Крайградска обсерватория Супернови SN2012ID и SN2013P
Какво е супернова?
Суперновите са огромни експлозии, при които цяла звезда експлодира. Те се наблюдават най-често в далечни галактики като „нови“ звезди, които изглеждат близо до галактиката, в която членуват. Те са изключително ярки, съперничещи си за няколко дни, комбинираното излъчване на светлина от всички останали звезди в галактиката.
Тъй като повечето свръхнови се срещат в много отдалечени галактики, те са твърде слаби, дори за големи телескопи, за да могат да учат с много подробности. Понякога те се срещат в близките галактики и тогава е възможно подробно проучване в много различни вълнови ленти.
Последната супернова, видяна в нашата галактика, системата Млечен път, е видяна през 1604 г. от Кеплер, известният астроном. Оттогава най-ярката беше свръхнова 1987A, в Големия магеланов облак, малка спътникова галактика на Млечния път. Най-ярката свръхнова в северното небе от 20 години беше свръхнова 1993J, в галактика M81, която беше видяна за първи път на 26 март 1993 г.
Свръхновите се класифицират в два различни типа според различната им еволюционна история. Свръхновите от тип I са резултат от пренос на маса в бинарна система, състояща се от бяла джудже и развиваща се гигантска звезда. Свръхновите тип II като цяло са масивни отделни звезди, които достигат до края на живота си по много зрелищен начин.
Първо ще обсъдим свръхнови тип II, а след това накратко тип I.
Защо възникват супернови тип II?
Структурата на всички звезди се определя от битката между гравитацията и радиационното налягане в резултат на вътрешното генериране на енергия. В ранните етапи на еволюцията на звездата, генерирането на енергия в центъра й идва от превръщането на водорода в хелий. За звезди с маси около 10 пъти повече от тази на Слънцето, това продължава около десет милиона години.
След това времето целият водород в центъра на такава звезда се изчерпва и „изгарянето“ на водорода може да продължи само в черупка около хелиевото ядро. Ядрото се свива под гравитацията, докато температурата му стане достатъчно висока, за да може да се получи „изгарянето“ на хелия във въглерод и кислород. Фазата на "изгаряне" на хелий продължава около милион години, но в крайна сметка хелийът в центъра на звездата се изчерпва и продължава, подобно на водорода, да "изгаря" в черупка. Ядрото отново се свива, докато стане достатъчно горещо, за да превърне въглерода в неон, натрий и магнезий. Това продължава около 10 000 години.