başlangıç kütlesi güneş kütlesinin en az 8 katı olan yıldızların evrimlerinin sonunda gerçekleştirdiği ya da bir çift yıldız sistemine mensup beyaz cüce yıldızın üzerine, yoldaş yıldızından gelen aşırı miktarda madde birikimiyle meydana gelen şiddetli patlama.
büyük kütleli bir yıldızın gerçekleştirdiği süpernovalar tip II (ı harfi değil, iki. Yani tip iki ) süpernova olarak adlandırılır. tip Ib ve tip Ic alt kategorileri de vardır. beyaz cücelerde gerçekleşenler ise tip Ia süpernovalardır.
büyük kütleli yıldızlar başlangıçta merkezi çekirdekte, tüm yıldızlar gibi hidrojen yakarlar.
burada bir parantez açalım. yakmaktan kasıt bildiğimiz oksijenle kimyasal yanma değildir. yıldızlarda yanma kavramı, nükleer bir reaksiyon olan füzyondur. bu nedenle mesela bir yıldıza kütlesinden fazla su dökebilseydiniz onu söndüremezdiniz.
hidrojen tükendiğinde helyum, daha sonra sırasıyla karbon, neon, oksijen ve silisyumu da yakan yıldızın çekirdeğinde demir atomları biriktiğinde, yıldız artık bunu yakacak enerjiyi bulamaz. başlangıçta hidrojenin yanma süresi ortalama bir yıldız için 10 üzeri 7 yıl mertebelerindedir. fakat çekirdekteki hidrojen bitip diğer elementlere geçildiğinde, bunların yanma süreleri de gittikçe kısalır. öyle ki silisyumun çekirdekte yanma süresi modellemelere göre 5 gün civarındadır. bu aşamaya gelindiğinde, başlangıçta çekirdekte 10 üzeri 7 kelvin mertebelerindeki sıcaklık da artmış olur ve 10 üzeri 9 kelvini bulur. bu nedenle artık fotonlar çekirdeği parçalayabilecek enerjiye sahiptir ve bu sürece fotoparçalanma adı verilir. bu aşamada iş, yıldızın ömrü boyunca yaptığı her şeyin bir nevi geriye alınması ile sonuçlanır. yani film geri sarılır ve bu defa ağır demir atomları parçalanarak proton ve nötronlara kadar ayrışır.
demir çekirdek parçalanmaya başladığında, çekirdek aniden büyük bir hızla çöker. yaklaşık 1 saniye içerisinde dünya hacmi kadar bir büyüklükten, 50 kilometrelik bir yarıçapa sıkışır. içeride oluşan basınç dalgaları ses hızına ulaştığında şok dalgaları ortaya çıkar. şok dalgasının etkisiyle dış çekirdek büyük bir hızla ve enerjiyle uzaya savrulur. tipik bir tip II süpernovası, 10 üzeri 46 joule enerji açığa çıkarır. enerjinin çoğu nötrino formundadır. geriye kalan "yıldız ölüsü", başlangıç kütlesine bağlı olarak bir nötron yıldızı ya da kara deliktir.
tip Ia süpernovaların mekanizması bundan farklıdır. bu defa bir çift yıldız sistemi söz konusudur. bileşenlerden biri beyaz cücedir. diğer bileşen herhangi bir yıldız olabilir. bileşenler birbirlerine çok yakınsa, yıldızın birinden diğerine (beyaz cüceye) madde aktarımı olur. yıldızın atmosferindeki gazlar beyaz cücenin üzerine düşmeye ve etrafında bir birikim diski oluşturmaya başlar. madde beyaz cüce üzerine sonsuza dek yığılamaz. bir beyaz cüce, güneş kütlesinin 1.44 katına kadar madde taşıyabilir. eğer miktar bunu, yani chandrasekhar limitini aşarsa, beyaz cüce bir süpernova patlaması ile çökerek nötron yıldızı oluşturur.
süpernovalar oldukça yüksek parlaklıklara ulaşırlar. bir galaksi içerisindeki süpernovanın ışınım gücü, galaksideki yıldızların ışınım gücünün toplamından bile yüksek olabilir ve gündüz bile gökyüzünde görülebilir. ancak nadir olaylardır ve bu nedenle tanıklık etmek zordur.
peki bir anlamı var mıdır tüm bunların astronomi açısından? elbette! doğada bildiğimiz ağır elementler, bu süpernova patlamaları sonucu oluşur. ayrıca patlamalardan geriye kalan gaz bulutları, yeni yıldızların ve gezegen sistemlerinin oluşması için gereken ortamı sağlar. tip Ia patlamaları ise, parlaklık değişimleri nedeniyle "standart kandiller" olarak galaksilerin uzaklıklarını ölçmek için kullanılırlar.
meşhur bir süpernova artığı olan yengeç bulutsusu: