Τα σουπερνόβα είναι εξαιρετικά ενεργητικά και δυναμικά γεγονότα στο σύμπαν. Το πιο φωτεινό που έχουμε παρατηρήσει ποτέ ανακαλύφθηκε το 2015 και ήταν τόσο φωτεινό όσο 570 δισεκατομμύρια Ήλιοι. Η φωτεινότητά τους υποδηλώνει τη σημασία τους στον Κόσμο. Παράγουν τα βαριά στοιχεία που απαρτίζουν τους ανθρώπους και τους πλανήτες, και τα κύματα τους προκαλούν το σχηματισμό της επόμενης γενιάς των αστεριών.
Υπάρχουν περίπου 3 σουπερνόβα κάθε 100 εκατό χρόνια στον γαλαξία μας. Σε όλη την ανθρώπινη ιστορία, έχουν παρατηρηθεί μόνο λίγες σουπερνόβες. Η πρώτη καταγεγραμμένη σουπερνόβα παρατηρήθηκε από Κινέζους αστρονόμους το 185 μ.Χ. Η πιο διάσημη σουπερνόβα είναι πιθανώς το SN 1054 (οι ιστορικές σουπερνόβα ονομάζονται για το έτος που παρατηρήθηκαν) που δημιούργησαν το νεφέλωμα καβουριού. Τώρα, χάρη σε όλα τα τηλεσκόπια και τα παρατηρητήρια μας, η παρατήρηση των σουπερνόβα είναι αρκετά ρουτίνα.
Αλλά ένα πράγμα που οι αστρονόμοι δεν έχουν παρατηρήσει ποτέ είναι τα πολύ πρώτα στάδια μιας σουπερνόβα. Αυτό άλλαξε το 2013 όταν, κατά τύχη, το αυτοματοποιημένο ενδιάμεσο εργοστάσιο Palomar Transient (IPTF) έβλεπε ένα σουπερνόβα ηλικίας μόλις 3 ωρών.
Ο εντοπισμός ενός σουπερνόβα στις πρώτες ώρες είναι εξαιρετικά σημαντικός, γιατί μπορούμε γρήγορα να δείξουμε άλλα «πεδία» και να συλλέξουμε δεδομένα σχετικά με τον προγονικό αστέρι του SN. Σε αυτήν την περίπτωση, σύμφωνα με μια δημοσίευση που δημοσιεύθηκε στο Nature Physics, οι παρατηρήσεις παρακολούθησης αποκάλυψαν μια έκπληξη: το SN 2013fs περιβαλλόταν από περιστασιακό υλικό (CSM) που έβγαλε το έτος πριν από την εκδήλωση του σουπερνόβα. Το CSM εκτοξεύτηκε με υψηλό ρυθμό περίπου 10 -³ ηλιακών μαζών ετησίως. Σύμφωνα με την εφημερίδα, αυτό το είδος αστάθειας μπορεί να είναι κοινό μεταξύ των σουπερνόβα.
Το SN 2013fs ήταν ένας κόκκινος σούπερ γίγαντας. Οι αστρονόμοι δεν πίστευαν ότι αυτοί οι τύποι αστεριών έβγαλαν υλικό πριν προχωρήσουν σε σουπερνόβα. Ωστόσο, οι παρατηρήσεις παρακολούθησης με άλλα τηλεσκόπια έδειξαν ότι η έκρηξη του σουπερνόβα κινείται μέσα από ένα σύννεφο υλικού που είχε προηγουμένως εκτοξευθεί από ένα αστέρι. Αυτό που σημαίνει για την κατανόηση των σουπερνόβα δεν είναι ακόμη ξεκάθαρο, αλλά είναι πιθανότατα ένα παιχνίδι αλλαγής.
Η σύλληψη του 3χρονου SN 2013fs ήταν ένα εξαιρετικά τυχερό γεγονός. Το IPTF είναι μια πλήρως αυτοματοποιημένη έρευνα ευρέως πεδίου για τον ουρανό. Είναι ένα σύστημα 11 CCD εγκατεστημένο σε ένα τηλεσκόπιο στο Παρατηρητήριο Palomar στην Καλιφόρνια. Χρειάζονται 60 δευτερόλεπτα ανοίγματα σε συχνότητες από 5 ημέρες έως 90 δευτερόλεπτα. Αυτό του επέτρεψε να συλλάβει SN 2013fs στα αρχικά του στάδια.
Η κατανόησή μας για τις σουπερνόβες είναι ένα μείγμα θεωρίας και παρατηρούμενων δεδομένων. Γνωρίζουμε πολλά για το πώς καταρρέουν, γιατί καταρρέουν και τι είδους σουπερνόβα υπάρχουν. Αλλά αυτό είναι το πρώτο σημείο δεδομένων ενός SN στις πρώτες ώρες.
