Supernove su izuzetno energični i dinamični događaji u svemiru. Najsvjetlija koju smo ikada vidjeli otkrivena je 2015. godine i bila je sjajna kao 570 milijardi Sunca. Njihova svjetlost označava njihov značaj u kosmosu. Oni proizvode teške elemente koji čine ljude i planete, a njihovi udarni valovi pokreću stvaranje nove generacije zvijezda.
Svakih 100 stotina godina u galaksiji Mliječni put nalazi se oko 3 supernove. Kroz ljudsku povijest primijećeno je samo nekoliko supernova. Kineski astronomi primijetili su najraniju supernovu kinesku astronomu 185. god. Najpoznatija supernova je vjerojatno SN 1054 (povijesne supernove su imenovane za godinu u kojoj su promatrane) što je stvorilo maglu Rakova. Zahvaljujući svim našim teleskopima i promatračnicama, promatranje supernova je prilično rutinsko.
Ali jedna stvar koju astronomi nikada nisu primijetili su vrlo rane faze supernove. To se promijenilo 2013. godine kada je, slučajno, automatizirana intermedijarna tvornica prijelaza Palomar (IPTF) ugledala supernovu staru samo 3 sata.
Utvrđivanje supernova u prvih nekoliko sati izuzetno je važno jer brzo možemo usmjeriti druge opsege i prikupiti podatke o SN-ovoj zvijezdi porijekla. U ovom slučaju, prema radu objavljenom u časopisu Nature Physics, daljnja zapažanja otkrila su iznenađenje: SN 2013fs bio je okružen obzidnim materijalom (CSM) koji je izbačen godinu dana prije događaja supernove. CSM se izbacuje velikom brzinom od oko 10 -³ solarne mase godišnje. Prema radu, takva bi nestabilnost mogla biti česta među supernovama.
SN 2013fs bio je crveni super-div. Astronomi nisu mislili da su te vrste zvijezda izbacile materijal prije odlaska u supernovu. Ali daljnja promatranja s drugim teleskopima pokazala su eksploziju supernove koja se kretala kroz oblak materijala koji je zvijezda prethodno izbacila. Što to znači za naše razumijevanje supernove, još nije jasno, ali vjerojatno je to promjena igrača.
Hvatanje tri sata starog SN 2013fs bio je izuzetno sretan događaj. IPTF je potpuno automatizirano istraživanje neba širokog polja. To je sustav od 11 CCD-ova instaliran na teleskopu u opservatoriju Palomar u Kaliforniji. Izložba traje 60 sekundi na frekvencijama od 5 dana do razmaka od 90 sekundi. To je ono što mu je omogućilo da zabilježi SN 2013fs u svojim ranim fazama.
Naše razumijevanje supernova je mješavina teorije i promatranih podataka. Znamo mnogo o tome kako se urušavaju, zašto se urušavaju i koje vrste supernova postoje. Ali ovo je naša prva točka podataka SN-a u svojim ranim satima.
SN 2013fs udaljen je 160 milijuna svjetlosnih godina u galaksiji spiralne ruke koja se zove NGC7610. Supernova II tipa, što znači da je najmanje 8 puta masovnija od našeg Sunca, ali ne više od 50 puta veća. Supernove tipa II uglavnom se promatraju u spiralnim krakovima galaksija.
Supernova je krajnje stanje nekih zvijezda u svemiru. Ali nisu sve zvijezde. Samo masivne zvijezde mogu postati supernove. Naše je Sunce previše premalo.
Zvijezde su poput dinamičkog čina ravnoteže između dviju sila: fuzije i gravitacije.
Kako se vodik spaja u helij u središtu zvijezde, on izaziva ogroman vanjski tlak u obliku fotona. To je ono što svijetli i grije naš planet. No, zvijezde su, naravno, ogromne. I sva ta masa podliježe gravitaciji, koja tjera masu zvijezde prema unutra. Tako se fuzija i gravitacija manje ili više uravnotežuju. To se naziva zvjezdana ravnoteža, što je stanje u kojem se nalazi naše Sunce i postojat će za još nekoliko milijardi godina.
Ali zvijezde ne traju vječno, ili bolje da im vodik ne postoji. A kad jednom nestane vodika, zvijezda se počinje mijenjati. U slučaju masivne zvijezde, ona počinje topiti teže i teže elemente, sve dok u svojoj jezgri ne spoji željezo i nikl. Fuzija željeza i nikla prirodna je granica fuzije u zvijezdi, a kad jednom dostigne stupanj fuzije željeza i nikla, fuzija prestaje. Sada imamo zvijezdu s inertnom jezgrom željeza i nikla.
Sada kada je fuzija prestala, zvjezdana ravnoteža je prekinuta, a ogromni gravitacijski pritisak zvijezde mase uzrokuje kolaps. Ovaj brzi kolaps uzrokuje ponovno zagrijavanje jezgre, što zaustavlja kolaps i uzrokuje masivni vani valoviti val. Šok valov pogodi vanjski zvjezdani materijal i raznese ga u svemir. Voila, supernova.
Izuzetno visoke temperature udarnog vala imaju još jedan važan učinak. Grijava zvjezdani materijal izvan jezgre, iako vrlo kratko, što omogućava fuziju elemenata teže od željeza. Ovo objašnjava zašto su izuzetno teški elementi poput urana znatno rjeđi od lakših elemenata. Samo dovoljno velike zvijezde koje idu u supernove mogu krivotvoriti najteže elemente.
Ukratko, to je supernova tipa II, isti je tip pronađen 2013. godine kada je imao samo 3 sata. Kako će otkriće CSM-a koje je izbacio SN 2013fs povećati naše razumijevanje supernova, nije potpuno razumljivo.
Supernove su prilično dobro shvaćeni događaji, ali oko njih je još puno pitanja. Hoće li ova nova promatranja iz najranijih faza supernove odgovarati na neka od naših pitanja ili će samo stvoriti još neodgovorenih pitanja, ostaje za vidjeti.
