Τετάρτη, 17 Φεβρουαρίου 2016

Οι διάφοροι τύποι των υπερκαινοφανών εκρήξεων

Υπερκαινοφανής είναι ο καταστροφικός, εκρηκτικός θάνατος ενός άστρου, που συνοδεύεται με ξαφνική παροδική λάμψη με μια οπτική λαμπρότητα συγκρίσιμη με αυτήν ενός ολόκληρου γαλαξία.

 
Η έκρηξη ενός υπερκαινοφανούς διαρκεί συνήθως αρκετές εβδομάδες έως μήνες, με μία φωτεινότητα μεταξύ 2 × 108 και 5 × 109  φορές αυτής του ήλιου, όταν βαθμιαία σβήνει. Κάθε έκρηξη εκτινάσσει από μία έως αρκετές δεκάδες ηλιακές μάζες με ταχύτητες που κυμαίνονται από μερικές χιλιάδες έως δεκάδες χιλιάδες χιλιόμετρα το δευτερόλεπτο. Ας σημειωθεί ότι η ολική κινητική ενέργεια, 1044 joules (ή 2.5 × 1028 μεγατόνους ισχυρού εκρηκτικού), είναι περίπου 100 φορές την συνολική φωτεινή ενέργεια, γι αυτό και οι υπερκαινοφανείς είναι από τις εκρήξεις με την πιο υψηλή ενέργεια στη φύση.

Οι υπερκαινοφανείς εκρήξεις δεν ελευθερώνουν μόνο τεράστια ποσά ραδιοενέργειας και ακτίνων-Χ, αλλά επίσης και κοσμικές ακτίνες.  Επιπρόσθετα, δημιουργούν διασκορπίζουν στο διαστρικό διάστημα πολλά από τα πιο βαριά στοιχεία που βρίσκονται στο σύμπαν, στο ηλιακό σύστημα και ασφαλώς στη Γη.

Η έκρηξη αποβάλλει το περισσότερο υλικό από το άστρο, με μια ταχύτητα μέχρι το 1/10 της ταχύτητας του φωτός, που αναγκάζει την διάδοση ενός κύματος κλονισμού στο διαστρικό περιβάλλον. Αυτό το κύμα κλονισμού 'καθαρίζει' ολοκληρωτικά το διαστελλόμενο κέλυφος του αερίου και της σκόνης γύρω από την έκρηξη, που αποτελεί και το κατάλοιπο της σουπερνόβας.
Τα τελευταία χίλια χρόνια περίπου επτά σουπερνόβες ήταν ορατές με γυμνό μάτι, το 1006, 1054 (παρατηρήθηκε από τους Κινέζους), 1181, 1408, 1572 (παρατηρήθηκε από τον Tycho), 1604 (παρατηρήθηκε από τον Kepler) και το 1987. Η σουπερνόβα SN 1006 μπορεί να ήταν τόσο φωτεινή όσο και το φεγγάρι στη φάση ένα τέταρτο. Οι πρώτοι έξι υπερκαινοφανείς από αυτούς εμφανίστηκαν στη γαλαξιακή μας γειτονιά. Αλλά η τελευταία σουπερνόβα του 1987 που ήταν ορατή με γυμνό μάτι εμφανίστηκε στο Μεγάλο Νέφος του Μαγγελάνου, ένα μικρό δορυφορικό γαλαξία του Γαλαξία μας, περίπου,  160.000 έτη φωτός μακριά. Επίσης, το 1987 ανακαλύφθηκαν για πρώτη φορά εκπομπές νετρίνων από την σουπερνόβα. Οι σουπερνόβες ανακαλύπτονται και σε άλλους γαλαξίες με ένα ρυθμό περίπου 150 ετησίως. Οι περισσότερες σουπερνόβες στο Γαλαξία μας κρύβονται από τη σκόνη, αλλά αρκετά επιστημονικά επιχειρήματα προτείνουν ότι εμφανίζονται στο Γαλαξία περίπου δύο σουπερνόβες τύπου ΙΙ ανά αιώνα και ένας τύπος Ia σε κάθε δεύτερο αιώνα.
Το όνομα ‘supernova’ δόθηκε το 1934 από τον Ελβετό αστρονόμο Fritz Zwicky και τον Γερμανό αστρονόμο Walter Baade. Ο Zwicky ήταν αυτός που έκανε το διαχωρισμό σε τύπο I  και II.
Οι σουπερνόβες κατατάσσονται σε κατηγορίες σύμφωνα με είτε τα παρατηρησιακά τους χαρακτηριστικά, είτε το μηχανισμό της έκρηξης. Βασικά, ο σουπερνόβα τύπου  I δεν έχει υδρογόνο στο φάσμα του, ενώ ο τύπος II έχει (ο τύπος αυτός έχει ορατές γραμμές Balmer στο φάσμα των υπερκαινοφανών).
Οι δύο τύποι διαφέρουν μεταξύ τους και ως προς την εξέλιξη της φωτεινότητας τους. Στον τύπο Ι, η μέγιστη φωτεινότητα είναι μεγαλύτερη απ' ό,τι στον τύπο ΙΙ, και η μείωση της είναι πιο ακανόνιστη, κατά διαδοχικά στάδια.
Ενώ οι θεωρητικοί συμφωνούν πως οι σουπερνόβα Τύπου II οφείλονται στην έκρηξη αστέρων μεγάλης μάζας (μεγαλύτερης από 8-10 ηλιακών μαζών M) με ταυτόχρονο σχηματισμό αστέρων νετρονίων, υπάρχουν πολλαπλές διαφορετικές ερμηνείες σχετικά με τον τύπο Ι. Τα θεωρητικά μοντέλα υποδεικνύουν πως η βαρυτική κατάρρευση ενός αστέρα 1 έως 8 ηλιακών μαζών δεν αποφέρει πολύ σπουδαία αποτελέσματα: φτιάχνεται ένα πλανητικό νεφέλωμα με ένα λευκό νάνο στο κέντρο του ή, το πολύ-πολύ, ένα άστρο νετρονίων, αλλά χωρίς μεγάλη έκλυση ενέργειας. Αντίθετα, οι αστέρες μεταξύ 8 και 10 ηλιακών μαζών μπορούν να εκραγούν γεννώντας σουπερνόβα Τύπου Ι, αφού η ενέργεια παρέχεται από την καύση του άνθρακα.

Ενέργεια των υπερκαινοφανών

Δύο μηχανισμοί εμπλέκονται: η θερμοπυρηνική έκρηξη στους λευκούς νάνους και η βαρυτική κατάρρευση σε πολύ βαριά άστρα. Ο τύπος σουπερνόβα I με διάφορες υποκλάσεις μπορεί να συμβεί με οποιοδήποτε μηχανισμό, αλλά οι αστροφυσικοί νομίζουν ότι συνήθως ο τύπος II αποκτούν την τεράστια ενέργεια τους μέσω της βαρυτικής κατάρρευσης.
Ο Fritz Zwicky και ο συνάδελφός του Walter Baade αρχικά σκέφτηκαν ότι η εκρηκτική ενέργεια των υπερκαινοφανών προέρχεται από τη βαρύτητα. Η ιδέα τους ήταν ότι ένα κανονικό άστρο συμπιέζεται βίαια μέχρι τον πυρήνα του, φθάνοντας στην πυκνότητα ενός ατομικού πυρήνα. Όπως ένα κρυστάλλινο βάζο που πέφτει πάνω σε ένα τσιμεντένιο πάτωμα, έτσι και το εξωτερικά στρώμα του άστρου που καταρρέει, απελευθερώνει αρκετή βαρυτική δυναμική ενέργεια για να εκτοξεύσει το υπόλοιπο τμήμα του άστρου (εκτός του πυρήνα) πολύ μακριά.

