Observatorul suburban Supernovas SN2012ID și SN2013P
Ce este o supernova?
Supernove sunt vaste explozii în care explodează o întreagă stea. Acestea sunt văzute cel mai frecvent în galaxiile îndepărtate, ca stele „noi” care apar aproape de galaxia căreia sunt membri. Sunt extrem de luminoase, rivalizând, timp de câteva zile, cu emisia de lumină combinată a tuturor celorlalte stele din galaxie.
Deoarece majoritatea supernovelor apar în galaxii foarte îndepărtate, sunt prea slabe, chiar și pentru telescoapele mari, pentru a putea studia în detaliu. Ocazional, acestea apar în galaxiile din apropiere și, prin urmare, este posibil un studiu detaliat în multe benzi de undă diferite.
Ultima supernovă văzută în galaxia noastră, sistemul Căii Lactee, a fost văzută în 1604 de Kepler, celebrul astronom. Cea mai strălucitoare de atunci a fost supernova 1987A, în Marele Nor Magellanic, o mică galaxie satelit a Căii Lactee. Cea mai strălucitoare supernovă din cerul nordic din ultimii 20 de ani a fost supernova 1993J, din galaxia M81, care a fost văzută pentru prima dată pe 26 martie 1993.
Supernovele sunt clasificate în două tipuri diferite de istoricele lor evolutive diferite. Supernovele de tip I rezultă din transferul de masă într-un sistem binar format dintr-o stea pitică albă și o stea gigantă în evoluție. Supernovele de tip II sunt, în general, stele individuale masive care ajung la sfârșitul vieții într-un mod foarte spectaculos.
Vom discuta mai întâi supernove de tip II, apoi pe scurt de tip I.
De ce apar supernove de tip II?
Structura tuturor stelelor este determinată de lupta dintre gravitație și presiunea radiației rezultată din generarea internă de energie. În primele etape ale evoluției unei stele, generarea de energie în centrul acesteia provine din conversia hidrogenului în heliu. Pentru stelele cu mase de aproximativ 10 ori mai mari decât Soarele, acest lucru continuă timp de aproximativ zece milioane de ani.
După acest timp, tot hidrogenul din centrul unei astfel de stele este epuizat, iar „arderea” hidrogenului poate continua doar într-o coajă din jurul nucleului de heliu. Nucleul se contractă sub gravitație, până când temperatura sa este suficient de ridicată încât să poată avea loc „arderea” heliului în carbon și oxigen. Faza de „ardere” a heliului durează aproximativ un milion de ani, dar în cele din urmă heliul din centrul stelei este epuizat și continuă, ca hidrogenul, să „ardă” într-o coajă. Miezul se contractă din nou, până când este suficient de fierbinte pentru a transforma carbonul în neon, sodiu și magneziu. Acest lucru durează aproximativ 10.000 de ani.