Suburban Observatory Supernovas SN2012ID és SN2013P
Mi az a Szupernova?
A szupernóvák hatalmas robbanások, amelyekben egy egész csillag robban. Leginkább távoli galaxisokban láthatók, mint „új” csillagok, amelyek annak a galaxisnak a közelében jelennek meg, amelynek tagjai. Rendkívül fényesek, néhány napig rivalizálnak a galaxis összes többi csillagának együttes fénykibocsátásával.
Mivel a legtöbb szupernóva nagyon távoli galaxisokban fordul elő, még a nagy teleszkópok számára is túl halványak ahhoz, hogy nagyon részletesen tanulmányozhassák őket. Alkalmanként a közeli galaxisokban fordulnak elő, és ezután számos különféle hullámsávban lehetséges a részletes tanulmányozás.
A galaxisunkban látott utolsó szupernóvát, a Tejútrendszert 1604-ben látta Kepler, a híres csillagász. Azóta a legfényesebb az 1987A szupernóva volt, a Nagy Magellán Felhőben, a Tejútrendszer kis műholdas galaxisában. Az északi égbolt 20 év legfényesebb szupernóvája az 1993J szupernóva volt az M81 galaxisban, amelyet először 1993. március 26-án láthattunk.
A szupernóvákat különböző evolúciótörténetük szerint két különböző típusba sorolják. Az I. típusú szupernóvák egy fehér törpecsillagból és egy fejlődő óriáscsillagból álló bináris rendszeren belüli tömegtranszferből származnak. A II. Típusú szupernóvák általában hatalmas, egyedi csillagok, amelyek nagyon látványos módon elérik életük végét.
Először a II. Típusú szupernóvákról, majd röviden az I. típusról beszélünk.
Miért fordulnak elő a II. Típusú szupernóvák?
Az összes csillag szerkezetét a gravitáció és a belső energiatermelésből eredő sugárzási nyomás harca határozza meg. A csillag evolúciójának korai szakaszában a központjában az energiatermelés a hidrogén héliummá történő átalakulásából származik. A Nap tömegének körülbelül tízszeres tömegével rendelkező csillagok esetében ez körülbelül tízmillió évig tart.
Ezen idő elteltével az ilyen csillag közepén lévő összes hidrogén kimerül, és a hidrogén „égése” csak a héliummag körüli héjban folytatódhat. A mag gravitáció alatt összehúzódik, amíg a hőmérséklete nem elég magas ahhoz, hogy a hélium szénné és oxigénné "égjen". A hélium „beégési” fázisa körülbelül egymillió évig tart, de végül a csillag közepén lévő hélium kimerül, és a hidrogénhez hasonlóan tovább héjában ég. A mag ismét összehúzódik, amíg elég forró ahhoz, hogy a szenet neonná, nátriumrá és magnéziummá alakítsa. Ez körülbelül 10 000 évig tart.