W naszych oczach Słońce przedstawia się dość imponująco: 330 tys. razy masywniejsze od Ziemi stanowi 99,86% całej masy Układu Słonecznego. Generuje około 400 bilionów bilionów watów mocy, a jego powierzchnia ma temperaturę ponad 5500 stopni Celsjusza. Jak na gwiazdę, nie są to jednak pokaźne wymiary.
Prawdziwymi olbrzymami we Wszechświecie są gwiazdy Wolfa-Rayeta. Ich przeciętna masa to około 20 mas Słońca. Ich temperatura jest 5 razy wyższa niż naszej gwiazdy. Są rzadkie i zazwyczaj zasłonięte dlatego naukowcy nie wiedzą jeszcze jak powstały, jak żyją i jak umierają. Oczywiście poznanie tych tajemnic to tylko kwestia czasu. Zajmie się tym przegląd intermediate Palomar Transient Factory (iPTF).
Po raz pierwszy naukowcy potwierdzili, że oddalona od nas o 360 milionów lat świetlnych gwiazda Wolfa-Rayeta w gwiazdozbiorze Wolarza „zmarła” w gwałtownej eksplozji znanej jako supernowa typu IIb.
Badacze z izraelskiego Instytutu Nauki Weizmanna pod kierownictwem Avishaya Gal-Yam uchwycili supernową SN 2013cu kilka godzin po jej eksplozji. Następnie użyto teleskopów kosmicznych i ziemskich do obserwacji wydarzenia około 5,7 oraz 15 godzin po samozniszczeniu gwiazdy. Badania te dostarczają wartościowych wiadomości o życiu i śmierci przodków gwiazd Wolfa-Rayeta.
Gwiazdy Wolfa-Rayeta interesują naukowców, bo wzbogacają galaktyki o pierwiastki ciężkie, które są możliwym budulcem planet i życia. Każda gwiazda – nieważne, jakiego rozmiaru i masy – spędza swoje życie łącząc wodór w hel. W tych masywniejszych gwiazdach, po wyczerpaniu wodoru, fuzja nie ustaje. Łączą się nawet cięższe pierwiastki, takie jak węgiel, tlen, neon, sód, magnez, aż powstaje żelazo. W tym momencie atomy są upakowane tak ciasno, że fuzja nie dostarcza już energii.
Gwiazda utrzymywana jest jedynie przez ciśnienie degeneracji elektronów podlegających zakazowi Pauliego – kwantowemu prawu, które zabrania dwóm elektronom być w tym samym stanie kwantowym. Gdy jednak jądro staje się wystarczająco masywne, nawet ten zakaz nie może powstrzymać zapadania się gwiazdy. Skumulowane tam protony i elektrony wyzwalają ogromną ilość energii i neutrin. To z kolei powoduje falę wstrząsową, która wyrzuca gwałtownie szczątki gwiazdy w przestrzeń kosmiczną. Tak właśnie powstaje supernowa.
Gwiazdy mogą być nazwane gwiazdami Wolfa-Rayeta przed przejściem w supernową. Kiedy fuzja się spowalnia, ciężki materiał z jądra gwiazdy wznosi się na jej powierzchnię, powodując powstanie silnych wiatrów. Wiatry zabierają olbrzymie ilości materii w przestrzeń kosmiczną, zasłaniając w ten sposób gwiazdę przed teleskopami.
Z wcześniej wspomnianą supernową SN 2013cu badacze mieli więcej szczęścia. „Uchwycili” ją, zanim zasłoniły ją szczątki unoszone spowodowanym przez nią wiatrem. Krótko po wybuchu, opisywane ciało niebieskie wyemitowało ultrafiolet. Warunki, w których naukowcy obserwowali tą gwiazdę były bardzo podobne do tych, które panowały przed wybuchem. Udało im się też wyłapać widmo emisyjne, pozwalające poznać skład chemiczny. Gdy dokonano uzupełniających obserwacji 15 godzin później, supernowa była nadal całkiem gorąca i silnie emitowała promieniowanie ultrafioletowe. W ciągu następnych dni zebrano teleskopy wokół całej Ziemi, by obserwowały zderzenie supernowej z wcześniej wyrzuconym przez gwiazdę materiałem. Supernowa została uznana za typ IIb, ponieważ po jej ochłodzeniu w analizie chemicznej pojawiły się słabe ślady wodoru i wyraźne ślady helu.
Od lutego 2014 badania iPTF skanowały nocne niebo za pomocą teleskopu zamontowanego na 48-calowym Teleskopie Samuela-Oschina w Obserwatorium Palomar w południowej Kalifornii. Dane z obserwacji natychmiast przebywały drogę ok. 640 km do NERSC (National Energy Research Scientific Computing Center) w Oakland. Tam dane są przesiewane i wysyłane do naukowców iPTF z całego świata. Naukowcy iPTF stworzyli Sloan Digital Star Survey III, czyli katalog przeróżnych gwiazd i galaktyk. Zostały do niego dodane również planetoidy i program, który wylicza ich orbity. Zespół iPTF prowadzony przez Shri Kulkarni, odkrył już około 2000 supernowych przez ponad 4-letnie obserwacje.
