Siêu tân tinh là những sự kiện cực kỳ mạnh mẽ và năng động trong vũ trụ. Ánh sáng rực rỡ nhất mà chúng tôi từng quan sát được phát hiện vào năm 2015 và sáng như 570 tỷ Mặt trời. Độ sáng của chúng biểu thị tầm quan trọng của chúng trong vũ trụ. Chúng tạo ra các nguyên tố nặng tạo nên con người và các hành tinh, và sóng xung kích của chúng kích hoạt sự hình thành của thế hệ sao tiếp theo.
Có khoảng 3 siêu tân tinh cứ sau 100 trăm năm trong thiên hà Milky Way. Trong suốt lịch sử loài người, chỉ có một số ít siêu tân tinh được quan sát thấy. Siêu tân tinh được ghi nhận sớm nhất được quan sát bởi các nhà thiên văn học Trung Quốc vào năm 185 sau Công nguyên. Siêu tân tinh nổi tiếng nhất có lẽ là SN 1054 (siêu tân tinh lịch sử được đặt tên theo năm mà chúng được quan sát) đã tạo ra Tinh vân Con cua. Bây giờ, nhờ tất cả các kính viễn vọng và đài quan sát của chúng tôi, việc quan sát siêu tân tinh là khá thường xuyên.
Nhưng một điều mà các nhà thiên văn học chưa bao giờ quan sát là giai đoạn rất sớm của siêu tân tinh. Điều đó đã thay đổi vào năm 2013 khi, tình cờ, Nhà máy trung gian Palomar thoáng qua (IPTF) tự động bắt gặp một siêu tân tinh chỉ mới 3 giờ.
Phát hiện một siêu tân tinh trong vài giờ đầu tiên là vô cùng quan trọng, bởi vì chúng ta có thể nhanh chóng chỉ ra các phạm vi khác vào nó và thu thập dữ liệu về ngôi sao của tổ tiên SN SN. Trong trường hợp này, theo một bài báo được xuất bản tại Nature Vật lý, các quan sát tiếp theo cho thấy một điều bất ngờ: SN 2013fs được bao quanh bởi vật liệu hoàn cảnh (CSM) mà nó đã phóng ra trong năm trước sự kiện siêu tân tinh. CSM đã bị đẩy ra với tốc độ cao khoảng 10 -³ khối lượng mặt trời mỗi năm. Theo bài báo, loại bất ổn này có thể phổ biến trong các siêu tân tinh.
SN 2013fs là một siêu khổng lồ đỏ. Các nhà thiên văn học đã nghĩ rằng những loại sao đó đã đẩy vật chất ra trước khi đi siêu tân tinh. Nhưng theo dõi các quan sát với các kính viễn vọng khác cho thấy vụ nổ siêu tân tinh di chuyển qua một đám mây vật chất trước đó bị một ngôi sao đẩy ra. Điều này có nghĩa gì đối với sự hiểu biết của chúng ta về siêu tân tinh chưa rõ ràng, nhưng nó có lẽ là một người thay đổi trò chơi.
Bắt SN 2013fs 3 giờ là một sự kiện cực kỳ may mắn. IPTF là một cuộc khảo sát trên phạm vi rộng hoàn toàn tự động trên bầu trời. Nó có một hệ thống gồm 11 CCD CCD được lắp đặt trên kính viễn vọng tại Đài thiên văn Palomar ở California. Phải mất 60 giây phơi sáng ở tần số cách nhau từ 5 ngày đến 90 giây. Đây là những gì cho phép nó chụp SN 2013fs trong giai đoạn đầu.
Sự hiểu biết của chúng ta về siêu tân tinh là sự pha trộn giữa lý thuyết và dữ liệu quan sát. Chúng ta biết rất nhiều về cách chúng sụp đổ, tại sao chúng sụp đổ và những loại siêu tân tinh có. Nhưng đây là điểm dữ liệu đầu tiên của chúng tôi về SN trong những giờ đầu tiên.
