Supernovele sunt evenimente extrem de energice și dinamice din univers. Cea mai strălucitoare pe care am observat-o vreodată a fost descoperită în 2015 și a fost la fel de strălucitoare ca 570 de miliarde de Suns. Luminozitatea lor semnifică semnificația lor în cosmos. Ele produc elementele grele care alcătuiesc oameni și planete, iar undele lor de șoc declanșează formarea viitoarei generații de stele.
Există aproximativ 3 supernovee la fiecare 100 de sute de ani în galaxia Calea Lactee. De-a lungul istoriei umane, doar o mână de supernovee au fost observate. Cea mai timpurie supernova înregistrată a fost observată de astronomii chinezi în anul 185 d.Hr. Cea mai cunoscută supernova este probabil SN 1054 (supernovele istorice sunt numite pentru anul în care au fost observate) care au creat Nebula Crabului. Acum, mulțumită tuturor telescoapelor și observatorilor noștri, observarea supernovelor este destul de rutină.
Dar un lucru pe care astronomii nu l-au observat niciodată este etapele foarte timpurii ale unei supernove. Acest lucru s-a schimbat în 2013, când, din întâmplare, fabrica automată tranzitorie intermediară Palomar (IPTF) a observat o supernova veche de numai 3 ore.
Localizarea unei supernovee în primele sale ore este extrem de importantă, deoarece putem indica rapid alte „scopuri la ea și să adunăm date despre steaua progenitoare a SN. În acest caz, potrivit unei lucrări publicate la Nature Physics, observațiile de urmărire au dezvăluit o surpriză: SN 2013fs a fost înconjurat de material circumstanțial (CSM) pe care l-a evacuat în anul anterior evenimentului supernovei. CSM a fost evacuat cu o rată mare de aproximativ 10-mase solare pe an. Potrivit lucrării, acest tip de instabilitate ar putea fi comună printre supernove.
SN 2013fs a fost un super-gigant roșu. Astronomii nu credeau că acele tipuri de stele au evacuat material înainte de a merge la supernova. Dar observațiile de urmărire cu alte telescoape au arătat explozia supernovei care se deplasa printr-un nor de material ejectat anterior de o stea. Ceea ce înseamnă asta pentru înțelegerea supernovelor nu este încă clar, dar este probabil un schimbător de jocuri.
Prinderea SN 2013fs de 3 ore a fost un eveniment extrem de norocos. IPTF este o anchetă complet automatizată a câmpului larg. Este un sistem de 11 CCD instalat pe un telescop la Observatorul Palomar din California. Este nevoie de 60 de secunde expuneri la frecvențe de la 5 zile la 90 de secunde. Acest lucru i-a permis să capteze SN 2013fs în fazele sale incipiente.
Înțelegerea noastră despre supernove este un amestec de teorie și date observate. Știm multe despre cum se prăbușesc, de ce se prăbușesc și ce tipuri de supernove există. Dar acesta este primul nostru punct de date al unui SN în primele ore.
SN 2013fs se află la 160 de milioane de ani lumină într-o galaxie cu braț spiral numit NGC7610. Este o supernovă de tip II, ceea ce înseamnă că este de cel puțin 8 ori mai masiv decât Soarele nostru, dar nu mai mult de 50 de ori mai masiv. Supernovele de tip II sunt observate mai ales în brațele spiralate ale galaxiilor.
O supernova este starea finală a unora dintre stelele din univers. Dar nu toate stelele. Doar stelele masive pot deveni supernove. Soarele nostru este mult prea mic.
Stelele sunt ca niște acte de echilibrare dinamică între două forțe: fuziunea și gravitația.
Deoarece hidrogenul este fuzionat în heliu în centrul unei stele, provoacă o presiune exterioară enormă sub formă de fotoni. Aceasta este ceea ce luminează și încălzește planeta noastră. Dar, desigur, stelele sunt enorm de masive. Și toată acea masă este supusă gravitației, care atrage masa stelei spre interior. Deci, fuziunea și gravitația se echilibrează mai mult sau mai puțin reciproc. Aceasta se numește echilibru stelar, care este starea în care se află Soarele nostru și va fi încă câteva miliarde de ani.
Dar stelele nu durează pentru totdeauna sau, mai degrabă, hidrogenul lor nu. Și odată ce hidrogenul se scurge, steaua începe să se schimbe. În cazul unei stele masive, începe să fuzioneze elemente din ce în ce mai grele, până când fuzionează fierul și nichelul în miezul său. Fuziunea fierului și a nichelului este o limită naturală de fuziune într-o stea și, odată ce ajunge în faza de fier și nichel, fuziunea se oprește. Acum avem o stea cu un miez inert de fier și nichel.
Acum că fuziunea s-a oprit, echilibrul stelar este rupt, iar presiunea gravitațională enormă a masei stelei provoacă un colaps. Această prăbușire rapidă face ca miezul să se încălzească din nou, ceea ce oprește prăbușirea și provoacă o undă de șoc masivă spre exterior. Unda de șoc lovește materialul stelar exterior și îl aruncă în spațiu. Voila, o supernova.
Temperaturile extrem de ridicate ale undei de șoc au un efect mai important. Încălzește materialul stelar din afara miezului, deși foarte pe scurt, ceea ce permite fuziunea elementelor mai grele decât fierul. Acest lucru explică de ce elementele extrem de grele precum uraniul sunt mult mai rare decât elementele mai ușoare. Doar stelele suficient de mari care merg pe supernova pot falsifica cele mai grele elemente.
Pe scurt, aceasta este o supernova de tip II, același tip găsit în 2013 când avea doar 3 ore. Modul în care descoperirea CSM ejectată de SN 2013fs va crește înțelegerea noastră despre supernove nu este pe deplin înțeleasă.
Supernovele sunt evenimente destul de bine înțelese, dar sunt încă multe întrebări care le înconjoară. Rămâne de văzut dacă aceste noi observații ale primelor etape ale supernovelor vor răspunde la unele dintre întrebările noastre sau vor crea doar întrebări fără răspuns.
