Gdy gwiazda taka jak Słońce umiera, wyrzuca swoje zewnętrzne warstwy w przestrzeń, pozostawiając gorące, gęste jądro do schłodzenia przez eony. Ale niektóre inne typy gwiazd giną w tytanicznych eksplozjach, zwanych supernowymi. Supernowa może świecić tak jasno, jak cała galaktyka składająca się z miliardów „normalnych” gwiazd. Niektóre z tych eksplozji całkowicie niszczą gwiazdę, podczas gdy inne pozostawiają po sobie albo super-gęstą gwiazdę neutronową, albo czarną dziurę – obiekt o tak potężnej grawitacji, że nawet światło nie może z niego uciec.
Supernowe dzielą się na dwie szerokie kategorie, znane jako Typ I i Typ II, które są definiowane przez widmo materii wyrzucanej w przestrzeń oraz przez sposób, w jaki gwiazdy jaśnieją i gasną. Ponieważ jednak odkryto więcej supernowych, linia dzieląca te dwie kategorie zaciera się.
Najbardziej znane supernowe typu I są znane jako supernowe typu Ia. Typ Ia prawdopodobnie powstaje, gdy gwiazda typu białego – „trup” gwiazdy o średniej masie, takiej jak Słońce – zostaje całkowicie rozerwana na kawałki.
Astronomowie podejrzewają białe karły jako winowajców, ponieważ supernowe typu Ia zazwyczaj występują w regionach przestrzeni, które zawierają głównie starsze gwiazdy, co sugeruje, że typ Ia jest eksplozją długo żyjącej gwiazdy. Gwiazdy, które żyją długo nie mogą być szczególnie masywne, co dodatkowo uwiarygodnia teorię białych karłów. Widma supernowych typu Ia pokazują niewiele lub wcale wodoru, najbardziej powszechnego pierwiastka we wszechświecie. Zamiast tego, pokazują dużo węgla i tlenu, który jest składem białego karła.
Maksymalna masa białego karła jest 1,4 razy większa od masy Słońca, wartość znana jako granica Chandrasekhara. Białe karły o masie zbliżonej do masy Chandrasekhara są zasadniczo identyczne, więc przechodzą niemal identyczne eksplozje.
Najpopularniejszą teorią przekształcenia gwiazdy typu biały karzeł w supernową jest akt gwiezdnego kanibalizmu. Jeśli biały karzeł ma bliskiego towarzysza gwiazdowego, może on kraść gaz z powierzchni towarzysza. Jeśli ilość materiału zgromadzonego przez białego karła przesunie jego masę w pobliże granicy Chandrasekhara, biały karzeł może eksplodować, nie pozostawiając nic za sobą.
Remnant supernowej w Mgławicy KrabaGwiazdy, które tworzą supernowe typu II, z drugiej strony, prawdopodobnie rodzą się w ramionach spiralnych galaktyki — regionach, które są zaludnione przez wiele młodych, jasnych gwiazd — i nie żyją wystarczająco długo, aby wędrować ze swoich miejsc narodzin. Ponieważ są krótkotrwałe, takie gwiazdy muszą być masywne.
Jasność typowej supernowej typu II osiąga szczyt po tygodniu lub dwóch i pozostaje prawie stała przez okres do dwóch miesięcy. Następnie nagle spada, po czym przez kilka następnych miesięcy ściemnia się bardziej stabilnie. Wzorzec emisji światła w czasie jest zgodny z wybuchem gwiazdy typu „supergigant”.
Supergigant przeszedł przez sekwencję etapów, które wytworzyły coraz cięższe pierwiastki w jego jądrze – od wodoru do helu, węgla, tlenu i tak dalej. Ale ta sekwencja gwałtownie się kończy, gdy jądro zostaje przekształcone w żelazo. Żelazo może jedynie absorbować energię jądrową, a nie ją wytwarzać. Ponieważ nie może już produkować energii, gwiazda traci źródło ciśnienia wewnętrznego i zapada się.
Kiedy zapaść osiąga gęstość krytyczną, zatrzymuje się. W tym momencie materia w jądrze gwiazdy jest upakowana tak ciasno, że blok jej materiału wielkości kostki cukru ważyłby miliony ton. Jądro stało się gwiazdą neutronową – obiektem masywniejszym niż Słońce, ale o średnicy zaledwie kilku mil.
Proces zapadania się uwalnia wystarczająco dużo energii, aby rozerwać zewnętrzne warstwy gwiazdy na kawałki i wystrzelić je w przestrzeń z prędkością kilku procent prędkości światła. Fragmenty te unoszą hel, wapń, tlen, węgiel i inne pierwiastki w przestrzeń kosmiczną, gdzie mogą kiedyś zostać włączone do nowych gwiazd i planet.
Czym różni się nowa od supernowej?
Artystyczna koncepcja nowej „Nova” to łacińskie słowo, które oznacza „nowy”. W astronomii jest używane do opisania obiektu, który nagle świeci znacznie jaśniej niż wcześniej. Nowe pojawiają się w układach wielokrotnych gwiazd, w których biały karzeł, gwiazda neutronowa lub nawet czarna dziura zasysa gazy z zewnętrznej atmosfery towarzyszącej jej gwiazdy do otoczki z materii wokół siebie.
W miarę zwiększania się ilości materii gaz staje się coraz gorętszy i gęstszy, aż do momentu, gdy nagły początek fuzji wodorowej w otoczce wywołuje ogromną eksplozję termojądrową. Jasność gwiazdy wzrasta milion razy – wystarczy, aby była tak jasna jak najjaśniejsze gwiazdy.
.