Süpernovalar evrendeki son derece enerjik ve dinamik olaylardır. Şimdiye kadar gözlemlediğimiz en parlak olanı 2015 yılında keşfedildi ve 570 milyar Güneş kadar parlaktı. Parlaklıkları, kozmostaki önemlerini gösterir. İnsanları ve gezegenleri oluşturan ağır elementleri üretirler ve şok dalgaları yeni nesil yıldızların oluşumunu tetikler.
Samanyolu galaksisinde her 100 yüz yılda bir yaklaşık 3 süpernova var. İnsanlık tarihi boyunca sadece bir avuç süpernova gözlenmiştir. En erken kaydedilen süpernova, MS 185'te Çinli astronomlar tarafından gözlemlendi. En ünlü süpernova muhtemelen Yengeç Bulutsusu'nu oluşturan SN 1054'tür (gözlemlendiği yıl için adlandırılan tarihi süpernovalar). Şimdi, tüm teleskoplarımız ve gözlemevlerimiz sayesinde, süpernovaları gözlemlemek oldukça rutin.
Ancak astronomların hiç gözlemlemediği bir şey, bir süpernova'nın ilk aşamalarıdır. Bu, 2013 yılında, otomatik Ara Palomar Geçici Fabrikası (IPTF), sadece 3 saatlik bir süpernovaya yakalandığında değişti.
Bir süpernova'yı ilk birkaç saatinde tespit etmek son derece önemlidir, çünkü diğer kapsamları hızlı bir şekilde gösterebilir ve SN’in ata yıldızıyla ilgili veri toplayabiliriz. Bu durumda, Nature Physics'te yayınlanan bir makaleye göre, takip gözlemleri bir sürpriz ortaya koydu: SN 2013fs, süpernova olayından önceki yılda çıkardığı çember malzemesi (CSM) ile çevriliydi. CSM, yılda yaklaşık 10³³ güneş kütlesinde yüksek oranda atılır. Makaleye göre, bu tür dengesizlikler süpernovalar arasında yaygın olabilir.
SN 2013fs kırmızı bir süper devdi. Gökbilimciler bu tür yıldızların süpernovaya gitmeden önce malzeme çıkardıklarını düşünmemişlerdi. Ancak diğer teleskoplarla yapılan gözlemler, süpernova patlamasının daha önce bir yıldız tarafından atılan bir malzeme bulutundan geçtiğini gösterdi. Bunun süpernova anlayışımız için ne anlama geldiği henüz belli değil, ama muhtemelen bir oyun değiştirici.
3 saatlik SN 2013fs'i yakalamak son derece şanslı bir olaydı. IPTF, gökyüzünün tam otomatik geniş alan araştırmasıdır. Kaliforniya'daki Palomar Gözlemevi'ndeki bir teleskopa yerleştirilmiş 11 CCD'nin bir sistemidir. 5 gün arayla 90 saniye arayla frekanslarda 60 saniyelik pozlama alır. İlk aşamalarında SN 2013f'leri yakalamasına izin veren şey buydu.
Süpernova anlayışımız teorinin ve gözlenen verilerin bir karışımıdır. Nasıl çöktükleri, niçin çöktükleri ve ne tür süpernovalar olduğu hakkında çok şey biliyoruz. Ancak bu, SN'nin ilk saatlerinde ilk veri noktasıdır.
SN 2013fs, NGC7610 adlı spiral kollu bir galakside 160 milyon ışıkyılı uzaklıktadır. Tip II bir süpernova, yani Güneşimizden en az 8 kat daha büyük, ama en fazla 50 kat daha büyük. Tip II süpernovalar çoğunlukla gökadaların sarmal kollarında görülür.
Bir süpernova, evrendeki bazı yıldızların son halidir. Ama bütün yıldızlar değil. Sadece büyük yıldızlar süpernova olabilir. Kendi Güneşimiz çok küçük.
Yıldızlar, iki kuvvet arasındaki dinamik dengeleme hareketleri gibidir: füzyon ve yerçekimi.
Hidrojen bir yıldızın ortasındaki helyuma kaynaştığından, fotonlar şeklinde muazzam bir dış basınca neden olur. Gezegenimizi aydınlatan ve ısıtan da budur. Ama yıldızlar elbette çok büyük. Ve tüm bu kütle, yıldızın kütlesini içe çeken yer çekimine tabidir. Böylece kaynaşma ve yerçekimi aşağı yukarı birbirini dengeler. Buna Güneşimizin içinde bulunduğu ve birkaç milyar yıl daha devam edeceği devlet olan yıldız dengesi denir.
Ama yıldızlar sonsuza kadar sürmezler, daha doğrusu hidrojenleri sürmez. Ve hidrojen bittiğinde, yıldız değişmeye başlar. Büyük bir yıldız durumunda, çekirdeğinde demir ve nikel kaynayana kadar daha ağır ve daha ağır elementleri birleştirmeye başlar. Demir ve nikelin füzyonu bir yıldızda doğal bir füzyon sınırıdır ve demir ve nikel füzyon aşamasına ulaştığında füzyon durur. Şimdi inert bir demir ve nikel çekirdeğine sahip bir yıldızımız var.
Şimdi füzyon durdu, yıldız dengesi bozuldu ve yıldızın kütlesinin muazzam yerçekimi basıncı çökmeye neden oluyor. Bu hızlı çökme, çekirdeğin tekrar ısınmasına neden olur, bu da çökmeyi durdurur ve dışarıdan büyük bir şok dalgasına neden olur. Shockwave dış yıldız malzemeye çarpar ve onu uzaya fırlatır. Voila, bir süpernova.
Şok dalgasının aşırı yüksek sıcaklıklarının bir daha önemli etkisi vardır. Çok kısa olsa da, yıldız malzemesini çekirdeğin dışında ısıtır, bu da demirden daha ağır elementlerin kaynaşmasına izin verir. Bu, uranyum gibi aşırı ağır elementlerin neden daha hafif elementlerden daha nadir olduğunu açıklar. Sadece süpernovaya gidecek kadar büyük yıldızlar en ağır elementleri dövebilir.
Özetle, bu tip II süpernova, 2013'te sadece 3 saatlikken bulunan aynı tip. SN 2013fs tarafından çıkarılan CSM'nin keşfinin süpernova anlayışımızı nasıl artıracağı tam olarak anlaşılamamıştır.
Süpernovalar oldukça iyi anlaşılmış olaylar, ancak yine de onları çevreleyen birçok soru. Bir süpernova'nın en erken aşamalarının bu yeni gözlemlerinin bazı sorularımızı yanıtlayıp yanıtlamayacağı, ya da sadece daha fazla cevaplanmamış sorular yaratıp yaratmayacağı görülüyor.
