Jakie są różne rodzaje supernowych?
Supernowa to gwałtowna eksplozja, która występuje jako etap rozwoju w niektórych gwiazdach. Supernowa trwa od kilku tygodni do miesięcy i w tym czasie może uwalniać więcej energii, niż Słońce wyemitowałoby przez 10 miliardów lat. Supernowe są w stanie przyćmić swoje galaktyki-gospodarze. W galaktyce wielkości Drogi Mlecznej supernowe pojawiają się mniej więcej raz na pięćdziesiąt lat.
Gdyby supernowa pojawiła się 26 lat świetlnych od Ziemi, zrzuciłaby połowę naszej warstwy ozonowej. Niektórzy paleontolodzy obwiniają pobliską supernową za wyginięcie ordowiku i syluru, które miało miejsce około 444 milionów lat temu, podczas którego zginęło 60% życia oceanicznego. Najjaśniejszą supernową w historii ludzkości zaobserwowali 1006 ludzie w całej Eurazji, a najdokładniejsze notatki pochodzą z Chin. Dzięki jasności wynoszącej od ćwierć do połowy jasności Księżyca w pełni, ta supernowa była tak jasna, że rzucała cienie.
Supernowe występują na dwa sposoby i są odpowiednio podzielone na typy - supernowe typu I i supernowe typu II.
Supernowe typu I mają miejsce, gdy biały karzeł z tlenem węgla, ziemska pozostałość gwiezdna pozostawiona z milionów lat spalania wodoru i helu, gromadzi wystarczającą masę, aby przekroczyć granicę Chandrasekhar, która wynosi 1,44 masy Słońca obracająca się gwiazda. Powyżej tego ograniczenia skorupy elektronów w atomach tworzących karła nie mogą się już odpychać, a gwiazda zapada się. Gwiezdny obiekt zawierający około masy Słońca w przestrzeni równej Ziemi staje się jeszcze mniejszy, dopóki nie zostanie osiągnięta temperatura i gęstość niezbędna do zapłonu węgla. W ciągu kilku sekund znaczna część węgla w gwiezdnej stopie się z tlenem, magnezem i neonami, uwalniając energię odpowiadającą 10 29 megatonom TNT. To wystarczy, aby rozerwać gwiazdę z prędkością około 3% prędkości światła.
Supernowa typu II jest również nazywana supernową zapadającą się w jądrze. Dzieje się tak, gdy nadolbrzymowa gwiazda o masie ponad dziewięciu mas Słońca łączy elementy w rdzeniu aż do żelaza, co nie zapewnia już przyrostu energii netto w wyniku fuzji. Bez wytworzenia energii netto nie może dojść do reakcji jądrowej, a żelazny rdzeń gromadzi się, aż osiągnie wspomniany wcześniej limit Chandrasekhar. W tym momencie zapada się, tworząc gwiazdę neutronową, obiekt zawierający masę Słońca na obszarze o średnicy około 30 km (18,6 mil) - wielkości dużego miasta. Większość gwiazd poza rdzeniem również zaczyna się zapadać, ale odbija się od super-gęstej materii gwiazdy neutronowej, szybko stapiając wszystkie pozostałe jądra światła i tworząc wybuch o podobnej skali do supernowej typu I.
Ponieważ supernowe typu I mają stosunkowo przewidywalne uwalnianie energii, są czasami używane jako standardowe świece w astronomii do pomiaru odległości. Ponieważ znana jest ich bezwzględna wielkość, związek między wielkością bezwzględną i pozorną można wykorzystać do ustalenia odległości supernowej.