Supernove so izjemno energični in dinamični dogodki v vesolju. Najsvetlejša, ki smo jo kdaj opazili, je bila odkrita leta 2015 in je bila svetla kot 570 milijard Soncev. Njihova svetilnost pomeni njihov pomen v kozmosu. Proizvajajo težke elemente, ki sestavljajo ljudi in planete, njihovi udarni valovi pa sprožijo nastanek naslednje generacije zvezd.
V galaksiji Rimska cesta so približno 3 supernove vsakih 100 sto let. V človeški zgodovini je bilo opaženih le peščica supernov. Najstarejšo zabeleženo supernovo so opazili kitajski astronomi leta 185 našega štetja. Najbolj znana supernova je verjetno SN 1054 (zgodovinske supernove so poimenovane po letu, ko so jih opazili), ki je ustvarila Rakova meglica . Zdaj je po zaslugi vseh naših teleskopov in observatorijev opazovanje supernov dokaj rutinsko.
Supernovo, ki je ustvarila Rakovo meglico, so opazovalci s prostim očesom po vsem svetu zaznali leta 1054 AD. Ta sestavljena slika uporablja podatke Nasinih velikih observatorijev, Chandra, Hubble in Spitzer.
Toda ena stvar, ki je astronomi nikoli niso opazili, je zelo zgodnja faza supernove. To se je spremenilo leta 2013, ko je po naključju avtomatiziran Vmesna prehodna tovarna Palomar (IPTF) je opazil supernovo, staro le 3 ure.
Opazovanje supernove v prvih nekaj urah je izjemno pomembno, saj lahko hitro usmerimo druge 'doglede nanjo in zberemo podatke o zvezdi SN-progenitor. V tem primeru po a papir objavljeno pri Nature Physics, so nadaljnja opazovanja razkrila presenečenje: SN 2013fs je bil obdan z okolizvezdnim materialom (CSM), ki ga je izvrgel v letu pred dogodkom supernove. CSM je bil izvržen z visoko hitrostjo približno 10 -³ sončne mase na leto. Po dokumentu je tovrstna nestabilnost lahko pogosta med supernovami.
SN 2013fs je bil rdeči supervelik. Astronomi niso mislili, da so te vrste zvezd izvrgle material, preden so postale supernova. Toda nadaljnja opazovanja z drugimi teleskopi so pokazala, da se eksplozija supernove premika skozi oblak materiala, ki ga je prej izvrgla zvezda. Kaj to pomeni za naše razumevanje supernov, še ni jasno, vendar je verjetno sprememba igre.
Ulov 3 ure starega SN 2013fs je bil izjemno posrečen dogodek. IPTF je popolnoma avtomatiziran pregled neba s širokim poljem. Gre za sistem 11 CCD-jev, nameščenih na teleskopu na observatoriju Palomar v Kaliforniji. Potrebuje 60 sekund osvetlitve pri frekvencah od 5 dni narazen do 90 sekund. To mu je omogočilo zajem SN 2013fs v zgodnjih fazah.
48-palčni teleskop na observatoriju Palomar. IPTF je nameščen na tem teleskopu. Slika: IPTF/Observatorij Palomar
Naše razumevanje supernov je mešanica teorije in opazovanih podatkov. Vemo veliko o tem, kako se zrušijo, zakaj se zrušijo in kakšne vrste supernov obstajajo. Toda to je naša prva podatkovna točka SN v zgodnjih urah.
SN 2013fs je oddaljen 160 milijonov svetlobnih let v galaksiji s spiralnim krakom, imenovani NGC7610. Je supernova tipa II , kar pomeni, da je vsaj 8-krat masivno kot naše Sonce, vendar ne več kot 50-krat masivno. Supernove tipa II večinoma opazimo v spiralnih krakih galaksij.
Supernova je končno stanje nekaterih zvezd v vesolju. Ampak ne vse zvezde. Samo velike zvezde lahko postanejo supernova. Naše sonce je veliko premajhno.
Zvezde so kot dinamično ravnovesje med dvema silama: fuzije in gravitacijo.
Ker se vodik zlije v helij v središču zvezde, povzroči ogromen zunanji pritisk v obliki fotonov. To je tisto, kar osvetljuje in ogreva naš planet. Toda zvezde so seveda ogromno. In vsa ta masa je podvržena gravitaciji, ki vleče maso zvezde navznoter. Tako se fuzija in gravitacija bolj ali manj uravnovešata. Temu pravimo zvezdno ravnotežje, to je stanje, v katerem je naše Sonce in bo še nekaj milijard let.
Toda zvezde ne trajajo večno, oziroma njihov vodik ne. In ko zmanjka vodika, se zvezda začne spreminjati. V primeru masivne zvezde začne taliti vse težje elemente, dokler v svojem jedru ne zlije železo in nikelj. Fuzija železa in niklja je naravna meja fuzije v zvezdi in ko doseže stopnjo fuzije železa in niklja, se fuzija ustavi. Zdaj imamo zvezdo z inertnim jedrom iz železa in niklja.
Zdaj, ko se je fuzija ustavila, je porušeno zvezdno ravnovesje in ogromen gravitacijski tlak zvezdne mase povzroči kolaps. Ta hitri kolaps povzroči, da se jedro ponovno segreje, kar ustavi kolaps in povzroči ogromen udarni val navzven. Udarni val zadene zunanji zvezdni material in ga odnese v vesolje. Voila, supernova.
Izredno visoke temperature udarnega vala imajo še en pomemben učinek. Zvezdni material segreva zunaj jedra, čeprav zelo na kratko, kar omogoča fuzijo elementov, težjih od železa. To pojasnjuje, zakaj so izjemno težki elementi, kot je uran, veliko redkejši od lažjih elementov. Le dovolj velike zvezde, ki postanejo supernova, lahko kujejo najtežje elemente.
Na kratko, to je supernova tipa II, isti tip, ki so ga našli leta 2013, ko je bila stara le 3 ure. Kako bo odkritje CSM, ki ga je izvrgel SN 2013fs, povečalo naše razumevanje supernov, ni povsem razumljeno.
Supernove so dokaj dobro razumljeni dogodki, vendar je še vedno veliko vprašanj v zvezi z njimi. Ali bodo ta nova opazovanja najzgodnejših stopenj supernove odgovorila na nekatera naša vprašanja ali pa le ustvarila več neodgovorjenih vprašanj, bomo še videli.