# Süpernova
Süpernova, bir yıldızın son derece güçlü ve parlak bir şekilde patlamasıdır. Bir süpernova, büyük kütleli bir yıldızın evriminin son aşamalarında veya bir beyaz cücede kontrolsüz nükleer füzyonun tetiklenmesiyle meydana gelir. "Ata yıldız" olarak adlandırılan kaynak gök cismi, patlama sonucunda ya bir nötron yıldızına veya bir kara deliğe dönüşerek içine çöker ya da tamamen yok olarak bir dağınık bulutsu oluşturur. Bir süpernovanın ulaştığı en yüksek optik ışıma gücü, parlaklığı birkaç hafta veya birkaç ay içinde azalmadan önce, tek başına bütün bir gökadanın parlaklığına ulaşabilir.
Samanyolu'nda doğrudan gözlemlenen son süpernova, 1604 yılındaki Kepler Süpernovası'dır. 1572 yılındaki Tycho Süpernovası'ndan kısa bir süre sonra görülen bu patlamaların her ikisi de çıplak gözle görülebilecek kadar parlaktı. Daha yakın tarihli süpernovaların kalıntıları da tespit edilmiştir ve diğer gökadalardaki süpernova gözlemleri, Samanyolu'nda her yüzyılda ortalama üç kez bu tür bir patlamanın meydana geldiğini düşündürmektedir. Samanyolu içinde gerçekleşecek bir süpernovanın modern teleskoplarla gözlemlenebilmesi neredeyse kesindir. Çıplak gözle gözlenen en son süpernova ise Samanyolu'nun uydu gökadalarından Büyük Macellan Bulutu içerisindeki bir mavi üstdev yıldızın patlaması olan SN 1987A'dır.
Kuramsal çalışmalar, süpernovaların büyük çoğunluğunun iki temel mekanizmadan biriyle tetiklendiğini göstermektedir: Bir beyaz cücede nükleer füzyonun ani bir şekilde yeniden başlaması veya büyük kütleli bir yıldızın çekirdeğinin ani bir şekilde kütleçekimsel çökmesidir.
  - Bir beyaz cücenin yeniden alevlenmesi durumunda, cismin sıcaklığı kontrolsüz nükleer füzyonu tetikleyecek kadar yükselir ve bu süreç yıldızı tamamen parçalar. Muhtemel nedenler arasında, ikili sistemdeki yoldaş yıldızdan yığılma yoluyla madde birikmesi veya bir yıldız birleşmesi yer alır.
 - Büyük kütleli bir yıldızın ani bir şekilde içe çökmesi durumunda ise yıldızın çekirdeği, kendi kütleçekimine karşı koyacak yeterli füzyon enerjisini üretemediği anda ani bir çöküş yaşar. Yıldızın demir elementini kaynaştırmaya başlamasıyla bu süreç kaçınılmaz olsa da daha önceki metal füzyonu aşamalarından birinde de gerçekleşebilir.
Süpernovalar, birkaç Güneş kütlesine eş değer maddeyi ışık hızının yüzde birkaçına varan hızlarla uzaya fırlatabilir. Bu süreç, çevredeki yıldızlararası ortama yayılan bir şok dalgası oluşturur ve bu dalga, genişleyen bir gaz ve toz kabuğunu süpürerek süpernova kalıntısı olarak gözlemlenen yapıyı meydana getirir. Süpernovalar, oksijenden rubidyuma kadar pek çok elementin yıldızlararası ortamdaki ana kaynağıdır. Genişleyen bu şok dalgaları yeni yıldızların oluşumunu tetikleyebilir. Süpernovalar kozmik ışınların da önemli bir kaynağıdır. Ayrıca kütleçekim dalgaları da üretebilecekleri düşünülmektedir.


## Etimoloji.
"Süpernova" kelimesi, Latincede "yeni" anlamına gelen "nova" sözcüğünden türetilmiştir. Bu adlandırma, gökyüzünde "yeni" ve parlak bir yıldız gibi geçici olarak beliren gök olaylarını ifade eder. Sözcüğün başındaki "süper-" ön eki, bu olguyu kendisinden çok daha düşük ışıma gücüne sahip olan sıradan novalardan ayırmak için eklenmiştir.
İngilizcede, Latinceden gelen "supernovae" veya İngilizce dil bilgisi kurallarına göre oluşturulan "supernovas" olmak üzere iki farklı çoğul kullanımı vardır. Terim, bilimsel metinlerde sıklıkla SN (tekil) ya da SNe (çoğul) olarak kısaltılır.
"Süpernova" terimi ilk kez 1931 yılında Walter Baade ve Fritz Zwicky tarafından astrofizik derslerinde kullanılmıştır. Terimin bir dergide ilk kez yayımlanması ise 1933 yılında, bu ifadeyi onlardan bağımsız olarak da geliştirmiş olabileceği düşünülen Knut Lundmark'ın bir makalesiyle gerçekleşmiştir.


