Le supernovae sono eventi estremamente energici e dinamici nell'universo. Il più luminoso che abbiamo mai visto è stato scoperto nel 2015 ed era luminoso come 570 miliardi di soli. La loro luminosità indica il loro significato nel cosmo. Producono gli elementi pesanti che compongono le persone e i pianeti e le loro onde d'urto innescano la formazione della prossima generazione di stelle.
Ci sono circa 3 supernovae ogni 100 cento anni nella galassia della Via Lattea. Nel corso della storia umana, sono state osservate solo una manciata di supernovae. La prima supernova registrata fu osservata dagli astronomi cinesi nel 185 d.C. La supernova più famosa è probabilmente SN 1054 (le supernove storiche prendono il nome dall'anno in cui sono state osservate) che ha creato la Nebulosa del Granchio. Ora, grazie a tutti i nostri telescopi e osservatori, osservare le supernova è abbastanza normale.
Ma una cosa che gli astronomi non hanno mai osservato sono le primissime fasi di una supernova. Ciò è cambiato nel 2013 quando, per caso, la Fabbrica Transitoria Intermediate Palomar (IPTF) ha visto una supernova di sole 3 ore.
Individuare una supernova nelle sue prime ore è estremamente importante, perché possiamo puntare rapidamente altri "ambiti su di essa e raccogliere dati sulla stella progenitrice della SN. In questo caso, secondo un articolo pubblicato su Nature Physics, le osservazioni di follow-up hanno rivelato una sorpresa: SN 2013fs è stato circondato da materiale circumstellare (CSM) che è stato espulso nell'anno precedente l'evento della supernova. Il CSM è stato espulso ad un tasso elevato di circa 10 -³ masse solari all'anno. Secondo il documento, questo tipo di instabilità potrebbe essere comune tra le supernovae.
SN 2013fs era un super-gigante rosso. Gli astronomi non pensavano che quei tipi di stelle espellessero materiale prima di diventare supernova. Ma le osservazioni di follow-up con altri telescopi hanno mostrato che l'esplosione della supernova si muoveva attraverso una nuvola di materiale precedentemente espulsa da una stella. Cosa significhi per la nostra comprensione delle supernova non è ancora chiaro, ma probabilmente è un punto di svolta.
Catturare la SN 2013fs di 3 ore è stato un evento estremamente fortunato. L'IPTF è un'indagine del cielo ad ampio campo completamente automatizzata. È un sistema di 11 CCD installato su un telescopio al Palomar Observatory in California. Sono necessarie esposizioni di 60 secondi a frequenze comprese tra 5 giorni e 90 secondi. Questo è ciò che gli ha permesso di catturare SN 2013fs nelle sue fasi iniziali.
La nostra comprensione delle supernovae è una miscela di teoria e dati osservati. Sappiamo molto su come collassano, perché collassano e quali tipi di supernove ci sono. Ma questo è il nostro primo punto dati di un SN nelle sue prime ore.
SN 2013fs è a 160 milioni di anni luce di distanza in una galassia a spirale chiamata NGC7610. È una supernova di tipo II, il che significa che è almeno 8 volte più massiccia del nostro Sole, ma non più di 50 volte più massiccia. Le supernovae di tipo II sono per lo più osservate nei bracci a spirale delle galassie.
Una supernova è lo stato finale di alcune delle stelle nell'universo. Ma non tutte le stelle. Solo le stelle massicce possono diventare supernova. Il nostro sole è troppo piccolo.
Le stelle sono come atti di bilanciamento dinamico tra due forze: fusione e gravità.
Quando l'idrogeno viene fuso nell'elio al centro di una stella, provoca un'enorme pressione esterna sotto forma di fotoni. Questo è ciò che illumina e riscalda il nostro pianeta. Ma le stelle sono, ovviamente, enormemente enormi. E tutta quella massa è soggetta alla gravità, che attira la massa della stella verso l'interno. Quindi la fusione e la gravità si bilanciano più o meno a vicenda. Questo si chiama equilibrio stellare, che è lo stato in cui si trova il nostro Sole, e lo sarà per diversi miliardi di anni.
Ma le stelle non durano per sempre, o meglio, il loro idrogeno non lo fa. E una volta che l'idrogeno si esaurisce, la stella inizia a cambiare. Nel caso di una stella massiccia, inizia a fondere elementi sempre più pesanti, fino a quando non fonde ferro e nichel nel suo nucleo. La fusione di ferro e nichel è un limite naturale di fusione in una stella e una volta raggiunta la fase di fusione di ferro e nichel, la fusione si interrompe. Ora abbiamo una stella con un nucleo inerte di ferro e nichel.
Ora che la fusione si è fermata, l'equilibrio stellare è rotto e l'enorme pressione gravitazionale della massa della stella provoca un collasso. Questo rapido collasso provoca di nuovo il riscaldamento del nucleo, che arresta il collasso e provoca un'enorme onda d'urto verso l'esterno. L'onda d'urto colpisce il materiale esterno stellare e lo fa esplodere nello spazio. Voila, una supernova.
Le temperature estremamente elevate dell'onda d'urto hanno un altro effetto importante. Riscalda il materiale stellare all'esterno del nucleo, anche se molto brevemente, che consente la fusione di elementi più pesanti del ferro. Questo spiega perché gli elementi estremamente pesanti come l'uranio sono molto più rari degli elementi più leggeri. Solo le stelle abbastanza grandi che diventano supernova possono forgiare gli elementi più pesanti.
In poche parole, si tratta di una supernova di tipo II, lo stesso tipo trovato nel 2013 quando aveva solo 3 ore. Come la scoperta del CSM espulso da SN 2013fs aumenterà la nostra comprensione delle supernovae non è del tutto chiaro.
Le supernovae sono eventi abbastanza ben compresi, ma sono ancora molte le domande che li circondano. Resta da vedere se queste nuove osservazioni sulle primissime fasi di una supernova risponderanno ad alcune delle nostre domande, o se creeranno semplicemente domande senza risposta.
