Supernovas ir ārkārtīgi enerģiski un dinamiski notikumi Visumā. Spilgtākais, ko mēs jebkad esam novērojuši, tika atklāti 2015. gadā un bija tikpat spoži kā 570 miljardi saules. To spožums nozīmē to nozīmīgumu kosmosā. Viņi ražo smagos elementus, kas veido cilvēkus un planētas, un viņu triecienvilnis izraisa nākamās zvaigznes paaudzes veidošanos.
Piena ceļa galaktikā ik pēc simts gadiem ir apmēram 3 supernovas. Visā cilvēces vēsturē ir novērota tikai nedaudz supernovu. Agrāk reģistrēto supernovu novēroja ķīniešu astronomi 185 AD. Visslavenākā supernova, iespējams, ir SN 1054 (vēsturiskās supernovas tiek nosauktas par gadu, kad tās tika novērotas), kas izveidoja Krabju miglāju. Pateicoties visiem mūsu teleskopiem un observatorijām, supernovu novērošana ir diezgan ierasta lieta.
Bet viena lieta, ko astronomi nekad nav novērojuši, ir supernovas ļoti agrīnie posmi. Tas mainījās 2013. gadā, kad nejauši automatizētā Palomar īslaicīgās pārejas rūpnīca (IPTF) pamanīja supernovu, kas bija tikai 3 stundas veca.
Supernovas pamanīšana dažās pirmajās stundās ir ārkārtīgi svarīga, jo mēs varam ātri norādīt uz citām “tvērumiem” un apkopot datus par SN zvaigznīti. Šajā gadījumā saskaņā ar rakstu, kas publicēts žurnālā Nature Physics, papildu novērojumi atklāja pārsteigumu: SN 2013fs ieskauj apļveida materiāls (CSM), kuru tas izmeta gadā pirms supernovas notikuma. CSM tika izmests ar lielu ātrumu - apmēram 10 -3 saules masas gadā. Saskaņā ar pētījumu šāda veida nestabilitāte varētu būt izplatīta supernovu vidū.
SN 2013fs bija sarkans super gigants. Astronomi nedomāja, ka šāda veida zvaigznes pirms supernovas iziešanas izmeta materiālu. Bet papildu novērojumi ar citiem teleskopiem parādīja supernovas eksploziju, pārvietojoties pa materiāla mākoni, kuru zvaigzne iepriekš bija izmetusi. Ko tas nozīmē mūsu izpratnei par supernovām, vēl nav skaidrs, bet tas, iespējams, ir spēles mainītājs.
Noķert 3 stundas veco SN 2013fs bija ārkārtīgi veiksmīgs notikums. IPTF ir pilnībā automatizēts plaša mēroga debesu pētījums. Tā ir 11 CCD sistēma, kas uzstādīta uz teleskopa Palomar observatorijā Kalifornijā. Tas prasa 60 sekunžu ekspozīcijas ar frekvenci no 5 dienu intervāla līdz 90 sekundēm. Tas ļāva tai iegūt SN 2013fs agrīnā stadijā.
Mūsu izpratne par supernovām ir teorijas un novēroto datu sajaukums. Mēs daudz zinām par to, kā viņi sabrūk, kāpēc tie sabrūk un kāda veida supernovas pastāv. Bet tas ir mūsu pirmais SN datu punkts agrīnajās stundās.
SN 2013fs atrodas 160 miljonu gaismas gadu attālumā spirālveida galaktikā ar nosaukumu NGC7610. Tā ir II tipa supernova, kas nozīmē, ka tā ir vismaz 8 reizes masīvāka nekā mūsu saule, bet ne vairāk kā 50 reizes masīva. II tipa supernovas lielākoties tiek novērotas galaktiku spirālveida daļās.
Supernova ir dažu Visuma zvaigžņu beigu stāvoklis. Bet ne visas zvaigznes. Tikai masīvas zvaigznes var kļūt par supernovu. Mūsu pašu Saule ir par maz.
Zvaigznes ir kā dinamiski balansēšanas akti starp diviem spēkiem: saplūšanu un smagumu.
Tā kā ūdeņradis tiek sakausēts hēlijā zvaigznes centrā, tas rada milzīgu ārēju spiedienu fotonu formā. Tas ir tas, kas apgaismo un sasilda mūsu planētu. Bet zvaigznes, protams, ir ārkārtīgi masīvas. Un visa šī masa ir pakļauta smagumam, kas zvaigznes masu velk uz iekšu. Tātad saplūšana un smagums vairāk vai mazāk līdzsvaro viens otru. To sauc par zvaigžņu līdzsvaru, kāds ir stāvoklis, kurā atrodas mūsu Saule, un tas būs vēl vairākus miljardus gadu.
Bet zvaigznes nav mūžīgi, vai drīzāk to ūdeņradis nav. Kad ūdeņradis iztek, zvaigzne sāk mainīties. Masīvas zvaigznes gadījumā tā sāk saplūst ar smagākiem un smagākiem elementiem, līdz tā kodolā sakausē dzelzi un niķeli. Dzelzs un niķeļa saplūšana ir dabiska saplūšanas robeža zvaigznē, un, kad tā sasniedz dzelzs un niķeļa saplūšanas stadiju, saplūšana apstājas. Mums tagad ir zvaigzne ar inertu dzelzs un niķeļa serdi.
Tagad, kad saplūšana ir apstājusies, zvaigžņu līdzsvars ir pārtraukts, un milzīgais zvaigznes masas gravitācijas spiediens izraisa sabrukumu. Šī straujā sabrukuma dēļ kodols atkal sasilst, kas aptur sabrukumu un izraisa masīvu ārēju triecienvilni. Triecienvilnis triecas pret ārējo zvaigžņu materiālu un izpludina to kosmosā. Voila, supernova.
Īpaši augstajai triecienviļņa temperatūrai ir vēl viens būtisks efekts. Tas silda zvaigžņu materiālu ārpus kodola, lai arī ļoti īsi, kas ļauj sakausēt elementus, kas ir smagāki par dzelzi. Tas izskaidro, kāpēc ārkārtīgi smagie elementi, piemēram, urāns, ir daudz retāki nekā vieglāki elementi. Smagākos elementus var kalpot tikai pietiekami lielas zvaigznes, kas iziet supernovā.
Īsumā, tas ir II tipa supernova, tas pats tips tika atrasts 2013. gadā, kad tas bija tikai 3 stundas vecs. Nav pilnībā saprotams, kā SN 2013fs izmestais CSM atklājums palielinās mūsu izpratni par supernovām.
Supernovas ir diezgan labi saprotami notikumi, taču to apkārtējie jautājumi joprojām ir daudzi. Tas, vai šie jaunie novērojumi par supernovas ļoti agrīnajiem posmiem atbildēs uz dažiem mūsu jautājumiem vai arī radīs vairāk neatbildētu jautājumu, vēl ir jānovērtē.