## Gözlem tarihçesi.
Bir süpernovanın görünür olduğu süre, bir yıldızın tüm ömrüyle karşılaştırıldığında oldukça kısa ve çoğu zaman yalnızca birkaç ayla sınırlıdır. Bu durum, çıplak gözle böyle bir olaya tanıklık etme olasılığını, bir insanın hayatı boyunca ancak bir kez karşılaşabileceği kadar nadir bir deneyim haline getirir. Tipik bir gökadadaki yüz milyar yıldızın yalnızca çok küçük bir kısmı süpernovaya dönüşebilir; çünkü bu potansiyel, sadece büyük kütleli yıldızlara ve en az bir beyaz cüce içeren nadir ikili yıldız sistemlerine özgüdür.


### İlk kayıtlar.
Muhtemel bir süpernovaya ait en eski kayıt olan HB9, büyük ihtimalle Hint alt kıtasında tarih öncesi dönemde yaşamış bilinmeyen bir halk tarafından görülmüş ve Keşmir'in Burzahama bölgesindeki bir kaya oymasında tasvir edilmiştir. Bu oyma MÖ 4500 ± 1000 yıllarına tarihlendirilmektedir. Daha sonra SN 185, MS 185 yılında Çinli gökbilimciler tarafından belgelenmiştir. Kaydedilen en parlak süpernova, MS 1006 yılında Kurt takımyıldızında gözlemlenen SN 1006'dır. Bu olay; Çin, Japonya, Irak, Mısır ve Avrupa'daki gözlemciler tarafından tarif edilmiştir. Geniş kitlelerce gözlemlenen SN 1054 süpernovası ise Yengeç Bulutsusu'nu oluşturmuştur.
Çıplak gözle gözlemlenen son Samanyolu süpernovaları olan SN 1572 ve SN 1604, Avrupa'da astronominin gelişimi üzerinde dikkate değer bir etki yaratmıştır; çünkü bu patlamalar, Aristoteles'in Ay ve gezegenlerin ötesindeki evrenin statik ve değişmez olduğu yönündeki fikrine karşı çıkmak için kullanılmıştır. Johannes Kepler, SN 1604'ü 17 Ekim 1604'te en yüksek parlaklığındayken gözlemlemeye başlamış ve bir yıl sonra çıplak gözle görülemez hale gelinceye kadar parlaklığına dair tahminlerde bulunmaya devam etmiştir. Bu, Tycho Brahe'nin Kraliçe takımyıldızında gözlemlediği SN 1572'den sonra, aynı nesil içinde gözlemlenen ikinci süpernovaydı.
Gökadamızdaki bilinen en genç süpernova olan G1.9+0.3'ün 19. yüzyılın sonlarında, yani yaklaşık 1680'den kalma Cassiopeia A'dan çok daha yakın bir zamanda meydana geldiğine dair bazı kanıtlar bulunmaktadır. Her ikisi de gerçekleştiği sırada fark edilememiştir. G1.9+0.3 vakasında, galaktik disk düzlemi boyunca bulunan tozun neden olduğu yüksek sönümlenme, olayın fark edilemeyecek kadar sönükleşmesine yol açmış olabilir. Cassiopeia A için durum daha belirsizdir, çünkü tespit edilen kızılötesi ışık yankıları onun özellikle yüksek sönümlenme olan bir bölgede olmadığını göstermiştir.