Το SN 2013fs απέχει 160 εκατομμύρια έτη φωτός σε έναν γαλαξία με σπείρα που ονομάζεται NGC7610. Είναι μια σουπερνόβα τύπου II, που σημαίνει ότι είναι τουλάχιστον 8 φορές πιο μεγάλη από τον Ήλιο μας, αλλά όχι περισσότερο από 50 φορές μεγαλύτερη. Οι σουπερνόβα τύπου II παρατηρούνται κυρίως στους σπειροειδείς βραχίονες των γαλαξιών.
Η σουπερνόβα είναι η τελική κατάσταση μερικών από τα αστέρια του σύμπαντος. Αλλά όχι όλα τα αστέρια. Μόνο τα τεράστια αστέρια μπορούν να γίνουν σουπερνόβα. Ο ήλιος μας είναι πολύ μικρός.
Τα αστέρια είναι σαν δυναμικές εξισορροπητικές πράξεις μεταξύ δύο δυνάμεων: σύντηξης και βαρύτητας.
Καθώς το υδρογόνο συντήκεται σε ήλιο στο κέντρο ενός άστρου, προκαλεί τεράστια εξωτερική πίεση με τη μορφή φωτονίων. Αυτό φωτίζει και θερμαίνει τον πλανήτη μας. Αλλά τα αστέρια είναι, φυσικά, τεράστια. Και όλη αυτή η μάζα υπόκειται στη βαρύτητα, η οποία τραβά τη μάζα του αστεριού προς τα μέσα. Έτσι, η σύντηξη και η βαρύτητα εξισορροπούνται λίγο-πολύ. Αυτό ονομάζεται αστρική ισορροπία, που είναι η κατάσταση στην οποία βρίσκεται ο Ήλιος μας, και θα παραμείνει για αρκετά δισεκατομμύρια ακόμη χρόνια.
Αλλά τα αστέρια δεν διαρκούν για πάντα, ή μάλλον, το υδρογόνο τους δεν έχει. Και μόλις εξαντληθεί το υδρογόνο, το αστέρι αρχίζει να αλλάζει. Στην περίπτωση ενός τεράστιου αστεριού, αρχίζει να συγχωνεύει βαρύτερα και βαρύτερα στοιχεία, έως ότου συντήξει σίδηρο και νικέλιο στον πυρήνα του. Η σύντηξη σιδήρου και νικελίου είναι ένα φυσικό όριο σύντηξης σε ένα αστέρι και μόλις φτάσει στο στάδιο σύντηξης σιδήρου και νικελίου, η σύντηξη σταματά. Τώρα έχουμε ένα αστέρι με έναν αδρανή πυρήνα από σίδηρο και νικέλιο.
Τώρα που η σύντηξη έχει σταματήσει, η αστρική ισορροπία έχει σπάσει και η τεράστια βαρυτική πίεση της μάζας του αστεριού προκαλεί κατάρρευση. Αυτή η γρήγορη κατάρρευση αναγκάζει τον πυρήνα να θερμανθεί ξανά, πράγμα που σταματά την κατάρρευση και προκαλεί ένα τεράστιο κύμα προς τα έξω. Το κρουστικό κύμα χτυπά το εξωτερικό αστρικό υλικό και το εκτοξεύει στο διάστημα. Voila, μια σουπερνόβα.
Οι εξαιρετικά υψηλές θερμοκρασίες του κύματος έχουν ένα ακόμη σημαντικό αποτέλεσμα. Θερμαίνει το αστρικό υλικό έξω από τον πυρήνα, αν και πολύ σύντομα, το οποίο επιτρέπει τη σύντηξη στοιχείων βαρύτερα από το σίδερο. Αυτό εξηγεί γιατί τα εξαιρετικά βαριά στοιχεία όπως το ουράνιο είναι πολύ πιο σπάνια από τα ελαφρύτερα στοιχεία. Μόνο αρκετά μεγάλα αστέρια που πηγαίνουν σουπερνόβα μπορούν να σφυρηλατήσουν τα βαρύτερα στοιχεία.
Με λίγα λόγια, αυτό είναι σουπερνόβα τύπου II, ο ίδιος τύπος βρέθηκε το 2013 όταν ήταν μόλις 3 ώρες. Πώς θα ανακαλύψει η ανακάλυψη του CSM από το SN 2013fs, η κατανόησή μας για τις σουπερνόβες δεν είναι πλήρως κατανοητή.
Τα σουπερνόβα είναι αρκετά καλά κατανοητά γεγονότα, αλλά είναι ακόμα πολλά ερωτήματα που τα περιβάλλουν. Αν αυτές οι νέες παρατηρήσεις των πρώτων σταδίων ενός σουπερνόβα θα απαντήσουν σε μερικές από τις ερωτήσεις μας, ή απλά θα δημιουργήσουν περισσότερες αναπάντητες ερωτήσεις, πρέπει να δούμε.
