Supernovy jsou mimořádně energetické a dynamické události ve vesmíru. Nejjasnější, jaký jsme kdy pozorovali, byl objeven v roce 2015 a byl tak jasný jako 570 miliard Slunce. Jejich jasnost znamená jejich význam ve vesmíru. Vytvářejí těžké prvky, které vytvářejí lidi a planety, a jejich rázové vlny spouštějí vznik další generace hvězd.
V galaxii Mléčná dráha je každých 100 set let asi 3 supernovy. V celé lidské historii byla pozorována pouze hrstka supernov. Nejdříve zaznamenaná supernova byla pozorována čínskými astronomy v roce 185 nl. Nejslavnější supernova je pravděpodobně SN 1054 (historické supernovy jsou pojmenovány pro rok, kdy byly pozorovány), které vytvořilo Krabí mlhovinu. Nyní, díky všem našim dalekohledům a observatořům, je pozorování supernov docela běžné.
Ale jedna věc, kterou astronomové nikdy nezpozorovali, jsou velmi raná stádia supernovy. To se změnilo v roce 2013, kdy se automatizovanou továrnou na přechodnou továrnu na palomar (IPTF) náhodou podařilo vidět supernovu starou pouze 3 hodiny.
Hledání supernov v prvních několika hodinách je nesmírně důležité, protože na to můžeme rychle zaměřit další other rozsahy a shromažďovat údaje o progenitorové hvězdě SN. V tomto případě, podle příspěvku publikovaného v Nature Physics, následná pozorování odhalila překvapení: SN 2013fs byl obklopen obřadním materiálem (CSM), který vyhodil v roce před událostí supernovy. CSM byl vypuzován vysokou rychlostí přibližně 10-3 solárních hmot za rok. Podle papíru by tato nestabilita mohla být u supernov běžná.
SN 2013fs byl červený super-obr. Astronomové si nemysleli, že tyto typy hvězd vyhodily materiál před tím, než šly na supernovu. Následná pozorování s jinými dalekohledy však ukázala výbuch supernovy pohybující se skrz oblak materiálu, který byl předtím vypuštěn hvězdou. Co to znamená pro naše pochopení supernov, není zatím jasné, ale pravděpodobně jde o měnič her.
Chytání tříhodinového SN 2013fs bylo nesmírně šťastnou událostí. IPTF je plně automatizovaný širokoúhlý průzkum oblohy. Je to systém 11 CCD instalovaných na dalekohledu na Palomar Observatory v Kalifornii. Trvá 60 sekund expozice při frekvencích od 5 dnů do 90 sekund. To jí umožnilo zachytit SN 2013fs v raných fázích.
Naše chápání supernov je směsí teorie a pozorovaných dat. Víme hodně o tom, jak se zhroutí, proč se zhroutí a jaké druhy supernov existují. Ale toto je náš první datový bod SN v jeho raných hodinách.
SN 2013fs je od galaxie se spirálovým ramenem NGC7610 vzdálena 160 milionů světelných let. Je to supernova typu II, což znamená, že je nejméně 8krát tak masivní jako naše Slunce, ale ne více než 50krát tak masivně. Supernovy typu II jsou většinou pozorovány ve spirálních ramenech galaxií.
Supernova je konečný stav některých hvězd ve vesmíru. Ale ne všechny hvězdy. Supernova se mohou stát pouze obrovské hvězdy. Naše vlastní Slunce je příliš malé.
Hvězdy jsou jako dynamické vyrovnávací účinky mezi dvěma silami: fúze a gravitace.
Když je vodík fúzován do helia ve středu hvězdy, způsobuje enormní vnější tlak ve formě fotonů. To je to, co svítí a zahřívá naši planetu. Ale hvězdy jsou samozřejmě nesmírně masivní. A veškerá ta hmota podléhá gravitaci, která přitahuje hmotu hvězdy dovnitř. Fúze a gravitace se více či méně vzájemně vyrovnávají. Tomu se říká hvězdná rovnováha, což je stav, ve kterém je naše Slunce, a bude to ještě několik miliard let.
Hvězdy ale netrvají věčně, nebo spíše jejich vodík není. A jakmile dojde vodík, hvězda se začne měnit. V případě masivní hvězdy začíná tavit těžší a těžší prvky, dokud ve svém jádru nerozpojí železo a nikl. Fúze železa a niklu je přirozeným limitem fúze ve hvězdě a jakmile dosáhne fáze fúze železa a niklu, fúze se zastaví. Nyní máme hvězdu s inertním jádrem ze železa a niklu.
Teď, když se fúze zastavila, je narušena hvězdná rovnováha a obrovský gravitační tlak hmoty hvězdy způsobuje kolaps. Tento rychlý kolaps způsobí opětovné zahřátí jádra, které zastaví kolaps a způsobí masivní vnější rázovou vlnu. Rázová vlna zasáhne vnější hvězdný materiál a vypálí ho do vesmíru. Voila, supernova.
Extrémně vysoké teploty rázové vlny mají ještě jeden důležitý účinek. Zahřívá hvězdný materiál mimo jádro, i když velmi stručně, což umožňuje fúzi prvků těžších než železo. To vysvětluje, proč jsou extrémně těžké prvky, jako je uran, mnohem vzácnější než lehčí prvky. Pouze ty velké hvězdy, které jdou supernovou, mohou vytvořit nejtěžší prvky.
Stručně řečeno, jedná se o supernovu typu II, stejný typ, který byl nalezen v roce 2013, kdy byla stará pouze 3 hodiny. Jak rozmnoží objev CSM vyhozen SN 2013fs, naše chápání supernov není zcela pochopeno.
Supernovy jsou docela dobře pochopitelné události, ale jejich mnoho otázek je stále obklopuje. Zda tato nová pozorování nejranějších stádií supernovy zodpoví některé z našich otázek, nebo jen vytvoří více nezodpovězených otázek, zbývá teprve uvidět.
