Supernovat ovat erittäin energisiä ja dynaamisia tapahtumia maailmankaikkeudessa. Kirkkain, mitä olemme koskaan havainneet, löydettiin vuonna 2015 ja se oli kirkas kuin 570 miljardia aurinkoa. Niiden valoisuus merkitsee niiden merkitystä kosmossa. Ne tuottavat ihmisiä ja planeettoja muodostavia raskaita elementtejä, ja niiden aaltovalot laukaisevat seuraavan sukupolven tähtiä.
Linnunradan galaksissa on noin 3 supernovaa joka 100 sata vuotta. Koko ihmiskunnan historian aikana on havaittu vain kourallinen supernoovia. Kiinalaiset tähtitieteilijät havaitsivat varhaisimman supernovan vuonna 185 jKr. Kuuluisin supernova on luultavasti SN 1054 (historialliset supernoovat on nimetty sille vuodelle, jona ne havaittiin), joka loi Rapu-udoksen. Nyt kaikkien kaukoputkidemme ja observatorioidemme ansiosta supernoovien tarkkailu on melko rutiininomaista.
Mutta yksi asia, jota tähtitieteilijät eivät ole koskaan havainneet, on supernovan hyvin varhaiset vaiheet. Se muuttui vuonna 2013, kun sattumanvaraisesti automaattinen väliaikainen Palomar Transient Factory (IPTF) havaitsi vain 3 tuntia vanhan supernoovan.
Supernovan havaitseminen muutamassa ensimmäisessä tunnissa on erittäin tärkeää, koska voimme osoittaa siihen nopeasti muut laajuudet ja kerätä tietoja SN: n progenitoritähteestä. Tässä tapauksessa Nature Physics -julkaisun mukaan seurantahavainnot paljastivat yllätyksen: SN 2013fs oli ympäröimä ympyrämäisestä materiaalista (CSM), jonka se työnsi ulos vuonna ennen supernoovatapahtumaa. CSM irrotettiin suurella nopeudella, noin 10 -3 aurinkomassoa vuodessa. Lehden mukaan tällainen epävakaus saattaa olla yleinen supernoovien keskuudessa.
SN 2013fs oli punainen super-jättiläinen. Tähtitieteilijät eivät uskoneet, että tällaiset tähdet ovat poistaneet materiaalia ennen supernovan menemistä. Mutta seurantahavainnot muiden teleskooppien kanssa osoittivat supernoovan räjähdyksen liikkuvan tähtiä aikaisemmin lähettämän materiaalipilven läpi. Mitä tämä tarkoittaa ymmärtämistämme supernovoista, ei ole vielä selvää, mutta se on todennäköisesti pelinvaihtaja.
3 tunnin vanhan SN 2013fs -kampanjan kiinniotto oli erittäin onnellinen tapahtuma. IPTF on täysin automaattinen taivaan laajakenttämittaus. Se on 11 CCD: n järjestelmä, joka on asennettu kaukoputkeen Palomarin observatoriossa Kaliforniassa. Se vie 60 sekunnin valotuksen taajuuksilla 5 päivän väleistä 90 sekunnin välein. Tämän ansiosta se pystyi vangitsemaan SN 2013f: n varhaisessa vaiheessa.
Ymmärryksemme supernovoista on sekoitus teoriaa ja havaittua tietoa. Me tiedämme paljon siitä, kuinka ne romahtavat, miksi ne romahtavat ja millaisia supernoovia on. Mutta tämä on SN: n ensimmäinen tietopiste varhaisina aikoinaan.
SN 2013fs on 160 miljoonan valovuoden päässä spiraalivarren galaksissa nimeltään NGC7610. Se on tyypin II supernova, tarkoittaen, että se on vähintään 8 kertaa yhtä massiivinen kuin aurinko, mutta enintään 50 kertaa yhtä massiivinen. Tyypin II supernovat havaitaan enimmäkseen galaksien spiraalivarsissa.
Supernova on joidenkin maailmankaikkeuden tähtipisteiden lopputila. Mutta eivät kaikki tähdet. Vain massiivisista tähtiistä voi tulla supernova. Oma aurinko on aivan liian pieni.
Tähdet ovat kuin dynaamiset tasapainotustoimet kahden voiman välillä: fuusio ja painovoima.
Koska vety sulautuu heliumiin tähden keskellä, se aiheuttaa valtavan ulkoisen paineen fotonien muodossa. Juuri se valaisee ja lämmittää planeettamme. Mutta tähdet ovat tietysti erittäin massiivisia. Ja koko tuo massa on painovoiman alainen, mikä vetää tähden massan sisäänpäin. Joten fuusio ja painovoima tasapainottavat toisiaan. Tätä kutsutaan tähtitasapainoksi, joka on tila, jossa aurinko on ja joka tulee olemaan vielä useita miljardia vuotta.
Mutta tähdet eivät kestä ikuisesti, tai pikemminkin niiden vety ei ole. Ja kun vety loppuu, tähti alkaa muuttua. Massiivisen tähden tapauksessa se alkaa sulautua raskaampia ja raskaampia elementtejä, kunnes se sulauttaa rautaa ja nikkeliä ytimeensä. Raudan ja nikkelin fuusio on luonnollinen fuusioraja tähdessä, ja kun se on saavuttanut raudan ja nikkelin fuusiovaiheen, fuusio pysähtyy. Meillä on nyt tähti inertillä raudan ja nikkelin ytimellä.
Nyt kun fuusio on pysähtynyt, tähtitasapaino on katkennut ja tähden massan valtava painovoimapaine aiheuttaa romahduksen. Tämä nopea romahdus saa ytimen uudelleen kuumenemaan, mikä pysäyttää romahduksen ja aiheuttaa massiivisen ulospäin tapahtuvan iskuaallon. Iskuaalto osuu ulompaan tähtimateriaaliin ja räjäyttää sen avaruuteen. Voila, supernova.
Iskutallon erittäin korkealla lämpötilalla on vielä yksi tärkeä vaikutus. Se kuumentaa ytimen ulkopuolella olevaa tähtimateriaalia, tosin hyvin lyhyesti, mikä mahdollistaa rautaa raskaampien elementtien sulamisen. Tämä selittää, miksi erittäin raskaat elementit, kuten uraani, ovat paljon harvinaisempia kuin kevyemmät. Vain tarpeeksi suuret supernovaan menevät tähdet voivat taata raskaimmat elementit.
Lyhyesti sanottuna, että on tyypin II supernova, sama tyyppi löytyi vuonna 2013, kun se oli vain 3 tuntia vanha. Kuinka SN 2013f: n poistama CSM: n löytö kasvattaa ymmärrystämme supernovoista, ei ole täysin ymmärretty.
Supernovat ovat melko hyvin ymmärrettyjä tapahtumia, mutta niitä ympäröivät monet kysymykset. Joko nähdään, vastaavatko nämä uudet havainnot supernovan varhaisimmista vaiheista joihinkin kysymyksiimme vai luodaanko vain enemmän vastaamattomia kysymyksiä?