### Teleskopla yapılan gözlemler.
Teleskobun geliştirilmesi, daha sönük ve daha uzak süpernovaların gözlemlenip keşfedilmesine olanak tanımıştır. Bu yöntemle yapılan ilk gözlem, Andromeda Gökadası'ndaki SN 1885A olmuştur. İkinci bir süpernova, SN 1895B, on yıl sonra NGC 5253'te keşfedildi. Başlangıçta yalnızca yeni bir nova kategorisi olduğu düşünülen bu olgular üzerine ilk çalışmalar 1920'lerde gerçekleştirilmiştir. Bu gök olaylarına "üst sınıf novalar", "Hauptnovae" (Alm. "Ana novalar") veya "dev novalar" gibi çeşitli adlar verilmiştir. "Süpernova" teriminin 1931'de Caltech'teki derslerde Walter Baade ve Fritz Zwicky tarafından ortaya atıldığı düşünülmektedir. Bu terim "super-Novae" şeklinde ilk kez 1933 yılında Knut Lundmark tarafından yayımlanan bir makalede ve 1934 yılında Baade ve Zwicky tarafından yayımlanan bir makalede kullanılmıştır. 1938'e gelindiğinde ise aradaki tire artık kullanılmıyor ve terimin modern hali kabul görüyordu.
Amerikalı gökbilimciler Rudolph Minkowski ve Fritz Zwicky, 1941'den başlayarak modern süpernova sınıflandırma şemasını geliştirmiştir. 1960'larda gökbilimciler, süpernovaların ulaştığı en yüksek parlaklığın "standart mum" olarak kullanılabileceğini ve dolayısıyla astronomik mesafelerin bir göstergesi olabileceğini keşfettiler. 2003 yılında gözlemlenen en uzak süpernovalardan bazılarının beklenenden daha sönük görünmesi, evrenin ivmelenerek genişlediği görüşünü desteklemektedir. Hakkında yazılı gözlem kaydı bulunmayan süpernova olaylarını yeniden yapılandırmak için çeşitli teknikler geliştirilmiştir. Cassiopeia A süpernova olayının tarihi, bulutsulardan yansıyan ışık yankılarıyla belirlenirken, süpernova kalıntısı RX J0852.0-4622'nin yaşı ise sıcaklık ölçümlerinden ve titanyum-44'ün radyoaktif bozunmasından kaynaklanan gama ışını emisyonlarından yola çıkılarak tahmin edilmiştir.
Bugüne kadar kaydedilen ışıma gücü en yüksek süpernova, 3,82 milyar ışık yılı uzaklıktaki ASASSN-15lh'dir. İlk olarak Haziran 2015'te tespit edilen bu süpernova, 570 milyar L☉ ile zirveye ulaşmıştır ki bu değer, bilinen diğer tüm süpernovaların bolometrik ışıma gücünün iki katıdır. Bu süpernovanın doğası tartışmalıdır ve bir yıldızın kara delik tarafından gelgitsel olarak parçalanması gibi çeşitli alternatif açıklamalar öne sürülmüştür.
SN 2013fs, 6 Ekim 2013'teki patlama olayından üç saat sonra Intermediate Palomar Transient Factory tarafından kaydedilmiştir. Patlamadan sonra yakalanan en erken süpernovalardan biridir ve asıl patlamadan altı saat sonra spektrumları elde edilen en erken vakadır. Bu yıldız, Kanatlıat (Pegasus) takımyıldızında, 160 milyon ışık yılı uzaklıktaki NGC 7610 adlı bir sarmal gökadada yer almaktadır.
SN 2016gkg süpernovası, 20 Eylül 2016'da Arjantin'in Rosario şehrinden amatör gökbilimci Victor Buso tarafından tespit edilmiştir. Bu olay, bir optik süpernovanın ön "şok patlaması" (shock breakout) anının gözlemlendiği ilk vakadır. Ata yıldız, çöküşünden önceki Hubble Uzay Teleskobu görüntülerinde tanımlanmıştır. Gökbilimci Alex Filippenko bu durumu şöyle belirtmiştir: "Yıldızların patlamaya başladıkları ilk anların gözlemleri, başka hiçbir yolla doğrudan elde edilemeyecek bilgiler sağlar."


