Supernoovad on universumis äärmiselt energilised ja dünaamilised sündmused. Kõige eredam, mida me kunagi täheldanud oleme, avastati 2015. aastal ja see oli ere kui 570 miljardit päikest. Nende heledus tähendab nende olulisust kosmoses. Nad toodavad raskeid elemente, millest inimesed ja planeedid koosnevad, ja nende lööklained vallandavad järgmise põlvkonna tähtede moodustumise.
Linnutee galaktikas on iga saja saja aasta tagant umbes 3 supernoovat. Inimkonna ajaloo vältel on täheldatud ainult käputäis supernoove. Varaseimat registreeritud supernoovat vaatasid Hiina astronoomid 185 AD pKr. Kõige kuulsam supernoova on tõenäoliselt SN 1054 (ajaloolisi supernoovasid nimetatakse nende vaatlusaastaks), mis lõi Krabi udukogu. Tänu kõigile meie teleskoopidele ja observatooriumidele on supernoovade vaatlemine üsna rutiinne.
Kuid üks asi, mida astronoomid pole kunagi täheldanud, on supernoova väga varased staadiumid. See muutus 2013. aastal, kui juhuslikult nägi automatiseeritud vahepealne Palomari siirdetehas (IPTF) vaid 3-tunnist supernoovat.
Supernoovade märkamine selle esimestel tundidel on äärmiselt oluline, kuna saame sellele kiiresti suunata teisi ulatusi ja koguda andmeid SN eellastähe kohta. Sel juhul ilmutasid ajakirjas Nature Physics ilmunud artikli kohaselt järelvaatlused üllatust: SN 2013fs oli ümbritsetud ümmarguse materjaliga (CSM), mille ta väljus supernoova sündmusele eelnenud aastal. CSM eraldus suurel kiirusel - umbes 10 -3 päikesemassi aastas. Paberi andmetel võib selline ebastabiilsus olla supernoovade seas tavaline.
SN 2013fs oli punane superhiiglane. Astronoomid ei osanud arvata, et seda tüüpi tähed heitsid enne supernoova minekut materjali välja. Kuid teiste teleskoopide abil tehtud vaatluste põhjal selgus supernoova plahvatus, mis liikus läbi tähe varem väljunud materjalipilve. Mida see meie supernoovade mõistmiseks tähendab, pole veel selge, kuid tõenäoliselt on see mängude vahetaja.
3-tunnise SN 2013fi püüdmine oli äärmiselt õnnelik sündmus. IPTF on täisautomaatne laia taeva uuring. See on 11 CCD süsteem, mis on paigaldatud teleskoobile Palomari observatooriumis Californias. See võtab 60-sekundilise särituse sagedustel 5-päevase vahega 90-sekundilise vahega. See võimaldas tal jäädvustada SN 2013fs varases staadiumis.
Meie arusaam supernoovadest on segu teooriast ja vaadeldud andmetest. Me teame palju, kuidas nad varisevad, miks nad varisevad ja mis tüüpi supernoovad seal on. Kuid see on meie esimene SNi alguspunkt.
SN 2013fs asub 160 miljoni valgusaasta kaugusel spiraalvarrega galaktikas nimega NGC7610. See on II tüüpi supernoova, mis tähendab, et see on vähemalt 8 korda massiivsem kui meie Päike, kuid mitte rohkem kui 50 korda massiivne. II tüüpi supernoovasid täheldatakse enamasti galaktikate spiraalharudes.
Supernoova on universumi mõnede tähtede lõppseisund. Kuid mitte kõik tähed. Ainult massiivsed tähed võivad muutuda supernoovaks. Meie enda Päike on liiga väike.
Tähed on nagu dünaamilised tasakaalustavad toimingud kahe jõu vahel: sulandumine ja gravitatsioon.
Kuna vesinik on sulatatud tähe keskel heeliumiks, põhjustab see tohutut välist survet footonite kujul. Just see süttib ja soojendab meie planeeti. Kuid staarid on muidugi tohutult tohutud. Ja kogu see mass allub gravitatsioonile, mis tõmbab tähe massi sissepoole. Nii tasakaalus fusioon ja gravitatsioon enam-vähem üksteist tasakaalus. Seda nimetatakse tähe tasakaaluks, mis on meie Päikese seisund ja mis on veel mitme miljardi aasta jooksul.
Kuid tähed ei kesta igavesti või õigemini nende vesinik puudub. Ja kui vesinik saab otsa, hakkab täht muutuma. Massiivse tähe korral hakkab see raskemaid ja raskemaid elemente sulatama, kuni see südamikus sulatab rauda ja niklit. Raua ja nikli sulandumine on tähe loomulik liitumispiir ja kui see jõuab raua ja nikli ühinemise etapini, sulandumine peatub. Nüüd on meil täht, millel on inertse raua ja nikli südamik.
Nüüd, kui termotuumasüntees on lakanud, on tähe tasakaal tasakaalust väljas ja tähe massi tohutu gravitatsiooniline rõhk põhjustab kokkuvarisemise. See kiire kokkuvarisemine põhjustab südamiku uuesti kuumutamist, mis peatab varisemise ja põhjustab massiivse väljapoole lööklaine. Lööklaine tabab välimist tähematerjali ja lööb selle kosmosesse. Voila, supernoova.
Lööklaine eriti kõrgetel temperatuuridel on veel üks oluline mõju. See soojendab tähematerjali väljaspool südamikku, kuigi väga lühidalt, mis võimaldab sulatada rauda raskemaid elemente. See selgitab, miks sellised eriti rasked elemendid nagu uraan on palju haruldasemad kui kergemad elemendid. Ainult piisavalt suured tähed, mis lähevad supernoovaks, võivad sepistada kõige raskemad elemendid.
Lühidalt, see on II tüübi supernoova, sama tüüp leiti 2013. aastal, kui ta oli vaid 3 tundi vana. Kuidas SN 2013f-i poolt välja lastud CSM-i avastus meie arusaama supernoovadest kasvatab, pole veel täielikult teada.
Supernoovad on üsna hästi mõistetavad sündmused, kuid nende ümber on endiselt palju küsimusi. Kas need uued tähelepanekud supernoova kõige varasemate etappide kohta vastavad mõnele meie küsimusele või tekitavad lihtsalt rohkem vastamata küsimusi, jääb üle vaadata.