Μια εναλλακτική λύση προέκυψε το 1960, όταν ο Fred Hoyle του πανεπιστημίου του Καίμπριτζ και ο Willy Fowler του Caltech αντιλήφθηκαν τις εκρήξεις ως  γιγαντιαίες πυρηνικές βόμβες. Όταν ένα αστέρι σαν τον ήλιο μας εξαντλεί τα καύσιμα του υδρογόνου του και έπειτα το ήλιό του, τα μετατρέπει σε άνθρακα και οξυγόνο. Όχι μόνο μπορεί η σύντηξη αυτών των στοιχείων να απελευθερώσει ένας τιτάνιο παλμό ενέργειας, αλλά παράγει το ραδιενεργό νικέλιο 56, η βαθμιαία διάσπαση του οποίου δίνει την αναγκαία ενέργεια για τη πολύμηνη μεταλαμπή της αρχικής έκρηξης.
Και οι δύο αυτές οι ιδέες έχουν αποδειχθεί σωστές. Από τους υπερκαινοφανείς που δεν παρουσιάζουν κανένα σημάδι υδρογόνου στα φάσματά τους (είναι ο τύπος I), οι περισσότεροι (τύπος Ia) εμφανίζονται να είναι θερμοπυρηνικές εκρήξεις, και οι υπόλοιποι (τύποι Ib και Ic) προκύπτουν από την κατάρρευση των άστρων που είχαν ρίξει τα εξωτερικά στρώματα του υδρογόνου τους. Οι υπερκαινοφανείς τα φάσματα των οποίων περιλαμβάνουν υδρογόνο (είναι ο τύπος II) θεωρούνται πως προκύπτουν  επίσης από την κατάρρευση. Και οι δύο μηχανισμοί ελαχιστοποιούν ένα ολόκληρο άστρο σε ένα κέλυφος αεριωδών συντριμμιών, και τα γεγονότα της βαρυτικής κατάρρευσης αφήνουν, επίσης, πίσω τους ένα υπέρπυκνο άστρο νετρονίων ή, σε ακραίες περιπτώσεις, μια μαύρη τρύπα. Οι παρατηρήσεις, ειδικότερα του σουπερνόβα 1987A (ένας τύπος ΙΙ), έχουν τεκμηριώσει αυτήν την βασική θεωρητική εικόνα.
Οι σουπερνόβες τύπου Ia μπορούν να θεωρηθούν ως οι μεγαλύτερες θερμοπυρηνικές βόμβες της φύσης. Εμφανίζονται όταν η μάζα ενός λευκού νάνου που αποτελείται από άνθρακα και οξυγόνο αυξάνεται (λόγω της απορρόφησης υλικού από ένα γειτονικό συνοδό άστρο) και γίνεται 1,38 φορές αυτής του ήλιου, σχεδόν όση είναι η κρίσιμη μάζα (λέγεται και όριο Chandrasekhar) που μπορεί να κρατηθεί στο λευκό νάνο λόγω της εκφυλιστικής πίεσης των ηλεκτρονίων στο κέντρο του (η εκφυλιστική πίεση βασίζεται στην απαγορευτική Αρχή του Πάουλι ότι δύο ηλεκτρόνια δεν μπορούν να βρίσκονται στην ίδια κβαντική κατάσταση).

Καλλιτεχνική απεικόνιση της μεταφοράς μάζας από ένα κόκκινο υπεργίγαντα άστρο στο λευκό νάνο, στη συγκεκριμένη απεικόνιση η ύλη που μεταφέρεται σχηματίζει ένα δίσκο συσσώρευσης γύρω από το άστρο υψηλής πυκνότητας υπό την επίδραση του ισχυρού του βαρυτικού πεδίου


Οι λευκοί νάνοι ανταποκρίνονται στην προσθήκη αυτού του νέου υλικού με διάφορους τρόπους ανάλογα με τη σύνθεση του και κυρίως ανάλογα με τον ρυθμό συσσώρευσης μάζας σε αυτόν. Πάντα όμως οδηγούν σε κάποια μορφή κοσμικής έκρηξης που συνοδεύεται από εκπομπή ακτινοβολίας και ύλης στο διάστημα. Μερικές φορές δεν είναι μία η έκρηξη αλλά πολλές και σε περιοδική ακολουθία. Αν το αέριο που μεταφέρεται (από το συνοδό άστρο) φθάνει στον λευκό νάνο με υψηλή ταχύτητα, οπότε και η αλληλεπίδραση του με την επιφάνεια του νάνου αυξάνει σημαντικά τη θερμοκρασία του, υπάρχει η πιθανότητα το αέριο αυτό να μετέχει άμεσα σε θερμοπυρηνικές αντιδράσεις. Οι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις θα αρχίσουν να λαμβάνουν χώρα μετά τη μεταφορά της ύλης από δεκαετίες μέχρι και αιώνες. Η ένταση της θερμοπυρηνικής έκρηξης εξαρτάται από την ποσότητα του εμπλεκόμενου αερίου. Εφόσον στη θερμοπυρηνική έκρηξη συμμετέχει μεγάλη ποσότητα αερίου, οπτικά ο αμυδρός λευκός νάνος μπορεί να γίνει αρκετά πιο λαμπρός από οποιοδήποτε άστρο (με τυπικές φωτεινότητες 20.000 - 600.000 φορές την ηλιακή φωτεινότητα).

Αν λοιπόν η μάζα του λευκού νάνου φθάσει το λεγόμενο κρίσιμο όριο των 2 x 109 g/cm3 (λόγω και της αύξησης της πίεσης και της θερμοκρασίας στο κέντρο του), αρχίζει η ανάφλεξη της σύντηξης του άνθρακα κοντά στο κέντρο του. Η ανάφλεξη εμφανίζεται όταν η σύντηξη του άνθρακα στο κέντρο απελευθερώνει ενέργεια γρηγορότερα από όσο μπορούν τα νετρίνα να την μεταφέρουν μακριά, οπότε συσσωρεύεται πολύ ενέργεια στο κέντρο. Επειδή η πίεση είναι ανεπηρέαστη από τη θερμοκρασία, εμφανίζεται μια εκτός ελέγχου πυρηνική έκρηξη.

