Supernovaer er ekstremt energiske og dynamiske hendelser i universet. Den lyseste vi noensinne har observert ble oppdaget i 2015 og var så lys som 570 milliarder soler. Deres lysstyrke betegner deres betydning i kosmos. De produserer de tunge elementene som utgjør mennesker og planeter, og sjokkbølgene deres utløser dannelsen av den neste generasjonen stjerner.
Det er omtrent 3 supernovaer hvert 100 hundre år i Melkeveis galaksen. Gjennom menneskehetens historie er det bare en håndfull supernovaer som er observert. Den tidligste registrerte supernovaen ble observert av kinesiske astronomer i 185 e.Kr. Den mest kjente supernovaen er trolig SN 1054 (historiske supernovaer er kåret til året de ble observert) som skapte Crab Nebula. Nå, takket være alle våre teleskoper og observatorier, er det å observere supernovaer ganske rutinemessig.
Men en ting astronomer aldri har observert er de veldig tidlige stadiene av en supernova. Det endret seg i 2013 da den automatiserte Intermediate Palomar Transient Factory (IPTF) tilfeldigvis fikk øye på en supernova bare 3 timer gammel.
Å oppdage en supernova i løpet av de første timene er ekstremt viktig, fordi vi raskt kan peke andre ‘omfang på det og samle data om SNs avkomstjerne. I dette tilfellet, ifølge en artikkel publisert på Nature Physics, avslørte oppfølgingsobservasjoner en overraskelse: SN 2013fs var omringet av omkretsstellmateriale (CSM) som det kastet ut året før supernova-hendelsen. CSM ble kastet ut med en høy hastighet på omtrent 10 - 3 solmasser per år. I følge papiret kan denne typen ustabilitet være vanlig blant supernovaer.
SN 2013fs var en rød supergigant. Astronomer trodde ikke at de stjernetypene kastet ut materiale før de gikk på supernova. Men oppfølgingsobservasjoner med andre teleskoper viste supernovaeksplosjonen som beveget seg gjennom en sky av materiale som tidligere ble kastet ut av en stjerne. Hva dette betyr for vår forståelse av supernovaer er ikke klart ennå, men det er sannsynligvis en spillbytter.
Å fange den 3 timer gamle SN 2013fs var en ekstremt heldig hendelse. IPTF er en helautomatisert undersøkelse av himmelen. Det er et system med 11 CCD-er installert på et teleskop ved Palomar-observatoriet i California. Det tar eksponeringer på 60 sekunder ved frekvenser fra 5 dagers mellomrom til 90 sekunder fra hverandre. Det er dette som tillot den å fange SN 2013fs i sine tidlige stadier.
Vår forståelse av supernovaer er en blanding av teori og observerte data. Vi vet mye om hvordan de kollapser, hvorfor de kollapser, og hvilke typer supernovaer det er. Men dette er vårt første datapunkt for en SN i de tidlige timene.
SN 2013fs er 160 millioner lysår unna i en spiralarm galakse kalt NGC7610. Det er en type II supernova, noe som betyr at den er minst 8 ganger så massiv som vår sol, men ikke mer enn 50 ganger så massiv. Type II supernovaer observeres stort sett i spiralarmene til galakser.
En supernova er slutttilstanden for noen av stjernene i universet. Men ikke alle stjerner. Bare massive stjerner kan bli supernova. Vår egen sol er altfor liten.
Stjerner er som dynamiske balanseringsvirkninger mellom to krefter: fusjon og tyngdekraft.
Når hydrogen smeltes sammen til helium i midten av en stjerne, forårsaker det et enormt utvendig trykk i form av fotoner. Det er det som lyser og varmer planeten vår. Men stjerner er selvfølgelig enormt massive. Og all den massen er underlagt tyngdekraften, som trekker stjernens masse innover. Så fusjonen og tyngdekraften balanserer hverandre mer eller mindre. Dette kalles stellær likevekt, som er staten vår sol er i, og vil være i flere milliarder år til.
Men stjerner varer ikke evig, eller rettere sagt, hydrogenet deres gjør det ikke. Og når hydrogenet renner ut, begynner stjernen å endre seg. Når det gjelder en massiv stjerne, begynner den å smelte sammen tyngre og tyngre elementer, helt til den smelter sammen jern og nikkel i kjernen. Fusjon av jern og nikkel er en naturlig fusjonsgrense i en stjerne, og når den når jern- og nikkelfusjonsstadiet, stopper fusjonen. Vi har nå en stjerne med en inert kjerne av jern og nikkel.
Nå som fusjonen har stoppet, brytes den stellære likevekten, og det enorme gravitasjonstrykket fra stjernemassen forårsaker et kollaps. Denne raske kollapsen får kjernen til å varme igjen, noe som stopper kollapsen og forårsaker en massiv sjokkbølge utover. Sjokkbølgen treffer det ytre stjernematerialet og sprenger det ut i verdensrommet. Voila, en supernova.
De ekstremt høye temperaturene på sjokkbølgen har en viktigere effekt. Det varmer det stjernemateriale utenfor kjernen, men veldig kort, noe som gjør det mulig å fusjonere elementer som er tyngre enn jern. Dette forklarer hvorfor de ekstremt tunge elementene som uran er mye sjeldnere enn lettere elementer. Bare store nok stjerner som går supernova kan smi de tyngste elementene.
I et nøtteskall, det er en type II supernova, samme type som ble funnet i 2013 da den bare var 3 timer gammel. Hvordan oppdagelsen av CSM som ble kastet ut av SN 2013fs vil øke vår forståelse av supernovaer er ikke helt forstått.
Supernovaer er ganske godt forstått hendelser, men det er fortsatt mange spørsmål rundt dem. Hvorvidt disse nye observasjonene av de aller tidligste stadiene av en supernova vil svare på noen av spørsmålene våre, eller bare skape mer ubesvarte spørsmål, gjenstår å se.
