodują powstawanie gwiazd następnej generacji.
W galaktyce Drogi Mlecznej jest około 3 supernowych na 100set lat. W całej historii ludzkości zaobserwowano tylko garstkę supernowych. Najwcześniejszą zarejestrowaną supernową obserwowali chińscy astronomowie w 185 rne. Najsłynniejszą supernową jest prawdopodobnie SN 1054 (historyczne supernowe są nazwane od roku, w którym zostały zaobserwowane), który stworzył Mgławicę Kraba. Teraz, dzięki wszystkim naszym teleskopom i obserwatoriom, obserwowanie supernowych jest dość rutynowe.
Ale astronomowie nigdy nie zauważyli bardzo wczesnych stadiów supernowej. Zmieniło się to w 2013 r., Kiedy przypadkowo zautomatyzowana Intermediate Palomar Transient Factory (IPTF) dostrzegła supernową w wieku zaledwie 3 godzin.
Wykrywanie supernowych w pierwszych kilku godzinach jest niezwykle ważne, ponieważ możemy szybko wskazać na inne zakresy i zebrać dane na temat gwiazdy progenitorowej SN. W tym przypadku, zgodnie z artykułem opublikowanym w Nature Physics, obserwacje obserwacyjne ujawniły niespodziankę: SN 2013fs został otoczony materiałem okołogwiazdowym (CSM), który wyrzucił go w roku poprzedzającym wydarzenie supernowej. CSM wyrzucano z dużą szybkością około 10 -3 mas Słońca rocznie. Według artykułu tego rodzaju niestabilność może być powszechna wśród supernowych.
SN 2013fs był czerwonym super-gigantem. Astronomowie nie sądzili, że gwiazdy tego typu wyrzucały materiał przed przejściem do supernowej. Jednak obserwacje z innych teleskopów pokazały eksplozję supernowej poruszającą się w chmurze materiału uprzednio wyrzuconego przez gwiazdę. Co to oznacza dla naszego zrozumienia supernowych, nie jest jeszcze jasne, ale prawdopodobnie jest to zmiana gry.
Złapanie 3-godzinnego SN 2013fs było wyjątkowo szczęśliwym wydarzeniem. IPTF to w pełni zautomatyzowane badanie nieba w szerokim polu. Jest to system 11 CCD zainstalowanych na teleskopie w Obserwatorium Palomar w Kalifornii. Ekspozycja trwa 60 sekund z częstotliwościami od 5 dni do 90 sekund. To pozwoliło mu uchwycić SN 2013fs we wczesnych stadiach.
Nasze rozumienie supernowych stanowi połączenie teorii i obserwowanych danych. Wiemy dużo o tym, jak się zawalają, dlaczego się zawalają i jakie są rodzaje supernowych. Ale to nasz pierwszy punkt danych SN we wczesnych godzinach.
SN 2013fs znajduje się w odległości 160 milionów lat świetlnych w galaktyce z ramieniem spiralnym o nazwie NGC7610. To supernowa typu II, co oznacza, że jest co najmniej 8 razy masywniejsza niż nasze Słońce, ale nie więcej niż 50 razy masywniejsza. Supernowe typu II obserwuje się głównie w spiralnych ramionach galaktyk.
Supernowa jest stanem końcowym niektórych gwiazd we wszechświecie. Ale nie wszystkie gwiazdy. Tylko masywne gwiazdy mogą stać się supernowymi. Nasze własne Słońce jest zdecydowanie za małe.
Gwiazdy są jak dynamiczne działania równoważące dwie siły: stapianie i grawitację.
Gdy wodór jest wtapiany w hel w centrum gwiazdy, powoduje on ogromne ciśnienie zewnętrzne w postaci fotonów. To właśnie oświetla i ogrzewa naszą planetę. Ale gwiazdy są oczywiście niezwykle masywne. Cała ta masa podlega grawitacji, która przyciąga masę gwiazdy do wewnątrz. Tak więc połączenie i grawitacja mniej więcej równoważą się. Nazywa się to równowagą gwiezdną, czyli stanem, w którym znajduje się nasze Słońce, i będzie jeszcze przez kilka miliardów lat.
Ale gwiazdy nie przetrwają wiecznie, a raczej ich wodór nie. A kiedy skończy się wodór, gwiazda zaczyna się zmieniać. W przypadku masywnej gwiazdy zaczyna ona stapiać coraz cięższe pierwiastki, aż stopi żelazo i nikiel w swoim rdzeniu. Fuzja żelaza i niklu jest naturalną granicą fuzji w gwieździe, a kiedy osiągnie etap fuzji żelaza i niklu, fuzja ustaje. Teraz mamy gwiazdę z obojętnym rdzeniem z żelaza i niklu.
Teraz, gdy fuzja się zatrzymała, równowaga gwiezdna zostaje zerwana, a ogromne ciśnienie grawitacyjne masy gwiazdy powoduje załamanie. To szybkie załamanie powoduje ponowne nagrzanie rdzenia, co zatrzymuje jego załamanie i powoduje potężną falę uderzeniową na zewnątrz. Fala uderzeniowa uderza w zewnętrzny materiał gwiezdny i wysadza go w kosmos. Voila, supernowa.
Bardzo wysokie temperatury fali uderzeniowej mają jeszcze jeden ważny wpływ. Ogrzewa gwiezdny materiał na zewnątrz rdzenia, choć bardzo krótko, co pozwala na stapianie pierwiastków cięższych niż żelazo. To wyjaśnia, dlaczego niezwykle ciężkie pierwiastki, takie jak uran, są znacznie rzadsze niż lżejsze. Tylko wystarczająco duże gwiazdy, które przechodzą w supernową, mogą tworzyć najcięższe pierwiastki.
Krótko mówiąc, jest to supernowa typu II, taka sama jak w 2013 roku, kiedy miała zaledwie 3 godziny. Jak odkrycie CSM wyrzuconego przez SN 2013fs zwiększy nasze rozumienie supernowych nie jest w pełni zrozumiałe.
Supernowe są dość dobrze rozumianymi wydarzeniami, ale wciąż jest ich wiele. Czy te nowe obserwacje najwcześniejszych stadiów supernowych odpowiedzą na niektóre z naszych pytań, czy po prostu stworzą więcej pytań bez odpowiedzi, okaże się.
