Supernovos yra nepaprastai energingi ir dinamiški įvykiai Visatoje. Ryškiausias, kokį mes kada nors pastebėjome, buvo atrastas 2015 m. Ir buvo toks ryškus kaip 570 milijardų saulės. Jų blizgesys reiškia jų reikšmę kosmose. Jie gamina sunkius elementus, iš kurių susideda žmonės ir planetos, o jų smūgiai sukelia naujos žvaigždės kartos formavimąsi.
Paukščių Tako galaktikoje kas 100 šimtų metų yra apie 3 supernovos. Per visą žmonijos istoriją buvo pastebėta tik saujelė supernovų. Ankstyviausią supernovą užfiksavo Kinijos astronomai 185 m. Po Kr. Garsiausia supernova yra tikriausiai SN 1054 (istorinės supernovos pavadintos tais metais, kuriais jie buvo stebimi), kuris sukūrė Krabų ūką. Visų mūsų teleskopų ir observatorijų dėka stebėti supernovas yra gana įprasta.
Bet vienas dalykas, kurio astronomai niekada nepastebėjo, yra patys ankstyviausi supernovos etapai. Tai pasikeitė 2013 m., Kai atsitiktinai automatinis tarpinis Palomaro pereinamasis fabrikas (IPTF) pastebėjo tik 3 valandų senumo supernovą.
Supernovos pastebėjimas per pirmąsias kelias valandas yra labai svarbus, nes mes galime greitai nukreipti į ją kitas sritis ir surinkti duomenis apie SN progenitorinę žvaigždę. Šiuo atveju, remiantis „Nature Physics“ publikuotame dokumente, tolesni stebėjimai atskleidė staigmeną: „SN 2013fs“ buvo apsupta apvalios medžiagos (CSM), kurią ji išstūmė metais prieš supernovos įvykį. CSM buvo išmetama dideliu greičiu - maždaug 10 –3 saulės masių per metus. Anot šio dokumento, toks nestabilumas gali būti įprastas supernovų tarpe.
SN 2013fs buvo raudonas super milžinas. Astronomai nemanė, kad šių tipų žvaigždės išmetė medžiagą prieš eidamos į supernovą. Bet tolesni stebėjimai su kitais teleskopais parodė supernovos sprogimą, judantį per medžiagos debesį, kurį anksčiau išstūmė žvaigždė. Ką tai reiškia mūsų supratimui apie supernovas, dar neaišku, bet greičiausiai tai žaidimų keitiklis.
Pagauti 3 valandų senumo SN 2013fs buvo nepaprastai laimingas įvykis. IPTF yra visiškai automatizuotas plataus masto dangaus tyrimas. Tai 11 CCD sistemos, įdiegtos į teleskopą Palomaro observatorijoje Kalifornijoje. Tai trunka 60 sekundžių ekspoziciją, kai dažnis yra nuo 5 dienų iki 90 sekundžių. Tai leido užfiksuoti SN 2013fs ankstyvosiose stadijose.
Mūsų supratimas apie supernovas yra teorijos ir stebimų duomenų mišinys. Mes daug žinome apie tai, kaip jie žlunga, kodėl jie žlunga ir kokie yra supernovų tipai. Bet tai yra pirmas SN duomenų taškas ankstyvomis valandomis.
„SN 2013fs“ yra nutolusi nuo 160 milijonų šviesmečių spiralinės rankos galaktikoje, vadinamoje NGC7610. Tai II tipo supernova, reiškianti, kad ji yra mažiausiai aštuonis kartus didesnė už mūsų Saulę, bet ne daugiau kaip 50 kartų didesnė. II tipo supernovos dažniausiai stebimos spiralinėse galaktikų rankose.
Supernova yra kai kurių žvaigždžių visatoje pabaiga. Bet ne visos žvaigždės. Tik masyvios žvaigždės gali tapti supernova. Mūsų pačių Saulė yra per maža.
Žvaigždės yra tarsi dinamiški balansavimo veiksmai tarp dviejų jėgų: susiliejimo ir gravitacijos.
Kai vandenilis yra sulydomas į helį žvaigždės centre, jis sukelia didžiulį išorinį fotonų pavidalo slėgį. Būtent tai apšviečia ir sušildo mūsų planetą. Bet žvaigždės, be abejo, yra nepaprastai masyvios. Ir visa ta masė yra veikiama gravitacijos, kuri traukia žvaigždės masę į vidų. Taigi susiliejimas ir sunkumas daugiau ar mažiau išbalansuoja vienas kitą. Tai vadinama žvaigždžių pusiausvyra, tai yra būsena, kurioje yra mūsų Saulė ir kuri bus dar po kelių milijardų metų.
Bet žvaigždės neišsilaiko amžinai, tiksliau, jų vandenilis neturi. Kai tik pasibaigia vandenilis, žvaigždė pradeda keistis. Masyvios žvaigždės atveju ji pradeda degti sunkesnius ir sunkesnius elementus, kol sudegina geležį ir nikelį. Geležies ir nikelio susiliejimas yra natūrali žvaigždės susiliejimo riba, o pasiekus geležies ir nikelio suliejimo stadiją, susiliejimas sustoja. Dabar turime žvaigždę su inertiška geležies ir nikelio šerdimi.
Dabar, kai susiliejimas sustojo, žvaigždžių pusiausvyra nutrūksta, o didžiulis gravitacinis žvaigždės masės slėgis sukelia griūtį. Dėl šio greito griūties šerdis vėl įkaista, o tai sustabdo griūtį ir sukelia didžiulį išorinį smūgio bangą. Smūgio banga pataiko į išorinę žvaigždės medžiagą ir išpūtė ją į kosmosą. Voila, supernova.
Itin aukšta smūgio bangos temperatūra turi dar vieną svarbų poveikį. Jis šildo žvaigždės medžiagą už šerdies, nors ir labai trumpai, o tai leidžia sulieti sunkesnius nei geležis elementus. Tai paaiškina, kodėl tokie sunkūs elementai kaip uranas yra daug retesni nei lengvesni elementai. Tik pakankamai didelės žvaigždės, einančios supernova, gali suklastoti sunkiausius elementus.
Trumpai tariant, tai yra II tipo supernova, tokia pati rūšis nustatyta 2013 m., Kai jai buvo tik 3 valandos. Nelabai suprantama, kaip SN 2013fs išmestas CSM atradimas sustiprins mūsų supratimą apie supernovas.
Supernovos yra gana gerai suprantami įvykiai, tačiau vis dar kyla daug juos supančių klausimų. Ar šie nauji labai ankstyvų supernovos stadijų stebėjimai atsakys į kai kuriuos mūsų klausimus, ar tiesiog sukurs daugiau neatsakytų klausimų, dar reikia išsiaiškinti.