SN 2013fs cách 160 triệu năm ánh sáng trong một thiên hà xoắn ốc có tên NGC7610. Nó có một siêu tân tinh loại II, nghĩa là nó có khối lượng lớn gấp 8 lần Mặt trời của chúng ta, nhưng không lớn hơn 50 lần. Siêu tân tinh loại II hầu hết được quan sát thấy trong các nhánh xoắn ốc của các thiên hà.
Một siêu tân tinh là trạng thái kết thúc của một số ngôi sao trong vũ trụ. Nhưng không phải tất cả các ngôi sao. Chỉ những ngôi sao lớn mới có thể trở thành siêu tân tinh. Mặt trời của chúng ta quá nhỏ.
Các ngôi sao giống như các hành động cân bằng động giữa hai lực: nhiệt hạch và trọng lực.
Khi hydro được hợp nhất thành helium ở trung tâm của một ngôi sao, nó gây ra áp lực ra bên ngoài rất lớn dưới dạng photon. Đó là những gì ánh sáng và làm ấm hành tinh của chúng ta. Nhưng các ngôi sao, tất nhiên, rất lớn. Và tất cả khối lượng đó đều chịu trọng lực, kéo khối sao Star vào trong. Vì vậy, phản ứng tổng hợp và trọng lực ít nhiều cân bằng nhau. Đây được gọi là trạng thái cân bằng sao, là trạng thái Mặt trời của chúng ta đang ở và sẽ tồn tại trong vài tỷ năm nữa.
Nhưng các ngôi sao không có thời gian tồn tại mãi mãi, hay đúng hơn là hydro của họ không có. Và một khi hydro hết, ngôi sao bắt đầu thay đổi. Trong trường hợp của một ngôi sao lớn, nó bắt đầu hợp nhất các nguyên tố nặng hơn và nặng hơn, cho đến khi nó hợp nhất sắt và niken trong lõi của nó. Sự hợp nhất của sắt và niken là một giới hạn hợp nhất tự nhiên trong một ngôi sao, và một khi nó đạt đến giai đoạn hợp nhất sắt và niken, phản ứng tổng hợp dừng lại. Bây giờ chúng ta có một ngôi sao với lõi trơ là sắt và niken.
Bây giờ phản ứng tổng hợp đã dừng lại, trạng thái cân bằng của sao bị phá vỡ và áp lực hấp dẫn rất lớn của khối sao Star gây ra sự sụp đổ. Sự sụp đổ nhanh chóng này làm cho lõi nóng trở lại, làm ngừng sự sụp đổ và gây ra sóng xung kích lớn. Sóng xung kích chạm vào vật liệu sao bên ngoài và thổi nó vào không gian. Voila, một siêu tân tinh.
Nhiệt độ cực cao của sóng xung kích có thêm một tác dụng quan trọng. Nó làm nóng vật liệu sao bên ngoài lõi, mặc dù rất ngắn gọn, cho phép hợp nhất các nguyên tố nặng hơn sắt. Điều này giải thích tại sao các nguyên tố cực nặng như uranium hiếm hơn nhiều so với các nguyên tố nhẹ hơn. Chỉ những ngôi sao đủ lớn đi siêu tân tinh mới có thể rèn được những yếu tố nặng nhất.
Tóm lại, đó là siêu tân tinh loại II, cùng loại được tìm thấy vào năm 2013 khi nó chỉ mới 3 giờ. Làm thế nào việc phát hiện ra CSM bị đẩy ra bởi SN 2013fs sẽ giúp chúng ta hiểu biết đầy đủ về siêu tân tinh.
Siêu tân tinh là những sự kiện được hiểu khá rõ, nhưng chúng vẫn còn nhiều câu hỏi xung quanh chúng. Cho dù những quan sát mới về các giai đoạn đầu tiên của siêu tân tinh sẽ trả lời một số câu hỏi của chúng tôi, hoặc chỉ tạo ra nhiều câu hỏi chưa được trả lời, vẫn sẽ được nhìn thấy.