### Keşif ve araştırma programları.
Süpernovalar bir gökada içinde oldukça nadir görülen olaylardır. Samanyolu'nda bu tür bir patlama yüzyılda ortalama yalnızca üç kez meydana gelir. Bu nedenle, incelenecek iyi bir örneklem elde etmek için çok sayıda gökadanın düzenli olarak izlenmesi gerekir. Günümüzde amatör ve profesyonel gökbilimciler, yılda yaklaşık iki bin süpernova keşfetmektedir. Bu keşiflerin bazıları, süpernova en yüksek parlaklığındayken yapılırken; bazıları ise eski astronomik fotoğraf veya plakalar üzerinde tespit edilir. Diğer gökadalardaki süpernovaları anlamlı bir kesinlikle tahmin etmek mümkün değildir. Bu yüzden keşfedildiklerinde patlama süreci genellikle çoktan başlamış olur. Süpernovaları mesafe ölçümü için standart mum olarak kullanabilmek ise onların en yüksek ışıma gücünü gözlemlemeyi gerektirir. Bu sebeple patlamaları en yüksek parlaklıklarına ulaşmadan çok önce keşfetmek büyük önem taşır. Sayıca profesyonellerden çok daha fazla olan amatör gökbilimciler bu konuda önemli bir rol oynamıştır. Amatörler, genellikle yakın gökadalara optik teleskoplarla bakarak ve bu görüntüleri eski fotoğraflarla karşılaştırarak süpernova keşfederler.
20. yüzyılın sonlarına doğru gökbilimciler, süpernova arayışında bilgisayar kontrollü teleskoplara ve CCD'lere yönelmiştir. Bu sistemler amatörler arasında oldukça popülerdir. Bununla birlikte, Katzman Otomatik Görüntüleme Teleskobu gibi profesyonel tesisler de mevcuttur. Süpernova Erken Uyarı Sistemi (SuperNova Early Warning System - SNEWS) projesi, Samanyolu'ndaki bir süpernova için erken uyarı vermek amacıyla bir nötrino dedektörleri ağı kullanır. Süpernovalar çok büyük miktarda nötrino üretir ve bu atomaltı parçacıklar, galaktik diskteki yıldızlararası gaz ve toz tarafından soğurulmadan ilerleyebilir.
Süpernova aramaları temelde iki sınıfa ayrılır: Nispeten yakındaki olaylara odaklananlar ve daha uzaktaki patlamaları araştıranlar. Evrenin genişlemesi nedeniyle emisyon spektrumu bilinen uzak bir cismin mesafesi, onun Doppler kayması (veya kırmızıya kayma) ölçülerek tahmin edilebilir. Daha uzaktaki cisimler, yakın olanlara göre ortalama olarak daha hızlı uzaklaşır ve bu nedenle daha yüksek bir kırmızıya kayma değerine sahiptir. Bu yüzden aramalar, yüksek kırmızıya kayma ve düşük kırmızıya kayma olarak ikiye ayrılmıştır. Bu iki sınıf arasındaki sınır, boyutsuz bir frekans kayması ölçüsü olan z=0,1–0,3 aralığındadır.
Yüksek kırmızıya kayma aramaları genellikle süpernova ışık eğrilerinin gözlemlenmesini içerir. Bu eğriler, Hubble diyagramları oluşturmak ve kozmolojik öngörülerde bulunmak amacıyla standart mum olarak kullanılır. Süpernovaların fiziğini ve çevresini inceleyen süpernova spektroskopisi ise yüksek kırmızıya kaymaya göre düşük kırmızıya kaymada daha pratik sonuçlar verir. Düşük kırmızıya kayma gözlemleri, aynı zamanda Hubble eğrisinin düşük mesafeli ucunu sabitlemeye de yardımcı olur. Hubble eğrisi, görünür gökadaların mesafe ve kırmızıya kayma değerlerini gösteren bir grafiktir.
Gözlem programları sayesinde tespit edilen süpernova sayısı hızla artmaktadır. Bu artış, çeşitli gözlem verilerini bir araya getiren koleksiyonların (ışık bozunma eğrileri, astrometri, ön-süpernova gözlemleri ve spektroskopi gibi) oluşturulmasını sağlamıştır. Örneğin, 2018 yılında oluşturulan Pantheon veri seti 1048 süpernovanın detaylarını içeriyordu. Bu veri seti 2021 yılında güncellenerek 18 farklı gözlem programından elde edilen 1550 süpernovaya ait 1701 ışık eğrisini kapsayacak şekilde genişletildi. Bu, üç yıldan kısa bir sürede %50'lik bir artış anlamına geliyordu.