Η σύντηξη απελευθερώνει ενέργεια, η οποία αυξάνει τη θερμοκρασία, η οποία εν συνεχεία αυξάνει την ταχύτητα της σύντηξης, αλλά το αέριο δεν μπορεί να επεκταθεί και να ψυχθεί. Η εκτός ελέγχουν πυρηνική έκρηξη διαδίδεται περίπου 1 δευτερόλεπτα μέσα στο αστέρι. Η ενέργεια που απελευθερώνεται, με αυτή την πυρηνική σύντηξη, είναι αρκετή ώστε ο λευκός νάνος να διασπαστεί και τα κομμάτια του να κινηθούν με υψηλή ταχύτητα στο διάστημα.
Τίποτα δεν μένει πίσω, ούτε αστέρι νετρονίων, ούτε μαύρη τρύπα, και δεν συμβαίνει καμία έκρηξη εκπομπής νετρίνων. Δεν έχουν επίσης ορατές γραμμές Balmer στο φάσμα τους. Τον τύπο αυτό τον βρίσκουμε σε όλους τους γαλαξίες, συμπεριλαμβανομένων και των ελλειπτικών.

Ας σημειωθεί ότι σουπερνόβες τύπου Ia παράγονται και από τη συγχώνευση δύο λευκών νάνων με συστατικά άνθρακα και οξυγόνο, που ανήκουν στο ίδιο σύστημα. Μετά τη συγχώνευση η μάζα του τελικού αντικειμένου ξεπερνάει το όριο Chandrasekhar και αρχίζει η σύντηξη του άνθρακα.

Οι σουπερνόβες τύπου Ia χρησιμοποιούνται επίσης σαν κοσμικά κεριά αντί για τους Κηφείδες, γιατί είναι πολύ φωτεινότεροι από αυτούς και έτσι μπορούν οι αστρονόμοι να μετρήσουν πολύ μεγάλες αποστάσεις. Η ομοιότητα στις μορφές της φωτεινότητας όλων των γνωστών σουπερνοβών τύπου Ia, έχει οδηγήσει στη χρήση τους ως κοσμικά κεριά στην εξωγαλαξιακή αστρονομία. Η αιτία αυτής της ομοιότητας της καμπύλης της φωτεινότητας τους είναι ακόμα ένα ανοικτό ζήτημα στην αστρονομία. Το 1998, οι παρατηρήσεις των σουπερνοβών τύπου Ia έδειξαν απροσδόκητα ότι ο Κόσμος φαίνεται να υποβάλλεται σε μια επιταχυνόμενη διαστολή. 
Σαν συμπέρασμα λέμε λοιπόν ότι οι σουπερνόβες τύπου Ia δεν έχουν υδρογόνο και παράγονται από λευκούς νάνους μόλις αυτοί ξεπεράσουν το κρίσιμο όριο Chandrasekhar.

Σουπερνόβα τύπου ΙΙ

Ένας σύνηθες τύπος σουπερνόβα ΙΙ προκύπτει από ένα αστέρι λίγο πιο πάνω από 8 ηλιακές μάζες, που βρίσκεται στην κύρια ακολουθία, και το οποίο περνά τα τελευταία χρόνια του ως ερυθρός υπεργίγαντας, καίγοντας σταδιακά τα βαρύτερα καύσιμα στο κέντρο του. Η ακτίνα του άστρου, μετά από την καύση του υδρογόνου και όταν έχει αρχίσει να καίει το ήλιο, είναι κατά προσέγγιση 500 ηλιακές ακτίνες, και η φωτεινότητά του είναι ήδη περίπου 100.000 φορές αυτή του ήλιου Κάθε στάδιο καύσης του επόμενου στοιχείου (ήλιο, άνθρακας, νέο, οξυγόνο, πυρίτιο) είναι πιο σύντομο από το προηγούμενο. Το τελευταίο στάδιο είναι αυτό που το πυρίτιο μετατρέπεται σε μια σφαίρα σιδήρου κατά προσέγγιση 1,38 ηλιακών μαζών. Μόλις παραχθεί ο σίδηρος, δεν υπάρχει διαθέσιμη άλλη πυρηνική ενέργεια. Το άστρο καίει σιγά-σιγά όλα τα καύσιμα του μένοντας μόνο με σίδηρο στο κέντρο του
Στα γιγάντια άστρα, με μερικές δεκάδες ηλιακές μάζες, τα αποθέματα του υδρογόνου στον πυρήνα του εξαντλούνται μέσα σε μερικά εκατομμύρια χρόνια παράγοντας ήλιο, το οποίο εξαντλείται σε μερικές χιλιάδες χρόνια. Μετά τα πάντα γίνονται σχεδόν αστραπιαία σε σύγκριση με την όλη διάρκεια της ζωής του άστρου. Η πυρηνική 'στάχτη' του ηλίου, δηλαδή ο άνθρακας, εξαντλείται σε 200 χρόνια, ύστερα το νέον εξαντλείται σε ένα χρόνο και μερικοί μόνο μήνες είναι αρκετοί για να καεί όλο το οξυγόνο σχηματίζοντας πυρίτιο και θείο. Τελικά το πυρίτιο, μέσα σε μία μόνον ημέρα, μεταστοιχειώνεται σε σίδηρο.

Όταν στον πυρήνα ενός άστρου η θερμοκρασία φτάσει τα τρία δισεκατομμύρια βαθμοί Κελσίου, το πυρίτιο που έχει συγκεντρωθεί εκεί αρχίζει να μετατρέπεται σε σίδηρο κι έτσι μέσα σε μερικές ώρες η ποσότητα του σιδήρου στο κέντρο αρχίζει να μεγαλώνει. Όταν η σιδερένια καρδιά του υπεργίγαντα αρχίσει να συμπιέζεται από τη βαρύτητα των ανώτερων στρωμάτων του, π θερμοκρασία του αυξάνει ακόμη πιο πολύ. Έτσι φτάνει κάποια στιγμή που η κεντρική θερμοκρασία είναι αρκετά υψηλή για να αρχίσει η καύση του σιδήρου.

Κάτι τέτοιο όμως οδηγεί σε πραγματικά καταστροφικές διαδικασίες γιατί ο σίδηρος διαθέτει τον πιο σταθερό ατομικό πυρήνα, άρα για να μετατραπεί ο σίδηρος σε βαρύτερα χημικά στοιχεία χρειάζεται ενέργεια που σημαίνει ότι η ενέργεια αυτή δεν είναι διαθέσιμη για να συγκρατήσει το τεράστιο βάρος των ανώτερων στρωμάτων του άστρου. Το αποτέλεσμα είναι η ακόμη μεγαλύτερη συμπίεση του σιδερένιου αστρικού πυρήνα και η ακόμη μεγαλύτερη αύξηση της θερμοκρασίας μέσα σ' αυτόν.
Πιο αναλυτικά τα πολύ μεγάλα άστρα είναι αρκετά βαριά και μπορούν να παράγουν τις θερμοκρασίες και τις πιέσεις που απαιτούνται για να αναγκάσουν τον άνθρακα στον πυρήνα να αρχίσει να συντήκεται στο τέλος του σταδίου της καύσης του ηλίου. Οι πυρήνες αυτών των μεγάλων άστρων έχουν στρώσεις όπως τα κρεμμύδια, με τους πιο βαρείς πυρήνες να είναι συγκεντρωμένοι στο κέντρο τους, με το πιο ακραίο στρώμα να αποτελείται από αέριο υδρογόνο, και το οποίο να περιβάλλει ένα στρώμα υδρογόνου που συντήκεται σε ήλιο, που με τη σειρά του περιβάλλει ένα στρώμα ηλίου που συντήκεται σε άνθρακα κ.ο.κ. Τα άστρα αυτής της κατηγορίας αρχίζουν τη σύντηξη των στοιχείων, όταν η θερμοκρασία και η πίεση είναι επαρκής για αυτή τη διαδικασία. Μόλις η σύντηξη σταματήσει λόγω έλλειψης του στοιχείου αρχίζει το άστρο να καταρρέει, αυξάνει πάλι η θερμοκρασία και η πίεση οπότε αρχίζει το επόμενο στάδιο της σύντηξης για να σταματήσει την κατάρρευση.

