Supernova

Supernova merujuk kepada beberapa jenis letupan najam yang menghasilkan jasad yang sangat cerah yang dihasilkan oleh plasma dan kemudiannya menurun ke tahap yang tidak boleh dilihat dalam tempoh beberapa minggu atau bulan. Terdapat dua laluan menuju ke penghujung hayat bintang. Bintang gergasi mungkin akan berhenti menghasilkan tenaga pelakuran daripada penggabungan nukleus atom-atom di dalam teras bintang lalu menguncup ke dalam oleh daya gravitinya sendiri, ataupun bintang kerdil putih mungkin akan mengumpul bahan daripada bintang dedua sehingga mencapai had Chandrasekhar sehingga mengalami letusan termonuklear. Dalam kedua-dua kes, letupan supernova yang terhasil akan menyingkirkan seberapa banyak atau kesemua bahan bintang dengan daya yang amat kuat.

Imej panjang gelombang sinar X bagi baki Supernova Kepler, SN 1604. (Balai Cerap SInar-X Chandra)

Letupan ini menjana gelombang letusan ke angkasa sekitarnya, menghasilkan tinggalan supernova. Salah satu contoh proses ini adalah tinggalan SN 1604, seperti yang tertunjuk di sebelah kanan.

Dalam kosmologi piawai yang dinamakan Teori Letupan Besar, letupan supernova merupakan sumber utama kesemua unsur lebih berat daripada oksigen, dan supernova merupakan satu-satunya sumber kebanyakan unsur. Sebagai contoh kalsium pada tulang kita dan besi dalam hemoglobin telah disintesis semasa letupan supernova, berjuta-juta tahun dahulu. Supernova memasukkan unsur-unsur berat ini ke dalam medium antara najam, akhirnya memperkayakan awan-awan molekul yang menjadi tempat kepada pembentukan bintang-bintang. Bukti daripada hasil reputan isotop jangka hayat pendek menunjukkan bahawa supernova berdekatan telah menentukan komposisi sistem suria pada 4.5 bilion tahun dahulu. Penghasilan unsur berat oleh supernova pada jangka masa kosmik membolehkan kehidupan kimia pada Bumi berlaku.

Supernova menjana suhu yang amat tinggi, dan dalam keadaan yang sesuai, tindak balas pelakuran yang berlaku ketika masa-masa puncak boleh menghasilkan antara unsur yang terberat seperti plutonium dan kalifornium.

"Nova" ialah perkataan Latin untuk "baru", merujuk kepada apa yang dapat dilihat sebagai kelipan bintang baru yang sangat cerah dalam sfera samawi; imbuhan awalan "super" membezakannya daripada nova biasa, yang juga membabitkan bintang yang bertambah kecerahannya, walaupun pada tahap yang lebih rendah dan melalui mekanisme yang berbeza. Walau bagaimanpun, adalah tidak tepat sekiranya supernova dianggap sebagai bintang baru, kerana ia sebenarnya menggambarkan kematian bintang (atau sekurang-kurangnya perubahan radikal kepada sesuatu jasad yang lain).

Etimologi

Perkataan supernova diterbitkan daripada perkataan bahasa Latin nova yang bermaksud 'baharu', dan perkataan ini merujuk kepada apa yang kelihatan seperti bintang terang baharu yang bersifat sementara. Penambahan imbuhan awal "super-" membezakan supernova daripada nova biasa yang kelihatan jauh kurang terang. Perkataan supernova dicipta oleh Walter Baade dan Fritz Zwicky yang mula menggunakannya dalam syarahan astrofizik pada tahun 1931.^[1][2] Penggunaan pertama perkataan ini pada sebuah rencana jurnal berlaku setahun kemudian dalam penerbitan oleh Knut Lundmark yang mencipta perkataan ini secara berasingan.^[2][3]

Pengelasan

Ahli astronomi mengelaskan supernova mengikut lengkung cahayanya dan garis penyerapan pelbagai unsur kimia yang muncul dalam spektrumnya. Jika spektrum supernova mengandungi garisan hidrogen (yang dikenali sebagai siri Balmer dalam bahagian visual spektrum tersebut) maka ia dikelaskan sebagai Jenis II; jika tidak maka ianya Jenis I. Dalam setiap dua jenis ini terdapat pembahagian mengikut kehadiran garisan unsur lain mahupun bentuk lengkung cahaya (graf magnitud ketara supernova berperanan sebagai fungsi masa).^[4][5]

Taksonomi supernova^[4][5]

Jenis I Tiada garis hidrogen	Jenis Ia Menunjukkan kehadiran satu garis tunggal silikon terion (Si II) pada 615.0 nm (nanometer), berhampiran cahaya puncak				Larian haba
	Jenis Ib/c Ciri penyerapan silikon yang lemah atau tiada	Jenis Ib Menunjukkan garis helium tidak terion (He I) pada 587.6 nm			Keruntuhan teras
		Jenis Ic Garis helium yang lemah atau tiada
Jenis II Menunjukkan garis hidrogen	Jenis II-P/-L/n Sepenuhnya spektrum Jenis II	Jenis II-P/L Tiada garis cahaya halus		Jenis II-P Mencapai "tahap mendatar" pada lengkung cahayanya
				Jenis II-L Menunjukkan penurunan "linear" dalam lengkung cahayanya (linear dalam magnitud berbanding masa)[6]
		Jenis IIn Beberapa garis cahaya yang halus
	Jenis IIb Spektrum berubah menjadi seperti Jenis Ib