Supernovaer är extremt energiska och dynamiska händelser i universum. Den ljusaste vi någonsin har sett upptäcktes 2015 och var ljust som 570 miljarder solar. Deras ljusstyrka betecknar deras betydelse i kosmos. De producerar de tunga elementen som utgör människor och planeter, och deras chockvågor utlöser bildandet av nästa generation av stjärnor.
Det finns cirka 3 supernovaer varje 100 hundra år i Vintergalaxen. Under hela människans historia har bara en handfull supernovaer observerats. Den tidigaste inspelade supernovaen observerades av kinesiska astronomer 185 e.Kr. Den mest berömda supernovaen är förmodligen SN 1054 (historiska supernovaer heter för det år de observerades) som skapade Crab Nebula. Tack vare alla våra teleskop och observatorier är det att observera supernovaer ganska rutinmässigt.
Men en sak som astronomer aldrig har observerat är de mycket tidiga stadierna i en supernova. Det förändrades 2013 när, tillfället, den automatiserade Intermediate Palomar Transient Factory (IPTF) fick syn på en supernova bara 3 timmar gammal.
Att spela en supernova under de första timmarna är oerhört viktigt, eftersom vi snabbt kan peka andra 'omfattningar på det och samla in data om SN: s stamfaderstjärna. I detta fall avslöjade uppföljningsobservationer enligt en artikel publicerad vid Nature Physics en överraskning: SN 2013fs var omgiven av cirkumstellärt material (CSM) som det kastade ut året före supernovahändelsen. CSM kastades ut med en hög hastighet på cirka 10 - 3 solmassor per år. Enligt uppsatsen kan denna typ av instabilitet vara vanlig bland supernovaer.
SN 2013fs var en röd supergigant. Astronomer trodde inte att dessa typer av stjärnor kastade ut material innan de gick supernova. Men uppföljningsobservationer med andra teleskoper visade supernovaexplosionen som rör sig genom ett moln av material som tidigare kastats ut av en stjärna. Vad detta betyder för vår förståelse av supernovaer är inte klart ännu, men det är förmodligen en spelbytare.
Att fånga den 3 timmar gamla SN 2013fs var en extremt lycklig händelse. IPTF är en helautomatiserad bredfältundersökning av himlen. Det är ett system med 11 CCD-apparater installerade på ett teleskop vid Palomar Observatory i Kalifornien. Det tar 60 sekunders exponering vid frekvenser från 5 dagars mellanrum till 90 sekunder mellan varandra. Det är detta som tillät den att fånga SN 2013fs i sina tidiga stadier.
Vår förståelse av supernovaer är en blandning av teori och observerade data. Vi vet mycket om hur de kollapsar, varför de kollapsar och vilka typer av supernovaer det finns. Men detta är vår första datapunkt för en SN i sina tidiga timmar.
SN 2013fs är 160 miljoner ljusår bort i en spiralarmgalax som heter NGC7610. Det är en supernova av typ II, vilket betyder att den är minst 8 gånger så massiv som vår sol, men inte mer än 50 gånger så massiv. Supernovaer av typ II observeras mestadels i galaxernas spiralarmar.
En supernova är sluttillståndet för några av stjärnorna i universum. Men inte alla stjärnor. Endast massiva stjärnor kan bli supernova. Vår egen sol är mycket för liten.
Stjärnor är som dynamiska balansverkningar mellan två krafter: fusion och gravitation.
När väte smälts in i helium i mitten av en stjärna, orsakar det enormt utåt tryck i form av fotoner. Det är vad som tänder och värmer vår planet. Men stjärnor är naturligtvis oerhört massiva. Och all den massan är föremål för tyngdkraft, som drar stjärnmassan inåt. Så fusionen och tyngdkraften balanserar mer eller mindre varandra. Detta kallas stjärjämvikt, vilket är staten vår sol är i och kommer att vara i flera miljarder år till.
Men stjärnor håller inte för evigt, eller snarare, deras väte gör det inte. Och när väte tar slut börjar stjärnan förändras. När det gäller en massiv stjärna börjar den smälta tyngre och tyngre element, tills den smälter järn och nickel i sin kärna. Fusionen av järn och nickel är en naturlig fusionsgräns i en stjärna, och när den når järn- och nickelfusionssteget slutar fusionen. Vi har nu en stjärna med en inert kärna av järn och nickel.
Nu när fusionen har upphört bryts den jämna jämvikten och det enorma gravitationstrycket från stjärnmassan orsakar en kollaps. Denna snabba kollaps får kärnan att värmas upp igen, vilket stoppar kollapsen och orsakar en massiv chockvåg utåt. Chockvågen träffar det yttre stjärnmaterialet och spränger det ut i rymden. Voila, en supernova.
Chockvågens extremt höga temperaturer har en viktigare effekt. Det värmer det stellära materialet utanför kärnan, dock mycket kort, vilket möjliggör fusion av element som är tyngre än järn. Detta förklarar varför de extremt tunga elementen som uran är mycket sällsynta än lättare element. Endast stora stjärnor som går supernova kan smida de tyngsta elementen.
I ett nötskal, det är en typ II supernova, samma typ som hittades 2013 när den bara var 3 timmar gammal. Hur upptäckten av CSM som utkastats av SN 2013fs kommer att öka vår förståelse för supernovaer förstår inte helt.
Supernovaer är ganska välkända händelser, men det är fortfarande många frågor kring dem. Huruvida dessa nya observationer av de allra tidigaste stadierna i en supernova kommer att besvara några av våra frågor, eller bara skapa mer obesvarade frågor, återstår att se.
