Supernove so izjemno energični in dinamični dogodki v vesolju. Najsvetlejša, ki smo jo kdaj opazili, je bila odkrita leta 2015 in je bila svetla kot 570 milijard Sončkov. Njihova svetilnost pomeni njihov pomen v kozmosu. Proizvajajo težke elemente, ki sestavljajo ljudi in planete, njihovi udarni valovi pa sprožijo nastanek zvezd naslednje generacije.
Vsakih 100 sto let v galaksiji Mlečna pot nastane približno 3 supernove. Skozi človeško zgodovino so opazili le peščico supernov. Kitajski astronomi so najstarejšo zabeleženo supernovo opazili leta 185 našega štetja. Najbolj znana supernova je verjetno SN 1054 (zgodovinske supernove so poimenovane za leto, ko so jih opazili), ki so ustvarile rakovo meglico. Zdaj po zaslugi vseh naših teleskopov in opazovalnic je opazovanje supernov dokaj rutinsko.
Toda ena stvar, ki jo astronomi še nikoli niso opazili, je zelo zgodnja faza supernove. To se je spremenilo leta 2013, ko je po naključju avtomatizirana vmesna Palomarjeva prehodna tovarna (IPTF) supernove opazila le 3 ure.
Videnje supernove v prvih nekaj urah je izredno pomembno, saj lahko hitro opozorimo na druge dosege in zberemo podatke o zvezdi potomca SN-ja. V tem primeru so po poročanju, objavljenem v reviji Nature Physics, nadaljnja opazovanja razkrila presenečenje: SN 2013fs je bil obkrožen z obodnim materialom (CSM), ki ga je izvrgel v letu pred dogodkom supernove. CSM je bil izpuščen z veliko hitrostjo približno 10 -³ sončne mase na leto. Po navedbah prispevka je ta vrsta nestabilnosti lahko pogosta med supernovami.
SN 2013fs je bil rdeči super velikan. Astronomi niso mislili, da so te vrste zvezd izstrelile material, preden je šla supernova. Toda nadaljnja opazovanja z drugimi teleskopi so pokazala eksplozijo supernove, ki se je premikala skozi oblak materiala, ki ga je prej izstrelila zvezda. Kaj to pomeni za naše razumevanje supernov, še ni jasno, verjetno pa gre za spremembo igre.
Lovljenje 3 ur starega SN 2013fs je bil izjemno srečen dogodek. IPTF je popolnoma avtomatizirano pregledovanje neba s širokim poljem. To je sistem 11 CCD-jev, nameščenih na teleskopu v observatoriju Palomar v Kaliforniji. Osvetlitev traja 60 sekund pri frekvencah od 5 dni do 90 sekund narazen. To je tisto, kar mu je omogočilo, da zajame SN 2013fs v svojih zgodnjih fazah.
Naše razumevanje supernov je mešanica teorije in opazovanih podatkov. Veliko vemo o tem, kako se zrušijo, zakaj propadejo in kakšne vrste supernov obstajajo. Toda to je naša prva podatkovna točka SN v zgodnjih urah.
SN 2013fs je v galaksiji s spiralno roko z imenom NGC7610 oddaljen 160 milijonov svetlobnih let. Supernova tipa II, kar pomeni, da je vsaj 8-krat večja kot naše Sonce, vendar ne več kot 50-krat večja. Supernove vrste II večinoma opazimo v spiralnih krakih galaksij.
Supernova je končno stanje nekaterih zvezd v vesolju. Vendar niso vse zvezde. Samo množične zvezde lahko postanejo supernova. Naše lastno Sonce je veliko premalo.
Zvezde so kot dinamična ravnovesja med dvema silama: zlitjem in gravitacijo.
Ko se vodik zlije v helij v središču zvezde, povzroča ogromen zunanji tlak v obliki fotonov. To je tisto, kar osvetljuje in ogreva naš planet. Toda zvezde so seveda izjemno množične. In vsa ta masa je podvržena gravitaciji, ki maso zvezde potegne navznoter. Tako sta fuzija in gravitacija bolj ali manj enakomerno uravnoteženi. Temu pravimo zvezdno ravnovesje, to je stanje, v katerem je naše Sonce, in bo še nekaj milijard let.
Toda zvezde ne trajajo večno, bolje rečeno, njihov vodik ne. In ko enkrat vodika zmanjka, se začne zvezda spreminjati. Pri masivni zvezdi se začne spajati težje in težje elemente, dokler v svojem jedru ne zlije železo in nikelj. Zlivanje železa in niklja je meja naravne fuzije v zvezdi in ko doseže stopnjo fuzije železa in niklja, se zlivanje ustavi. Zdaj imamo zvezdo z inertno jedro železa in niklja.
Zdaj, ko se je zlivanje ustavilo, je porušeno zvezdno ravnovesje in ogromen gravitacijski pritisk zvezde mase povzroči kolaps. Ta hitri kolaps povzroči, da se jedro spet segreje, kar ustavi kolaps in povzroči ogromen zunanji udar. Šok valovanje zadene zunanji zvezdni material in ga raznese v vesolje. Voila, supernova.
Izredno visoke temperature udarnega vala imajo še en pomemben učinek. Zunanji material greje zunaj jedra, čeprav zelo na kratko, kar omogoča zlivanje elementov težje od železa. To pojasnjuje, zakaj so izjemno težki elementi, kot je uran, veliko redkejši od lažjih. Samo dovolj velike zvezde, ki gredo v supernovo, lahko ponaredijo najtežje elemente.
Na kratko, to je supernova tipa II, iste vrste so našli leta 2013, ko je bila stara le 3 ure. Kako bo odkrivanje CSM-ja, ki ga je izvrgel SN 2013fs, zraslo naše razumevanje supernov, ni popolnoma razjasnjeno.
Supernove so dokaj dobro razumljeni dogodki, toda glede njih je še veliko vprašanj. Ali bodo ta nova opažanja najzgodnejših stopenj supernove odgovorila na nekatera naša vprašanja ali bodo samo ustvarila več neodgovorjenih vprašanj, še ni videti.
