Supernovae zijn extreem energetische en dynamische gebeurtenissen in het universum. De helderste die we ooit hebben gezien, werd in 2015 ontdekt en was zo helder als 570 miljard zonnen. Hun helderheid duidt op hun betekenis in de kosmos. Ze produceren de zware elementen waaruit mensen en planeten bestaan en hun schokgolven veroorzaken de vorming van de volgende generatie sterren.
Er zijn ongeveer 3 supernova's om de 100 honderd jaar in de Melkweg. Door de hele menselijke geschiedenis heen zijn er slechts een handvol supernova's waargenomen. De vroegste geregistreerde supernova werd in 185 na Christus waargenomen door Chinese astronomen. De meest bekende supernova is waarschijnlijk SN 1054 (historische supernovae zijn genoemd naar het jaar waarin ze werden waargenomen) die de Krabnevel heeft geschapen. Dankzij al onze telescopen en observatoria is het observeren van supernovae vrij routineus.
Maar een ding dat astronomen nooit hebben waargenomen, zijn de zeer vroege stadia van een supernova. Dat veranderde in 2013 toen de geautomatiseerde Intermediate Palomar Transient Factory (IPTF) bij toeval een supernova van slechts 3 uur oud in het oog kreeg.
Het spotten van een supernova in de eerste paar uur is buitengewoon belangrijk, omdat we er snel andere ‘scopes op kunnen richten en gegevens kunnen verzamelen over de SN-stamvader. In dit geval, volgens een paper gepubliceerd op Nature Physics, onthulden vervolgwaarnemingen een verrassing: SN 2013fs werd omringd door circumstellair materiaal (CSM) dat het in het jaar voorafgaand aan de supernova-gebeurtenis uitwierp. De CSM werd met een hoge snelheid van ongeveer 10 m3 zonnemassa per jaar uitgestoten. Volgens het artikel komt dit soort instabiliteit veel voor bij supernovae.
SN 2013fs was een rode superreus. Astronomen dachten niet dat dit soort sterren materiaal uitstootte voordat ze supernova werden. Maar uit vervolgobservaties met andere telescopen bleek dat de supernova-explosie door een wolk van materiaal beweegt die eerder door een ster was uitgeworpen. Wat dit betekent voor ons begrip van supernova's is nog niet duidelijk, maar het is waarschijnlijk een game-wisselaar.
Het vangen van de 3 uur oude SN 2013fs was een buitengewoon gelukkige gebeurtenis. De IPTF is een volledig geautomatiseerd breedveldonderzoek van de lucht. Het is een systeem van 11 CCD's dat is geïnstalleerd op een telescoop in het Palomar Observatory in Californië. De opname duurt 60 seconden bij een frequentie van 5 dagen tot 90 seconden. Hierdoor kon het SN 2013fs in een vroeg stadium vastleggen.
Ons begrip van supernova's is een mengeling van theorie en waargenomen gegevens. We weten veel over hoe ze instorten, waarom ze instorten en welke soorten supernova's er zijn. Maar dit is ons eerste datapunt van een SN in de vroege uurtjes.
SN 2013fs is 160 miljoen lichtjaar verwijderd in een spiraalarmstelsel genaamd NGC7610. Het is een type II-supernova, wat betekent dat hij minstens 8 keer zo groot is als onze zon, maar niet meer dan 50 keer zo groot. Type II supernovae worden meestal waargenomen in de spiraalarmen van sterrenstelsels.
Een supernova is de eindtoestand van enkele sterren in het universum. Maar niet alle sterren. Alleen massieve sterren kunnen supernova worden. Onze eigen zon is veel te klein.
Sterren zijn als dynamische evenwichtsoefeningen tussen twee krachten: fusie en zwaartekracht.
Omdat waterstof in het centrum van een ster tot helium wordt gesmolten, veroorzaakt het een enorme druk naar buiten in de vorm van fotonen. Dat is wat onze planeet verlicht en verwarmt. Maar sterren zijn natuurlijk enorm enorm. En al die massa is onderhevig aan zwaartekracht, die de massa van de ster naar binnen trekt. Dus de fusie en de zwaartekracht brengen elkaar min of meer in evenwicht. Dit wordt stellair evenwicht genoemd, dat is de toestand waarin onze zon zich bevindt en die nog enkele miljarden jaren zal blijven bestaan.
Maar sterren gaan niet eeuwig mee, of beter gezegd, hun waterstof niet. En zodra de waterstof op is, begint de ster te veranderen. In het geval van een massieve ster begint hij zwaardere en zwaardere elementen te smelten, totdat hij ijzer en nikkel in zijn kern versmelt. De fusie van ijzer en nikkel is een natuurlijke fusielimiet in een ster en zodra het de fusie-fase van ijzer en nikkel bereikt, stopt de fusie. We hebben nu een ster met een inerte kern van ijzer en nikkel.
Nu de fusie is gestopt, wordt het stellaire evenwicht verbroken en veroorzaakt de enorme zwaartekracht van de massa van de ster een ineenstorting. Deze snelle ineenstorting zorgt ervoor dat de kern weer opwarmt, wat de ineenstorting stopt en een enorme uitwendige schokgolf veroorzaakt. De schokgolf raakt het buitenste stellaire materiaal en schiet het de ruimte in. Voila, een supernova.
De extreem hoge temperaturen van de schokgolf hebben nog een belangrijk effect. Het verwarmt het stellaire materiaal buiten de kern, hoewel zeer kort, waardoor elementen die zwaarder zijn dan ijzer kunnen samensmelten. Dit verklaart waarom de extreem zware elementen zoals uranium veel zeldzamer zijn dan lichtere elementen. Alleen groot genoeg sterren die supernova worden, kunnen de zwaarste elementen smeden.
In een notendop, dat is een type II supernova, hetzelfde type dat in 2013 werd gevonden toen het nog maar 3 uur oud was. Hoe de ontdekking van de CSM die door SN 2013fs wordt uitgeworpen, ons begrip van supernova's zal vergroten, wordt niet volledig begrepen.
Supernovae zijn redelijk goed begrepen gebeurtenissen, maar er zijn nog steeds veel vragen om hen heen. Of deze nieuwe waarnemingen van de allereerste stadia van een supernovae een aantal van onze vragen zullen beantwoorden, of gewoon meer onbeantwoorde vragen zullen creëren, valt nog te bezien.