Ο παράγοντας που περιορίζει αυτήν την διαδικασία είναι το ποσό της ενέργειας που αποδεσμεύεται μέσω της σύντηξης, η οποία εξαρτάται από την ενέργεια σύνδεσης ανά νουκλεόνιο αυτών των πυρήνων των στοιχείων. Κάθε πρόσθετο βήμα παράγει σταδιακά βαρύτερους ατομικούς πυρήνες, οι οποίοι απελευθερώνουν σταδιακά λιγότερη ενέργεια κατά τη σύντηξη, μέχρι να παραχθεί ο σίδηρος. Δεδομένου ότι ο σίδηρος έχει (σχεδόν) τη χαμηλότερη ενέργεια σύνδεσης ανά νουκλεόνιο όλων των στοιχείων, δεν μπορεί να παραγάγει ικανή ενέργεια μέσω της σύντηξης για να δημιουργήσει το επόμενο στοιχείο, και γι αυτό παραμένουν οι πυρήνες του σιδήρου χωρίς να καούν. Αυτός όμως ο σιδερένιος πυρήνας του άστρου υφίσταται την τεράστια βαρυτική πίεση από τα υπερκείμενα στρώματα. Δεδομένου ότι δεν υπάρχει καμία σύντηξη πια για να αυξήσει περαιτέρω τη θερμοκρασία του, για να αντιμετωπίσει την πίεση του υπερκείμενου αερίου, στηρίζεται στην πίεση εκφυλισμού των ηλεκτρονίων. Όταν το μέγεθος του πυρήνα του άστρου υπερβαίνει το όριο Chandrasekhar, η πίεση εκφυλισμού δεν μπορεί πλέον να στηρίξει το βάρος των πάνω στρωμάτων, και εμφανίζεται η καταστροφική κατάρρευση.
Συνοπτικά οι υπερκαινοφανείς τύπου τύπου ΙΙ συμβαίνουν στο τέλος της ζωής ενός άστρου με μεγάλη μάζα (πάνω από 9 ηλιακές μάζες), όταν τα πυρηνικά του καύσιμα έχουν εξαντληθεί και έτσι δεν μπορεί ο πυρήνας του άστρου να αντέξει το βάρος των υπερκείμενων στρωμάτων, αφού δεν ελευθερώνει πυρηνική ενέργεια. Όταν ο πυρήνας από σίδηρο ξεπεράσει το όριο Chandrasekhar (1.44 ηλιακές μάζες), τότε τα ηλεκτρόνια του πυρήνα έχουν την ίδια κατάσταση και έτσι παύει η εκφυλιστική πίεση των ηλεκτρονίων να αντέχει το βάρος των υπερκείμενων στρωμάτων. Τελικά τα ηλεκτρόνια ενώνονται με τα πρωτόνια του πυρήνα και σχηματίζουν νετρόνια και νετρίνα. Όμως η κατάρρευση των υπερκείμενων στρωμάτων σταματά αιφνίδια πάνω στον πυρήνα από νετρόνια (λόγω των δυνάμεων που αναπτύσσουν τα νετρόνια), και τότε τα πάνω στρώματα αναπηδούν. Έτσι απότομα η κατάρρευση γίνεται εκτόξευση προς τα πάνω των πάνω στρωμάτων του άστρου (κι ακολουθεί η έκρηξη σουπερνόβα).

Αν η μάζα του αρχικού άστρου είναι περίπου 20 ηλιακές τότε παραμένει σαν κατάλοιπο του αρχικού άστρου ένα άστρο νετρονίων.  Πάνω από αυτό το όριο για την μάζα του αρχικού άστρου, ο πυρήνας από νετρόνια καταρρέει και σχηματίζεται μια μαύρη τρύπα. Το θεωρητικό όριο της αρχικής μάζας για το σχηματισμό μαύρης τρύπας είναι 40–50 ηλιακές μάζες. Θεωρητικά μοντέλα δείχνουν ότι πάνω από 50 ηλιακές μάζες το άστρο καταρρέει κατευθείαν σε αστρική μαύρη τρύπα χωρίς να κάνει υπερκαινοφανή έκρηξη, αν και το όριο αυτό δεν είναι σίγουρο λόγω πολλών αβεβαιοτήτων.
Τέλος το φάσμα τους περιέχει γραμμές υδρογόνου, ενώ του τύπου Ι όχι.

Δημιουργία άστρου νετρονίων

Καθώς ο πυρήνας σιδήρου καταρρέει (αφού δεν υπάρχει σύντηξη του για να αντισταθεί στο βάρος των υπερκείμενων στρωμάτων), θερμαίνεται, παράγοντας υψηλής ενέργειας ακτίνες γάμμα που διασπούν τους πυρήνες του σιδήρου σε πυρήνες ηλίου και ελεύθερα νετρόνια (μέσω της φωτοδιάσπασης). Εν συνεχεία η πυκνότητα του πυρήνα αυξάνεται, και γίνεται τόση ώστε η πίεση των ηλεκτρονίων δεν μπορεί πια να αντισταθεί στην υπερκείμενη πίεση. Εισέρχονται τα ηλεκτρόνια στον ατομικό πυρήνα και συγχωνεύονται με τα πρωτόνια μέσω της αντίστροφης βήτα διάσπασης, παράγοντας νετρόνια και νετρίνα. Τα νετρίνα φυσικά δραπετεύουν από τον πυρήνα του άστρου, μεταφέροντας προς τα έξω ενέργεια επιταχύνοντας την κατάρρευση, η οποία προχωρά σε χιλιοστά του δευτερολέπτου καθώς ο αστρικός πυρήνας αποσυνδέεται από τα εξωτερικά στρώματα του αστεριού. Μερικά από αυτά τα νετρίνα απορροφώνται από τα εξωτερικά στρώματα του αστεριού, που αρχίζουν την υπερκαινοφανή έκρηξη.

