Supernovaer er ekstremt energiske og dynamiske begivenheder i universet. Den lyseste, vi nogensinde har observeret, blev opdaget i 2015 og var så lys som 570 milliarder solskins. Deres lysstyrke betegner deres betydning i kosmos. De producerer de tunge elementer, der udgør mennesker og planeter, og deres chokbølger udløser dannelsen af den næste generation af stjerner.
Der er omkring 3 supernovaer hvert 100 hundrede år i Mælkevejen. Gennem menneskets historie er der kun observeret en håndfuld supernovaer. Den tidligste registrerede supernova blev observeret af kinesiske astronomer i 185 e.Kr. Den mest berømte supernova er sandsynligvis SN 1054 (historiske supernovaer er navngivet til det år, de blev observeret), som skabte Krabbe-tåge. Takket være alle vores teleskoper og observatorier er det at se supernovaer ret rutinemæssigt.
Men en ting astronomer aldrig har observeret er de meget tidlige stadier af en supernova. Det ændrede sig i 2013, da den automatiserede mellemliggende Palomar Transient Factory (IPTF) tilfældigt fik øje på en supernova kun 3 timer gammel.
At se en supernovae i de første par timer er ekstremt vigtigt, fordi vi hurtigt kan pege andre ‘scopes mod det og indsamle data om SN's efterkommere. I dette tilfælde afslørede opfølgningsobservationer ifølge en artikel, der blev offentliggjort på Nature Physics, en overraskelse: SN 2013fs var omgivet af cirkumstellært materiale (CSM), som det kastede ud året før supernova-begivenheden. CSM blev sprøjtet ud med en høj hastighed på ca. 10 ³ solmasser om året. Ifølge papiret kan denne form for ustabilitet være almindelig blandt supernovaer.
SN 2013fs var en rød supergigant. Astronomer troede ikke, at disse typer af stjerner kastede materiale ud før de gik supernova. Men opfølgningsobservationer med andre teleskoper viste supernova-eksplosionen, der bevægede sig gennem en sky af materiale, der tidligere blev kastet ud af en stjerne. Hvad dette betyder for vores forståelse af supernovaer er ikke klart endnu, men det er sandsynligvis en spiludveksler.
At fange den 3 timer gamle SN 2013fs var en ekstremt heldig begivenhed. IPTF er en fuldautomatisk bredfeltundersøgelse af himlen. Det er et system med 11 CCD'er installeret på et teleskop ved Palomar-observatoriet i Californien. Det tager 60 sekunders eksponering ved frekvenser fra 5 dages mellemrum til 90 sekunders mellemrum. Det er dette, der gjorde det muligt for den at fange SN 2013fs i sine tidlige stadier.
Vores forståelse af supernovaer er en blanding af teori og observerede data. Vi ved meget om, hvordan de kollapser, hvorfor de kollapser, og hvilke typer supernovaer der er. Men dette er vores første datapunkt for en SN i dens tidlige timer.
SN 2013fs er 160 millioner lysår væk i en spiralarm-galakse kaldet NGC7610. Det er en type II supernova, hvilket betyder, at den er mindst 8 gange så massiv som vores sol, men ikke mere end 50 gange så massiv. Type II supernovaer observeres for det meste i spiralarmerne i galakser.
En supernova er sluttilstanden for nogle af stjernerne i universet. Men ikke alle stjerner. Kun massive stjerner kan blive supernova. Vores egen sol er alt for lille.
Stjerner er som dynamiske afbalancerende handlinger mellem to kræfter: fusion og tyngdekraft.
Når brint smeltes sammen til helium i midten af en stjerne, forårsager det et enormt udadtryk i form af fotoner. Det er det, der tænder og varmer vores planet. Men stjerner er selvfølgelig enormt massive. Og al den masse er underlagt tyngdekraften, der trækker stjernens masse indad. Så fusionen og tyngdekraften balancerer hinanden mere eller mindre. Dette kaldes stjernevægt, hvilket er den tilstand, vores sol er i, og vil være i flere milliarder år til.
Men stjerner holder ikke evigt, eller rettere, deres brint gør det ikke. Og når brintet løber ud, begynder stjernen at ændre sig. I tilfælde af en massiv stjerne begynder den at smelte sammen tyngre og tungere elementer, indtil den smelter sammen jern og nikkel i kernen. Fusionen af jern og nikkel er en naturlig fusionsgrænse i en stjerne, og når den når jern- og nikkelfusionsstadiet, stopper fusionen. Vi har nu en stjerne med en inert kerne af jern og nikkel.
Nu hvor fusionen er stoppet, brydes den stære ligevægt, og det enorme tyngdekraft fra stjernens masse forårsager et sammenbrud. Denne hurtige kollaps får kernen til at varme igen, hvilket stopper sammenbruddet og forårsager en massiv udvendig stødbølge. Stødbølgen rammer det ydre stjernemateriale og sprænger det ud i rummet. Voila, en supernova.
Stødbølgens ekstremt høje temperaturer har en mere vigtig effekt. Det opvarmer det stjernemateriale uden for kernen, skønt meget kort, hvilket tillader sammensmeltning af elementer, der er tungere end jern. Dette forklarer, hvorfor de ekstremt tunge elementer som uran er meget sjældnere end lettere elementer. Kun store nok stjerner, der går supernova, kan smede de tyngste elementer.
Kort sagt, det er en type II supernova, den samme type, der blev fundet i 2013, da den kun var 3 timer gammel. Hvordan opdagelsen af CSM, der blev udkastet af SN 2013fs, vil øge vores forståelse af supernovaer er ikke fuldt ud forstået.
Supernovaer er forholdsvis velforståede begivenheder, men det er stadig mange spørgsmål, der omgiver dem. Hvorvidt disse nye observationer af de aller tidligste stadier af en supernovae vil besvare nogle af vores spørgsmål, eller bare skabe flere ubesvarede spørgsmål, gjenstår at se.
