Supernova adalah peristiwa yang sangat energik dan dinamis di alam semesta. Yang paling terang yang pernah kami amati ditemukan pada tahun 2015 dan seterang 570 miliar Matahari. Luminositas mereka menandakan signifikansi mereka dalam kosmos. Mereka menghasilkan unsur-unsur berat yang membentuk manusia dan planet, dan gelombang kejutnya memicu pembentukan bintang generasi berikutnya.
Ada sekitar 3 supernova setiap 100 ratus tahun di galaksi Bima Sakti. Sepanjang sejarah manusia, hanya segelintir supernova telah diamati. Supernova yang tercatat paling awal diamati oleh para astronom Cina pada 185 Masehi. Supernova paling terkenal mungkin SN 1054 (supernova bersejarah diberi nama untuk tahun mereka diamati) yang menciptakan Nebula Kepiting. Sekarang, terima kasih kepada semua teleskop dan observatorium kami, mengamati supernova cukup rutin.
Tetapi satu hal yang tidak pernah diamati oleh para astronom adalah tahap awal supernova. Itu berubah pada 2013 ketika, secara kebetulan, Pabrik Transient Palomar Menengah otomatis (IPTF) melihat supernova yang baru berusia 3 jam.
Menemukan supernova dalam beberapa jam pertama adalah sangat penting, karena kita dapat dengan cepat mengarahkan other lingkup lain padanya dan mengumpulkan data tentang bintang leluhur SN. Dalam hal ini, menurut sebuah makalah yang diterbitkan di Nature Physics, pengamatan lanjutan mengungkapkan kejutan: SN 2013fs dikelilingi oleh bahan circumstellar (CSM) yang dikeluarkan pada tahun sebelum acara supernova. CSM dikeluarkan dengan laju tinggi sekitar 10 -³ massa matahari per tahun. Menurut koran itu, ketidakstabilan semacam ini mungkin umum di antara supernova.
SN 2013fs adalah super-raksasa merah. Para astronom tidak berpikir bahwa bintang-bintang semacam itu mengeluarkan material sebelum menjadi supernova. Tetapi pengamatan lanjutan dengan teleskop lain menunjukkan ledakan supernova bergerak melalui awan material yang sebelumnya dikeluarkan oleh bintang. Apa artinya ini bagi pemahaman kita tentang supernova belum jelas, tetapi mungkin itu adalah pengubah permainan.
Menangkap SN 2013fs 3 jam adalah peristiwa yang sangat beruntung. IPTF adalah survei lapangan luas yang sepenuhnya otomatis dari langit. Ini adalah sistem 11 CCD yang dipasang pada teleskop di Palomar Observatory di California. Dibutuhkan paparan 60 detik pada frekuensi dari 5 hari hingga 90 detik. Inilah yang memungkinkannya untuk menangkap SN 2013fs pada tahap awal.
Pemahaman kita tentang supernova adalah campuran teori dan data yang diamati. Kami tahu banyak tentang bagaimana mereka runtuh, mengapa mereka runtuh, dan apa jenis supernova yang ada. Tapi ini adalah titik data pertama kami SN di awal-awal.
SN 2013fs berjarak 160 juta tahun cahaya di galaksi spiral yang disebut NGC7610. Ini adalah supernova tipe II, artinya setidaknya 8 kali lebih besar dari Matahari kita, tetapi tidak lebih dari 50 kali lebih besar dari Matahari. Supernova tipe II sebagian besar diamati pada lengan spiral galaksi.
Supernova adalah keadaan akhir dari beberapa bintang di alam semesta. Tapi tidak semua bintang. Hanya bintang masif yang bisa menjadi supernova. Matahari kita sendiri terlalu kecil.
Bintang seperti aksi keseimbangan dinamis antara dua kekuatan: fusi dan gravitasi.
Ketika hidrogen menyatu menjadi helium di tengah bintang, ia menyebabkan tekanan luar yang sangat besar dalam bentuk foton. Itulah yang menyalakan dan menghangatkan planet kita. Tapi bintang, tentu saja, sangat masif. Dan semua massa itu tunduk pada gravitasi, yang menarik massa bintang ke dalam. Jadi fusi dan gravitasi kurang lebih menyeimbangkan satu sama lain. Ini disebut keseimbangan bintang, yang merupakan keadaan dimana Matahari kita berada, dan akan berada dalam beberapa miliar tahun lagi.
Tetapi bintang-bintang tidak bertahan selamanya, atau lebih tepatnya, hidrogen mereka tidak. Dan begitu hidrogen habis, bintang mulai berubah. Dalam kasus bintang masif, bintang itu mulai memadukan unsur yang lebih berat dan lebih berat, hingga memadukan besi dan nikel di intinya. Fusi besi dan nikel adalah batas fusi alami dalam sebuah bintang, dan setelah mencapai tahap fusi besi dan nikel, fusi berhenti. Kami sekarang memiliki bintang dengan inti lembam dari besi dan nikel.
Sekarang fusi telah berhenti, keseimbangan bintang rusak, dan tekanan gravitasi yang sangat besar dari massa bintang menyebabkan keruntuhan. Keruntuhan yang cepat ini menyebabkan inti memanas lagi, yang menghentikan keruntuhan dan menyebabkan gelombang kejut luar yang besar. Gelombang kejut itu mengenai material bintang luar dan meledakkannya ke luar angkasa. Voila, seorang supernova.
Suhu yang sangat tinggi dari gelombang kejut memiliki satu efek yang lebih penting. Ini memanaskan bahan bintang di luar inti, meskipun sangat singkat, yang memungkinkan fusi elemen lebih berat daripada besi. Ini menjelaskan mengapa elemen yang sangat berat seperti uranium jauh lebih jarang daripada elemen yang lebih ringan. Hanya bintang-bintang yang cukup besar yang menjadi supernova yang dapat membentuk elemen terberat.
Singkatnya, itu adalah supernova tipe II, tipe yang sama ditemukan pada tahun 2013 ketika baru berusia 3 jam. Bagaimana penemuan CSM yang dikeluarkan oleh SN 2013fs akan menumbuhkan pemahaman kita tentang supernova tidak sepenuhnya dipahami.
Supernova adalah peristiwa yang cukup dipahami, tetapi masih banyak pertanyaan di sekitarnya. Apakah pengamatan baru ini pada tahap paling awal dari supernova akan menjawab beberapa pertanyaan kami, atau hanya membuat lebih banyak pertanyaan yang belum terjawab, masih harus dilihat.