Μετά δηλαδή την κατάρρευση του πυρήνα από σίδηρο δημιουργείται ένα αστέρι νετρονίων. Όταν η πυκνότητα στο κέντρο φθάσει αρκετές φορές αυτήν του ατομικού πυρήνα, η βαρυτική κατάρρευση του πυρήνα σταματά τελικά κάτω από την πίεση εκφυλισμού των νετρονίων. Καθώς ασκείται η πίεση εκφυλισμού των νετρονίων στο κεντρικό τμήμα του πυρήνα, τα υπερκείμενα στρώματα καθώς πέφτουν πάνω του αναπηδούν παράγοντας κύματα κλονισμού, που εκτινάσσει στο διάστημα το υπόλοιπο υλικό του άστρου που είχε απομείνει .

Όμως η κατάρρευση του πυρήνα των πάρα πολύ μεγάλων άστρων δεν μπορεί να σταματήσει ούτε κάτω από την πίεση εκφυλισμού των νετρονίων. Σε αυτές τις περιπτώσεις, ο αστρικός πυρήνας από νετρόνια καταρρέει για να σχηματίσει άμεσα μια μαύρη τρύπα, παράγοντας μια έκρηξη υπερνόβας (hypernova) μέσω ενός απόλυτα διαφορετικού μηχανισμού. Το όριο όπου το άστρο νετρονίων δεν γίνεται μαύρη τρύπα δεν είναι ακριβώς γνωστό, αλλά μάλλον είναι στο εύρος 25 έως 50 φορές τη μάζα του ήλιου.

Στη φάση κατάρρευσης των αστρικών πυρήνων η πυκνότητα είναι τόσο μεγάλη που μόνο τα νετρίνα είναι σε θέση να δραπετεύσουν από το αστέρι που καταρρέει. Το μεγαλύτερο μέρος της δυναμικής βαρυτικής ενέργειας της κατάρρευσης μετατρέπεται σε μια έκρηξη νετρίνων διάρκειας 10 δευτερολέπτων, απελευθερώνοντας περίπου 1046 τζάουλ (ή το 15% της μάζας ηρεμίας του ήλιου), που μετατρέπεται σε ενέργεια, ανταγωνιζόμενο τη φωτεινότητα του υπολοίπου αισθητού κόσμου σε φως.

Ένα μικρό μέρος αυτής της ενέργειας των νετρίνων, περίπου 1044 J, απορροφάται στις αντιδράσεις με τα νετρόνια και τα πρωτόνια της ύλης, στις περιοχές που είναι ακριβώς έξω από το άστρο νετρονίων και προσφέρουν την ενέργειά τους. Ακόμη και αυτό το μικρό ποσό ενέργειας είναι πολύ μεγαλύτερο από την βαρυτική ενέργεια σύνδεσης () του υπόλοιπου μέρους του άστρου που έγινε αστέρι νετρονίων. Η ενέργεια ανά σωματίδιο σε μια σουπερνόβα είναι τυπικά 1 έως 150 picojoules (δεκάδες έως εκατοντάδες MeV).
Μια φυσαλίδα από ακτινοβολία διογκώνεται από την ενέργεια των υπόλοιπων νετρίνων, το εξωτερικό όριο της οποίας επεκτείνεται με υπερηχητική ταχύτητα, δημιουργώντας ένα κύμα κλονισμού στο υπόλοιπο τμήμα του αστεριού και εκτινάσσοντας το με πολύ υψηλή ταχύτητα. Η κύρια ενέργεια της έκρηξης, εν τούτοις, μεταφέρεται με τη μορφή των νετρίνων. Αυτή η γενική εικόνα επιβεβαιώθηκε όταν ανιχνεύθηκε στις 23 Φεβρουαρίου 1987 μια έκρηξη νετρίνων με την προβλεφθείσα ενέργεια και διάρκεια, από το Μεγάλο Νέφος του Μαγγελάνου από κοινού με τον υπερκαινοφανή SN 1987A. 

Άλυτα προβλήματα

Ας σημειωθεί ότι οι αλληλεπιδράσεις μεταξύ των νετρίνων και των άλλων σωματιδίων στη σουπερνόβα πραγματοποιούνται μέσω της ασθενούς πυρηνικής δύναμης και τις έχουμε κατανοήσει αρκετά. Εντούτοις, οι αλληλεπιδράσεις μεταξύ των πρωτονίων και των νετρονίων περιλαμβάνουν την ισχυρή πυρηνική δύναμη και δεν είναι και πολύ κατανοητή.
Το σημαντικότερο άλυτο πρόβλημα με την σουπερνόβα τύπου ΙΙ  είναι ότι δεν γίνεται κατανοητή πώς οι εκρηκτικές ριπές των νετρίνων μεταφέρουν την ενέργειά τους στο υπόλοιπο τμήμα του άστρου, παράγοντας το κύμα κλονισμού που αναγκάζει το αστέρι να εκραγεί. Παραπάνω είδαμε ότι μόνο το 1% της ενέργειας χρειάζεται να μεταφερθεί στα πρωτόνια και νετρόνια για να παραγάγει την υπερκαινοφανή έκρηξη, αλλά αυτό έχει αποδειχθεί δύσκολο να το αποδείξουμε. Στη δεκαετία του '90, ένα μοντέλο πρότεινε ότι η μεταφορά θερμότητας, είτε από τα νετρίνα από κάτω, είτε από την ύλη που πέφτει από πάνω, ολοκληρώνει τη διαδικασία της καταστροφής του μητρικού άστρου.

Τα βαρύτερα στοιχεία από το σίδηρο σχηματίζονται κατά τη διάρκεια αυτής της έκρηξης με τη σύλληψη των νετρίνων από τα νετρόνια, και κάτω από την πίεση των νετρίνων σπέρνουν το περιβάλλον διάστημα με ένα νέφος αερίου και σκόνης που είναι πλουσιότερο σε βαριά στοιχεία, από ότι ήταν το αρχικό αστέρι. Η φυσική των νετρίνων είναι κρίσιμη για την κατανόηση αυτής της διαδικασίας.

Ο άλλος κρίσιμος τομέας της έρευνας είναι η υδροδυναμική του πλάσματος που αποτελεί το αστέρι που πεθαίνει, το πώς συμπεριφέρεται κατά τη διάρκεια της κατάρρευσης του πυρήνα καθορίζει πότε και πώς σχηματίζεται το "κύμα κλονισμού" και πότε και πώς "χρονοτριβεί" και επαν-ενεργοποιείται. Τα μοντέλα των υπολογιστών είναι πολύ επιτυχημένα στον υπολογισμό της συμπεριφοράς του τύπου ΙΙ μόλις δημιουργηθεί ο κλονισμός.

Τέλος ο τύπος IIb χρησιμοποιείται για την περιγραφή ενός υπερκαινοφανή με συνδυασμένα χαρακτηριστικά του τύπου II και του τύπου Ib (παρουσιάζει μια γραμμή μη ιονισμένου ηλίου και το άστρο από το οποίο προέρχεται έκαψε τα καύσιμα στο κέντρο του).

