Суперновите са изключително енергични и динамични събития във Вселената. Най-ярката, която някога сме наблюдавали, беше открита през 2015 г. и беше ярка като 570 милиарда слънца. Тяхната светимост означава тяхното значение в Космоса. Те произвеждат тежките елементи, които съставят хора и планети, а техните ударни вълни задействат формирането на следващото поколение звезди.
На всеки 100 сто години в галактиката Млечен път има около 3 свръхнови. През цялата човешка история са наблюдавани само шепа свръхнови. Най-ранната регистрирана свръхнова е наблюдавана от китайските астрономи през 185 г. сл. Хр. Най-известната свръхнова вероятно е SN 1054 (историческите свръхнове са наречени за годината, в която са били наблюдавани), която създава Мъглявината на Раците. Сега, благодарение на всички наши телескопи и обсерватории, наблюдаването на свръхнови е доста рутинно.
Но едно нещо, което астрономите никога не са наблюдавали, са много ранните етапи на свръхнова. Това се промени през 2013 г., когато по случайност автоматизираната междинна фабрика на Palomar Transient (IPTF) забеляза свръхнова само на 3 часа.
Отбелязването на свръхнови в първите му часове е изключително важно, защото можем бързо да насочим към други „обхвати“ и да съберем данни за звездата на потомството на SN. В този случай, според документ, публикуван в Nature Physics, последващите наблюдения разкриха изненада: SN 2013fs беше заобиколен от обиколен материал (CSM), който изхвърли през годината преди събитието на свръхновата. CSM се изхвърля с висока скорост от приблизително 10 -³ слънчеви маси годишно. Според документа този вид нестабилност може да е често срещан сред свръхновите.
SN 2013fs беше червен супер-гигант. Астрономите не са мислели, че тези видове звезди изхвърлят материал преди да настъпят свръхнови. Но последващи наблюдения с други телескопи показаха, че експлозията на свръхновата се движи през облак от материал, изхвърлен по-рано от звезда. Какво означава това за нашето разбиране на свръхновите, все още не е ясно, но вероятно е смяна на играта.
Хващането на 3-часовия SN 2013fs беше изключително щастливо събитие. IPTF е напълно автоматизирано широко полево изследване на небето. Това е система от 11 CCD, инсталирани на телескоп в обсерваторията Palomar в Калифорния. Необходими са 60 секундни експозиции при честоти от 5 дни до 90 секунди. Именно това му позволи да заснеме SN 2013fs в началните си етапи.
Нашето разбиране за свръхнови е смесица от теория и наблюдавани данни. Знаем много за това как те се сриват, защо се срутват и какви видове свръхнови има. Но това е първата ни точка от данни на SN в ранните му часове.
SN 2013fs е на 160 милиона светлинни години в галактика със спирална ръка, наречена NGC7610. Тя е свръхнова тип II, което означава, че е поне 8 пъти по-масивна от нашето Слънце, но не повече от 50 пъти по-масивна. Свръхновите тип II се наблюдават най-вече в спиралните рамена на галактиките.
Супернова е крайното състояние на някои от звездите във Вселената. Но не всички звезди. Само масивни звезди могат да станат супернова. Нашето Слънце е твърде малко.
Звездите са като динамични балансиращи действия между две сили: синтез и гравитация.
Тъй като водородът се слива в хелий в центъра на звезда, той предизвиква огромно външно налягане под формата на фотони. Именно това осветява и затопля нашата планета. Но звездите, разбира се, са изключително масивни. И цялата тази маса е подложена на гравитация, която дърпа масата на звездата навътре. Така синтезът и гравитацията повече или по-малко се балансират взаимно. Това се нарича звездно равновесие, което е състоянието, в което е Слънцето, и ще бъде още няколко милиарда години.
Но звездите не траят вечно, или по-скоро, водородът им не. И след като водородът изтича, звездата започва да се променя. В случай на масивна звезда, тя започва да запалва все по-тежки и по-тежки елементи, докато не съедини желязо и никел в сърцевината си. Сплавянето на желязо и никел е естествена граница на синтез в една звезда и след като достигне стадия на сливане на желязо и никел, синтезът спира. Сега имаме звезда с инертна сърцевина от желязо и никел.
Сега, когато сливането е спряло, звездното равновесие е нарушено и огромното гравитационно налягане на масата на звездата предизвиква срив. Този бърз срив кара сърцевината отново да се нагрява, което спира колапса и причинява масивна външна вълна. Ударната вълна удря външния звезден материал и го изхвърля в космоса. Вуала, супернова.
Изключително високите температури на ударната вълна имат още един важен ефект. Той загрява звездния материал извън сърцевината, макар и много за кратко, което позволява синтеза на елементи по-тежък от желязото. Това обяснява защо изключително тежките елементи като уран са много по-редки от по-леките елементи. Само достатъчно големи звезди, които отиват свръхнова, могат да изковават най-тежките елементи.
С две думи, това е свръхнова тип II, същият тип открит през 2013 г., когато беше само на 3 часа. Как откриването на CSM, изхвърлено от SN 2013fs, ще нарасне разбирането ни за свръхнови, не е напълно разбрано.
Суперновите са доста добре разбрани събития, но все още са много въпроси, които ги заобикалят. Дали тези нови наблюдения на най-ранните етапи на свръхновите ще отговорят на някои от нашите въпроси, или просто ще създадат повече въпроси без отговор, остава да видим.
