Supernova adalah peristiwa yang sangat bertenaga dan dinamik di alam semesta. Yang paling terang yang pernah kita perhatikan ditemui pada tahun 2015 dan sama terang dengan 570 bilion Matahari. Luminositi mereka menandakan kepentingannya dalam kosmos. Mereka menghasilkan unsur-unsur berat yang membentuk manusia dan planet, dan gelombang kejutannya mencetuskan pembentukan bintang generasi berikutnya.
Terdapat sekitar 3 supernova setiap 100 ratus tahun di galaksi Bima Sakti. Sepanjang sejarah manusia, hanya segelintir supernova yang diperhatikan. Supernova yang paling awal direkodkan diperhatikan oleh ahli astronomi China pada tahun 185 Masihi. Supernova yang paling terkenal mungkin SN 1054 (supernova bersejarah dinamakan untuk tahun yang diperhatikan) yang mencipta Nebula Ketam. Sekarang, terima kasih kepada semua teleskop dan observatorium kami, memerhatikan supernova agak rutin.
Tetapi satu perkara yang tidak pernah diperhatikan oleh ahli astronomi adalah peringkat awal supernova. Itu berubah pada tahun 2013 apabila, secara kebetulan, Intermediate Palomar Transient Factory (IPTF) automatik melihat supernova yang baru berusia 3 jam.
Melihat supernova dalam beberapa jam pertama adalah sangat penting, kerana kita dapat dengan cepat menunjukkan ruang lingkup lain dan mengumpulkan data mengenai bintang leluhur SN. Dalam hal ini, menurut sebuah makalah yang diterbitkan di Nature Physics, pemerhatian susulan mengejutkan: SN 2013fs dikelilingi oleh materi keadaan (CSM) yang dikeluarkannya pada tahun sebelum peristiwa supernova. CSM dikeluarkan pada kadar tinggi kira-kira 10-masses massa solar setiap tahun. Menurut makalah, ketidakstabilan semacam ini mungkin biasa berlaku di kalangan supernova.
SN 2013fs adalah gergasi super merah. Ahli astronomi tidak menyangka bahawa bintang jenis itu mengeluarkan bahan sebelum pergi ke supernova. Tetapi pemerhatian susulan dengan teleskop lain menunjukkan letupan supernova bergerak melalui awan bahan yang sebelumnya dikeluarkan oleh bintang. Makna ini untuk pemahaman kita tentang supernova belum jelas, tetapi mungkin ini adalah penukar permainan.
Menangkap SN 2013fs yang berusia 3 jam adalah acara yang sangat bertuah. IPTF adalah tinjauan langit luas yang sepenuhnya automatik. Ini adalah sistem 11 CCD yang dipasang di teleskop di Observatorium Palomar di California. Ia memerlukan 60 saat pendedahan pada frekuensi dari jarak 5 hari hingga jarak 90 saat. Inilah yang memungkinkannya menangkap SN 2013fs pada peringkat awal.
Pemahaman kita tentang supernova adalah gabungan teori dan data yang diperhatikan. Kami tahu banyak tentang bagaimana mereka runtuh, mengapa mereka runtuh, dan jenis supernova apa yang ada. Tetapi ini adalah titik data pertama SN pada waktu awal.
SN 2013fs berjarak 160 juta tahun cahaya di galaksi lengan lingkaran yang disebut NGC7610. Ini adalah supernova jenis II, yang bermaksud sekurang-kurangnya 8 kali lebih besar daripada Matahari kita, tetapi tidak lebih dari 50 kali lebih besar. Supernova jenis II kebanyakannya diperhatikan pada lingkaran lingkaran galaksi.
Supernova adalah keadaan akhir beberapa bintang di alam semesta. Tetapi tidak semua bintang. Hanya bintang besar yang boleh menjadi supernova. Matahari kita sendiri terlalu kecil.
Bintang adalah seperti tindakan penyeimbangan dinamik antara dua daya: pelakuran dan graviti.
Oleh kerana hidrogen menyatu menjadi helium di tengah bintang, ia menyebabkan tekanan luar yang besar dalam bentuk foton. Itulah yang menerangi dan memanaskan planet kita. Tetapi bintang tentu saja sangat besar. Dan semua jisim itu tertakluk kepada graviti, yang menarik jisim bintang ke dalam. Jadi perpaduan dan graviti lebih kurang seimbang antara satu sama lain. Ini disebut keseimbangan bintang, keadaan di mana Matahari kita berada, dan akan bertahan selama beberapa miliar tahun lagi.
Tetapi bintang tidak kekal selamanya, atau lebih tepatnya, hidrogennya tidak Dan apabila hidrogen habis, bintang mula berubah. Dalam hal bintang besar, ia mula menyatu unsur-unsur yang lebih berat dan lebih berat, hingga menyatu besi dan nikel di intinya. Peleburan besi dan nikel adalah had peleburan semula jadi dalam bintang, dan setelah mencapai tahap peleburan besi dan nikel, pelakuran berhenti. Kita sekarang mempunyai bintang dengan inti besi dan nikel lengai.
Sekarang peleburan telah berhenti, keseimbangan bintang pecah, dan tekanan graviti yang besar dari jisim bintang menyebabkan keruntuhan. Keruntuhan yang cepat ini menyebabkan teras menjadi panas kembali, yang menghentikan keruntuhan dan menyebabkan gelombang kejutan luar yang besar. Gelombang kejut memukul bahan bintang luar dan meletupkannya ke angkasa. Voila, seorang supernova.
Suhu gelombang kejut yang sangat tinggi mempunyai satu kesan yang lebih penting. Ia memanaskan bahan bintang di luar teras, walaupun sangat singkat, yang memungkinkan peleburan unsur lebih berat daripada besi. Ini menjelaskan mengapa unsur-unsur yang sangat berat seperti uranium jauh lebih jarang daripada unsur yang lebih ringan. Hanya bintang yang cukup besar yang dapat membuat supernova dapat membentuk unsur-unsur terberat.
Ringkasnya, itu adalah supernova jenis II, jenis yang sama dijumpai pada tahun 2013 ketika berusia 3 jam. Bagaimana penemuan CSM yang dikeluarkan oleh SN 2013fs akan meningkatkan pemahaman kita tentang supernova tidak difahami sepenuhnya.
Supernova adalah peristiwa yang cukup difahami, tetapi masih banyak persoalan di sekitarnya. Sama ada pemerhatian baru mengenai tahap supernova yang paling awal akan menjawab beberapa soalan kita, atau hanya membuat lebih banyak soalan yang belum dijawab, masih perlu dilihat.