Συνοπτικά στις εικόνες βλέπουμε:

(a) Ένα βαρύ άστρο με διαδοχικές καύσεις σχηματίζει ένα βαρύ πυρήνα από σίδηρο μετά την καύση του πυριτίου.
(b) Αυτός ο σιδερένιος πυρήνας φθάνει στο όριο της μάζας Chandrasekhar και ξεκινά να καταρρέει, με το εξωτερικό τμήμα του πυρήνα (μαύρα βέλη) να κινείται με υπερηχητικές ταχύτητες (κλονισμός) ενώ το πυκνότερο εσωτερικό τμήμα του πυρήνα (λευκά βέλη) ταξιδεύουν με υπο-ηχητικές ταχύτητες
(c) Ο εσωτερικός πυρήνας θα συμπιεστεί σε νετρόνια και η βαρυτική ενέργεια θα μετατραπεί σε νετρίνα.
(d) Το υλικό που καταρρέει αναπηδά στον πυρήνα (από νετρόνια) και σχηματίζει ένα κύμα κλονισμού που διαδίδεται προς τα έξω (κόκκινο)
(e) Ο κλονισμός αρχίζει να ακινητοποιείται μόλις η πυρηνική διαδικασία αφαιρεί ενέργεια, αλλά επαναναζωογονείται αντιδρώντας με τα νετρίνα
(f) Το υλικό έξω από τον εσωτερικό πυρήνα τελικά εκτινάσσεται, αφήνοντας πίσω του μόνο ένα εκφυλισμένο κατάλοιπο.

Καμπύλες φωτός στον υπερκαινοφανή τύπου Ia

Αριστερά: Είναι η γραφική παράσταση της φωτεινότητας (σχετικά με τον ήλιο) ως συνάρτηση του χρόνου για σουπερνόβες τύπου Ia

Οι σουπερνόβες τύπου Ia έχουν μια χαρακτηριστική καμπύλη της φωτεινότητας τους ως συνάρτηση του χρόνου μετά από την έκρηξη. Κοντά στο χρόνο της μέγιστης φωτεινότητας, το φάσμα περιέχει γραμμές στοιχείων ενδιάμεσης μάζας, από το οξυγόνο έως το ασβέστιο. Αυτά τα στοιχεία είναι τα κύρια συστατικά των εξωτερικών στρωμάτων του άστρου. Μήνες μετά από την έκρηξη, όταν επεκταθούν τα εξωτερικά στρώματα έως το σημείο να είναι διαφανή, το φάσμα κυριαρχείται από το φως που εκπέμπεται από το υλικό κοντά στον πυρήνα του άστρου, δηλαδή από τα βαριά στοιχεία που συντίθενται κατά τη διάρκεια της έκρηξης. Τα περισσότερα είναι κυρίως ισότοπα κοντά στη μάζα του σιδήρου. Η ραδιενεργός διάσπαση του νικέλιου-56 μέχρι το κοβάλτιο-56 έως το σίδηρο-56 παράγει υψηλής ενέργειας φωτόνια. Η ενέργεια των φωτονίων αυτών υπερισχύει της ενέργειας όλων των υλικών που εκτινάσσονται, στους μέσους έως τους ύστερους χρόνους. 

Η ομοιότητα στα σχεδιαγράμματα της απόλυτης φωτεινότητας σχεδόν όλων των γνωστών υπερκαινοφανών τύπου Ia, έχει οδηγήσει στη χρήση τους σαν κοσμικά κεριά (μέτρηση κοσμικών αποστάσεων) στην εξωγαλαξιακή αστρονομία, αντί των Κηφειδών άστρων που χρησιμοποιούνται μόνο στον Γαλαξία μας. Κι αυτό γιατί αφού έχουν την ίδια απόλυτη φωτεινότητα, άρα η ορατή φωτεινότητα τους (αυτή που βλέπουμε) είναι ανάλογη της απόστασης του γαλαξία που βρίσκονται από τη Γη. Η αιτία αυτής της ομοιομορφίας στην καμπύλη της απόλυτης φωτεινότητας είναι ακόμα ένα ανοικτό ζήτημα.

Καμπύλες φωτός στους υπερκαινοφανείς τύπου II-L και II-P

Αριστερά: Είναι η γραφική παράσταση της φωτεινότητας (σχετικά με τον ήλιο) ως συνάρτηση του χρόνου για σουπερνόβες τύπου II-L και II-P. Ο τύπος II-L λέγεται έτσι γιατί παρουσιάζει μια κορυφή (line) στο διάγραμμα, ενώ ο τύπος II-P λέγεται έτσι γιατί παρουσιάζει μια επίπεδη μορφή (plateau).

Οι καμπύλες της φωτεινότητας για τον τύπο ΙΙ διακρίνονται από την παρουσία γραμμών απορρόφησης Balmer υδρογόνου στα φάσματα τους. Αυτές οι καμπύλες φωτός έχουν ένα μέσο ρυθμό μείωσης 0,008 μεγέθη ανά ημέρα,  πολύ χαμηλότερο από το ρυθμό μείωσης της φωτεινότητας για τον τύπο σουπερνόβα Ι. Ο τύπος ΙΙ υποδιαιρείται σε δύο κατηγορίες, ανάλογα με εάν υπάρχει ένα πλάτωμα στην καμπύλη τους (τύπος ΙΙ-P) ή μια κορυφή και μετά γρήγορη μείωση (τύπος ΙΙ-L).
Η διαφορά στη μορφή των καμπυλών θεωρείται πως προκαλείται, στην περίπτωση των σουπερνοβών ΙΙ-L, από την αποβολή του μεγαλύτερου μέρους του περιβλήματος του υδρογόνου του μητρικού του άστρου. Ενώ η φάση του πλατώματος στις σουπερνόβες τύπου ΙΙ-P οφείλεται σε μια αλλαγή στην αδιαφάνεια του εξωτερικού στρώματος. Το κύμα κλονισμού ιονίζει το υδρογόνο στο εξωτερικό στρώμα, που αυξάνει κατά πολύ την αδιαφάνεια. Έτσι αποτρέπει τα φωτόνια από τα εσωτερικά μέρη της έκρηξης να διαφύγουν. Μόλις ψυχθεί αρκετά το υδρογόνο και μπορεί έτσι να επανασυνδυαστεί, το εξωτερικό στρώμα γίνεται διαφανές.

Ασυμμετρία έκρηξης

Ένα μακροχρόνιο αίνιγμα που περιβάλλει τις σουπερνόβες είναι η ανάγκη να εξηγηθεί γιατί το συμπαγές αντικείμενο (για παράδειγμα ένα άστρο νετρονίων ή ένα πάλσαρ), που παραμένει μετά την έκρηξη αποκτάει μια μεγάλη ταχύτητα, φεύγοντας έτσι μακριά από τον πυρήνα. Αυτό μάλλον συμβαίνει και στις μαύρες τρύπες, αλλά είναι πολύ πιο δύσκολο να τις παρατηρήσουμε απομονωμένες. Αυτό το 'λάκτισμα' μακριά από τον πυρήνα μπορεί να προσδώσει μια ταχύτητα 500 km/s ή και μεγαλύτερη σε ένα αντικείμενο μιας ηλιακής μάζας. Αυτή η μετατόπιση θεωρείται πως μπορεί να προκληθεί από μια ασυμμετρία στην έκρηξη, αλλά είναι ακόμα γρίφος ο μηχανισμός με τον οποίο αυτή μεταφέρεται η ορμή στο συμπαγές αντικείμενο. Κάποιες εξηγήσεις για αυτό το λάκτισμα περιλαμβάνουν τη μεταφορά ενέργειας στο καταρρέον άστρο, ή την παραγωγή πιδάκων κατά τη διάρκεια του σχηματισμού των άστρων νετρονίων.