## Adlandırma sistemi.
Süpernova keşifleri, Uluslararası Astronomi Birliği'nin Astronomi Telgrafları Merkez Bürosuna bildirilir. Büro, bu süpernovaya atadığı adı bir genelge aracılığıyla duyurur. Bu isim "SN" ön ekini, ardından keşif yılını ve son olarak da bir veya iki harften oluşan bir belirteci içerir. Bir yıl içinde keşfedilen ilk 26 süpernova, "A"dan "Z"ye büyük harflerle adlandırılır. Sonraki keşifler içinse "aa", "ab" şeklinde küçük harf çiftleri kullanılır. Örneğin "SN 2003C", 2003 yılında bildirilen üçüncü süpernovayı belirtir. 2005 yılının son süpernovası olan SN 2005nc, o yılın 367'nci (14 × 26 + 3 = 367) keşfi olmuştur. 2000 yılından bu yana profesyonel ve amatör gökbilimciler her yıl yüzlerce süpernova bulmaktadır (2007'de 572, 2008'de 261, 2009'da 390 ve 2013'te 231).
Tarihsel süpernovalar sadece meydana geldikleri yılla bilinir: SN 185, SN 1006, SN 1054, SN 1572 ("Tycho Novası") ve SN 1604 ("Kepler Yıldızı"). 1885 yılından itibaren ise o yıl sadece tek bir süpernova keşfedilmiş olsa dahi harf belirteçleri kullanılmıştır (örneğin, SN 1885A, SN 1907A vb.); bu durum en son SN 1947A ile yaşanmıştır. "SN" ön eki, "SuperNova" kelimesinin standart kısaltmasıdır. 1987 yılına kadar iki harfli belirteçlere nadiren ihtiyaç duyulurken, 1988'den itibaren her yıl bu tür belirteçler gerekli olmuştur. Artan keşif sayısı, 2016'dan bu yana düzenli olarak üç harfli belirteçlerin de kullanılmasına yol açmıştır. Adlandırma, "zz"den sonra "aaa", ardından "aab", "aac" şeklinde devam eder. Örneğin, Asiago Süpernova Kataloğu 31 Aralık 2017'de sonlandırıldığında içerdiği son süpernova, SN 2017jzp adını taşımaktadır.


## Sınıflandırma.
Gökbilimciler, süpernovaları ışık eğrilerine ve spektrumlarında görünen farklı kimyasal elementlerin soğurma çizgilerine göre sınıflandırır. Bir süpernovanın spektrumu, spektrumun görünür kısmında Balmer serileri olarak bilinen hidrojen çizgileri içeriyorsa "Tip II"; içermiyorsa "Tip I" olarak sınıflandırılır. Bu iki ana tip de kendi içlerinde, spektrumlarındaki diğer element çizgilerinin varlığına veya ışık eğrisinin (süpernovanın görünür büyüklüğünün zamana bağlı grafiği) şekline göre alt sınıflara ayrılır.


### Tip I.
Tip I süpernovalar, spektrumlarına göre alt gruplara ayrılır. Spektrumunda güçlü bir iyonize silisyum soğurma çizgisi gösterenler Tip Ia olarak sınıflandırılır. Bu güçlü çizgiye sahip olmayanlar ise Tip Ib ve Tip Ic olarak ayrılır. Bu alt tiplerden Tip Ib, iyonize olmamış helyumun güçlü çizgilerini gösterirken; Tip Ic bu çizgilerden yoksundur. Tarihsel olarak Tip I süpernovaların ışık eğrilerinin, kullanışlı ayrımlar yapılamayacak kadar birbirine benzediği düşünülüyordu. Işık eğrilerindeki farklılıklar incelenmiş olsa da sınıflandırma, ışık eğrisinin şeklinden ziyade spektral özelliklere dayanılarak yapılmaya devam etmektedir.
Az sayıda Tip Ia süpernova, standart dışı ışıma gücü veya genişlemiş ışık eğrileri gibi olağan dışı özellikler sergiler. Bu tür süpernovalar, genellikle benzer özellikler gösteren ilk örneğin adıyla anılarak sınıflandırılır. Örneğin, düşük ışıma gücüne sahip olan SN 2008ha, sık sık SN 2002cx benzeri veya Ia-2002cx sınıfı olarak adlandırılır.
Tip Ic süpernovaların küçük bir kısmı, püskürtülen maddenin çok yüksek genişleme hızlarına işaret ettiği kabul edilen, oldukça genişlemiş ve iç içe geçmiş emisyon çizgileri gösterir. Bunlar, Tip Ic-BL veya Ic-bl olarak sınıflandırılmıştır.
Kalsiyumca zengin süpernovalar, spektrumlarında olağan dışı derecede güçlü kalsiyum çizgileri barındıran, çok hızlı ve nadir bir süpernova türüdür. Modeller, bu patlamaların hidrojence zengin bir yıldızdan ziyade, helyumca zengin bir yoldaştan madde yığılmasıyla meydana geldiğini öne sürmektedir. Spektrumlarındaki helyum çizgileri nedeniyle Tip Ib süpernovalarına benzeyebilseler de çok farklı ata yıldızlara sahip oldukları düşünülmektedir.