Μια σύνθετη εικόνα του πυρήνα του Νεφελώματος του Καρκίνου σε μια υπέρθεση εικόνων στις ακτίνες X (μπλε) και οπτικές (κόκκινο). Ένα πάλσαρ κοντά στο κέντρο εκτοξεύει σωματίδια με σχεδόν την ταχύτητα του φωτός. Αυτό το άστρο νετρονίων περιστρέφεται με μια ταχύτητα 375 km/s. Το μέγεθος της εικόνας των ακτίνων X είναι μικρότερο, επειδή τα ηλεκτρόνια που εκπέμπουν την υψηλότερη ενέργεια των ακτίνων X ακτινοβολούν την ενέργειά τους πιο γρήγορα, από ότι τα ηλεκτρόνια με τη χαμηλότερη ενέργεια που εκπέμπουν στα οπτικά μήκη κύματος καθώς κινούνται

Μια εξήγηση για την ασυμμετρία στην έκρηξη είναι η μεγάλης κλίμακας μεταφορά ενέργειας από τον πυρήνα. Η μεταφορά αυτή μπορεί να δημιουργήσει μεταβολές στις τοπικές ποσότητες των στοιχείων, με συνέπεια την ανώμαλη πυρηνική καύση κατά τη διάρκεια της κατάρρευσης, της αναπήδησης και της τελικής έκρηξης.
Μια άλλη εξήγηση είναι ότι η συσσώρευση του αερίου πάνω στο κεντρικό αστέρι νετρονίων μπορεί να δημιουργήσει έναν δίσκο, που δημιουργεί πίδακες υψηλής κατευθυντικότητας, προωθώντας πλάγιους κλονισμούς που αναστατώνουν εντελώς το αστέρι. Αυτοί οι πίδακες μπορούν να διαδραματίσουν έναν κρίσιμο ρόλο στην προκύπτουσα υπερκαινοφανή έκρηξη. Οι
Οι αρχικές ασυμμετρίες κατά την έκρηξη έχουν επιβεβαιωθεί επίσης από παρατηρήσεις και στις εκρήξεις σουπερνοβών τύπου Ia. Αυτό το αποτέλεσμα μπορεί να σημαίνει ότι η αρχική φωτεινότητα αυτού του τύπου σουπερνόβας μπορεί να εξαρτιέται από τη γωνία εξέτασης. Πάντως, η έκρηξη γίνεται πιο συμμετρική με το πέρασμα του χρόνου. Οι αρχικές ασυμμετρίες ανιχνεύονται μετρώντας την πόλωση του εκπεμπόμενου φωτός.

Ο τύπος Ia και οι υπερκαινοφανείς κατάρρευσης του πυρήνα

Επειδή έχουν ένα παρόμοιο λειτουργικό μοντέλο, οι τύποι Ib, Ic και ορισμένες σουπερνόβες τύπου ΙΙ λέγονται  συλλογικά Υπερκαινοφανείς Κατάρρευσης Πυρήνων. Μια θεμελιώδης διαφορά μεταξύ του τύπου Ia και των σουπερνοβών Κατάρρευσης του Πυρήνα είναι η πηγή της ενέργειας για την ακτινοβολία που εξέπεμψε κοντά στην αιχμή (κορυφή) της καμπύλης του φωτός.

Οι πρόγονοι των υπερκαινοφανών Κατάρρευσης του Πυρήνα είναι αστέρια με εκτεταμένα στρώματα, που μπορούν να επιτύχουν έναν βαθμό διαφάνειας με ένα σχετικά μικρό ποσό διαστολής. Το μεγαλύτερο μέρος της ενέργειας που τροφοδοτεί την εκπομπή κατά το μέγιστο φως,  προέρχεται από το κύμα κλονισμού που θερμαίνει και εκτινάσσει το εξωτερικό στρώμα.

Αφ' ετέρου, οι πρόγονοι των σουπερνοβών τύπου Ia είναι συμπαγή αντικείμενα, πολύ μικρότερα (αλλά πιο βαριά) από τον ήλιο, τα οποία πρέπει να διασταλούν (και επομένως να ψυχθούν) πολύ πριν γίνουν διαφανή. Η δε θερμότητα από την έκρηξη εκλύεται κατά την διαστολή και δεν είναι διαθέσιμη για την παραγωγή του φωτός. Έτσι, η ακτινοβολία που εκπέμπεται από τις σουπερνόβες τύπου Ia αποδίδεται εξ ολοκλήρου στην διάσπαση των ραδιενεργών πυρήνων που παράγονται στην έκρηξη,  κυρίως το νικέλιο-56 (με ένα χρόνο ημιζωής 6,1 ημερών) και ο θυγατρικός πυρήνας του κοβάλτιο-56 (με χρόνο ημιζωής 77 ημερών). Οι ακτίνες γάμμα που εκπέμπονται κατά τη διάρκεια αυτής της πυρηνικής αποσύνθεσης απορροφώνται από το υλικό που εκτινάσσεται, θερμαίνοντας το μέχρι λευκοπύρωσης του.

Επειδή το υλικό που εκτινάσσεται από μια σουπερνόβα με Κατάρρευση Πυρήνα επεκτείνεται και ψύχεται, η ραδιενεργός διάσπαση είναι αυτή που αναλαμβάνει τελικά να παίξει το ρόλο της κύριας πηγής ενέργειας για την εκπομπή του φωτός και σε αυτήν την περίπτωση.

Τελικά μια φωτεινή σουπερνόβα τύπου Ia μπορεί να αποβάλει 0.5 - 1 ηλιακές μάζες από νικέλιο-56, ενώ μια σουπερνόβα κατάρρευσης του πυρήνα εκτινάσσει πιθανώς πιο κοντά σε 0,1 ηλιακή μάζα από νικέλιο-56.

Πηγή βαρέων στοιχείων

Οι σουπερνόβες είναι μια βασική πηγή στοιχείων βαρύτερων από το οξυγόνο. Αυτά τα στοιχεία παράγονται είτε από την πυρηνική σύντηξη (για τον σίδηρο-56 και τα ελαφρύτερα του στοιχεία), είτε κατά την πυρηνοσύνθεση κατά τη διάρκεια της υπερκαινοφανής έκρηξης για τα στοιχεία που είναι βαρύτερα από τον σίδηρο. Η σουπερνόβα είναι η πλέον πιθανή, αν και μη αδιαφιλονίκητη, υποψήφια περιοχή για τη r-διαδικασία, η οποία είναι μια γρήγορη μορφή πυρηνοσύνθεσης, που εμφανίζεται υπό συνθήκες υψηλής θερμοκρασίας και υψηλής πυκνότητας των νετρονίων. Οι αντιδράσεις παράγουν ιδιαίτερα ασταθείς πυρήνες που είναι πλούσιοι σε νετρόνια. Αυτές οι μορφές είναι ασταθείς και γρήγορα κάνουν βήτα διασπάσεις για να μετατραπούν σε σταθερότερες μορφές.

Η αντίδραση με r-διαδικασία, που είναι πιθανό να εμφανιστεί στον τύπο ΙΙ, παράγει σχεδόν τα μισά στοιχεία πέρα από το σίδηρο, συμπεριλαμβανομένου και του πλουτώνιου, του ουράνιου και του καλιφόρνιου. Η μόνη άλλη σημαντική ανταγωνιστική διαδικασία για τα βαρύτερα στοιχεία από τον σίδηρο είναι η s-διαδικασία στα μεγάλα, παλαιά ερυθρά γιγάντια αστέρια, η οποία παράγει αυτά τα στοιχεία πιο αργά, αλλά δεν μπορεί να παραγάγει στοιχεία βαρύτερα από το μόλυβδο.

Ο ρόλος των υπερκαινοφανών στην αστρική εξέλιξη

Ότι έμεινε από μια υπερκαινοφανή έκρηξη αποτελείται από ένα συμπαγές αντικείμενο και από ένα κύμα κλονισμού του υλικού που επεκτείνεται γρήγορα. Αυτό το νέφος των υλικών 'σκουπίζει' ότι υπάρχει στο περιβάλλον διαστρικό μέσο κατά τη διάρκεια μιας φάσης ελεύθερης διαστολής, η οποία μπορεί να κρατήσει μέχρι και δύο αιώνες. Το κύμα κλονισμού έπειτα βαθμιαία υποβάλλεται σε μια περίοδο αδιαβατικής διαστολής, οπότε θα ψυχθεί αργά και θα αναμιχθεί με το περιβάλλον διαστρικό μέσο για μία περίοδο περίπου 10.000 ετών.

Στην στάνταρτ αστρονομία, η Μεγάλη Έκρηξη παρήγαγε το υδρογόνο, το ήλιο, και ίχνη λιθίου, ενώ όλα τα βαρύτερα στοιχεία συντίθενται στα αστέρια και τις σουπερνόβες. Οι σουπερνόβες τείνουν να εμπλουτίσουν το διαστρικό περιβάλλον μέσο με μέταλλα, τα οποία για τους αστρονόμους είναι όλα τα στοιχεία εκτός από το υδρογόνο και το ήλιο, και είναι ένας διαφορετικός ορισμός από αυτός που χρησιμοποιείται για τα μέταλλα στη χημεία.


Τα κατάλοιπα μιας σουπερνόβας N 63A βρίσκονται μέσα σε μια συμπαγής περιοχή αερίου και σκόνης στο Μεγάλο Νέφος του Μαγγελάνου


Αυτά τα στοιχεία (τα μέταλλα που παράγονται στις εκρήξεις των σουπερνοβών) εμπλουτίζουν τελικά τα μοριακά νέφος, που είναι οι περιοχές σχηματισμού των άστρων. Έτσι, κάθε αστρική γενεά έχει μια ελαφρώς διαφορετική σύνθεση, που ξεκινάει από ένα σχεδόν καθαρό μίγμα υδρογόνου και ηλίου προς μια σύνθεση ολοένα πλουσιότερη σε μέταλλα. Οι σουπερνόβες λοιπόν είναι ο κυρίαρχος μηχανισμός για την διανομή των βαρύτερων στοιχείων, που σχηματίζονται σε ένα αστέρι κατά τη διάρκεια της περιόδου της πυρηνικής σύντηξης, σε όλο το διάστημα. Οι διαφορετικές αναλογίες των στοιχείων στο υλικό που σχηματίζει ένα άστρο έχουν σημαντική επίδραση στη ζωή του άστρου, και μπορούν να επηρεάσουν αποφασιστικά τη δυνατότητα να φτιάξουν πλανήτες που είναι σε τροχιά γύρω τους.

Η κινητική ενέργεια ενός διαστελλόμενου κατάλοιπου από μια σουπερνόβα μπορεί να προκαλέσει το σχηματισμό άστρων λόγω της συμπίεσης των κοντινών, πυκνών μοριακών νεφών στο διάστημα. Η αύξηση στην της διαταραχής μπορεί όμως και να αποτρέψει το σχηματισμό άστρων εάν το νέφος είναι ανίκανο να χάσει την υπερβολική του ενέργεια.
Αποδεικτικά στοιχεία από τα θυγατρικά προϊόντα βραχύβιων ραδιενεργών ισοτόπων δείχνουν ότι στην κοσμική γειτονιά μας, μια έκρηξη σουπερνόβας καθόρισε αποφασιστικά τη σύνθεση του ηλιακού συστήματος πριν 4,5 δισεκατομμύρια χρόνια, και μπορεί ακόμη και να είχε προκαλέσει το σχηματισμό του ηλιακού συστήματος.  Τέλος, η παραγωγή των κατάλληλων βαρέων στοιχείων από σουπερνόβες κατέστησε τελικά δυνατή τη χημεία της ζωής πάνω στη Γη.


Λίστα των λαμπρών υπερκαινοφανών
Όνομα Ορατός Μέγεθος Απόσταση Τύπος Κατάλοιπο
Sagittarius A East  ?  ? 26,000 ly  ? Sagittarius A East
W49B  ?  ? 35,000 ly  ? GRB remnant ?
W50  ?  ? 16,000 ly  ? SS 433
Vela Supernova 11η-9η χιλιετία π.Χ.  ? 800 ly  ? Vela Supernova Remnant
SN 185 7 Δεκεμβρίου 185 -8? 3,000 ly Ia? Possibly RCW 86
SN 1006 1 Μαΐου 1006 -7.5 7,200 ly Ia SNR 1006
SN 1054 1054 -6 6,300 ly II Crab Nebula
SN 1181 1181 -1  ?  ? Possibly 3C58
SN 1572 11 Νοεμβρίου 1572 -4 7,500 ly Ia Tycho Brahe Supernova Remnant
SN 1604 8 Οκτωβρίου 1604 -2.5 20,000 ly Ia? Kepler's Supernova Remnant
Cassiopeia A μέσα του 17ου αιώνα +6 10,000 ly  ? Cassiopeia A Supernova Remnant
SN 1885A 20 Αυγούστου 1885 +6 2,500,000 ly  ? SNR 1885A
SN 1987A 24 Φεβρουαρίου 1987 +3 168,000 ly II-P SNR 1987A
SN 2004dj 31 Ιουλίου 2004 +11.2 8,000,000 ly II-P  ?
SN 2005B 12 Ιανουαρίου 2005 +18  ?  ?  ?
RX J0852.0-4622 Άγνωστο ακαθόριστο ακαθόριστη  ? G266.2−1.2

Πηγές: Wikipedia, NASA,physics4u.gr 

Δείτε και τα σχετικά άρθρα
Οι αστρικές υπερκαινοφανείς εκρήξεις