### Tip II.
Tip II süpernovalar da spektrumlarına göre alt gruplara ayrılır. Bu süpernovaların çoğu, saniyede binlerce kilometrelik genişleme hızlarına işaret eden çok geniş emisyon çizgileri gösterirken; SN 2005gl gibi bazıları ise spektrumlarında görece dar çizgilere sahiptir. Bunlar Tip IIn olarak adlandırılır; buradaki "n" harfi "dar" (İng. narrow) anlamına gelir.
SN 1987K ve SN 1993J gibi az sayıda süpernova, zamanla tip değiştiriyor gibi görünmektedir. Patlamanın ilk zamanlarında hidrojen çizgileri gösterirler, fakat haftalar veya aylar içinde helyum çizgileri baskın hale gelir. "Tip IIb" terimi, normalde Tip II ve Tip Ib ile ilişkilendirilen özelliklerin bu birleşimini tanımlamak için kullanılır.
Geniş hidrojen çizgilerinin sönümlenme evresi boyunca baskın kaldığı normal spektrumlu Tip II süpernovalar, ışık eğrilerine göre sınıflandırılır. En yaygın tip, en yüksek parlaklıktan kısa bir süre sonra ışık eğrisinde belirgin bir "plato" gösterir. Bu evrede, parlaklık yeniden azalmaya başlamadan önce görsel ışıma gücü birkaç ay boyunca görece sabit kalır. Bunlar, platoya atfen Tip II-P olarak adlandırılır. Daha nadir görülen Tip II-L süpernovaları ise belirgin bir platodan yoksundur. Buradaki "L" harfi "doğrusal" (İng. linear) anlamına gelir, ancak ışık eğrisi aslında tam bir doğru çizgi değildir.
Normal sınıflandırmalara uymayan süpernovalar, "tuhaf" veya "pec" (İng. peculiar) olarak adlandırılır.


### Tip III, IV ve V.
Zwicky, Tip I veya Tip II süpernovaların parametrelerine tam olarak uymayan birkaç örneğe dayanarak ilave süpernova tipleri tanımlamıştır. NGC 4303'teki SN 1961i, geniş ışık eğrisi zirvesi ve spektrumda yavaş gelişen geniş hidrojen Balmer çizgileriyle dikkat çeken Tip III süpernova sınıfının prototipi ve tek üyesiydi. NGC 3003'teki SN 1961f, ışık eğrisi Tip II-P süpernovasına benzeyen, hidrojen soğurma çizgilerine sahip ancak zayıf hidrojen emisyon çizgileri gösteren Tip IV sınıfının prototipi ve tek üyesiydi. Tip V sınıfı ise NGC 1058'deki SN 1961V için oluşturulmuştu. Parlaklığı yavaşça yükselen, aylarca süren bir zirveye ve olağan dışı bir emisyon spektrumuna sahip olan bu patlama, sönük bir süpernova veya bir süpernova taklitçisiydi. SN 1961V'nin, Eta Carinae'deki Büyük Püskürme ile olan benzerliği dikkat çekiciydi. Ayrıca, M101 (1909) ve M83 (1923 ve 1957) gökadalarındaki süpernovaların da olası Tip IV veya Tip V süpernovaları olduğu öne sürülmüştür.
Günümüzde bu tiplerin tümü, artık çok daha fazla örneği keşfedilmiş olan tuhaf Tip II süpernova (IIpec) olarak değerlendirilmektedir. Ancak SN 1961V'nin, bir LBV patlamasının ardından gelen gerçek bir süpernova mı yoksa yalnızca bir taklitçi mi olduğu hala tartışılmaktadır.


## Güncel modeller.
Yukarıdaki tabloda özetlendiği gibi süpernova tip kodları taksonomiktir. Diğer bir deyişle bir süpernovanın tipi mutlaka onun nedenine değil, gözlemlenen ışığına göre belirlenir. Örneğin Tip Ia süpernovaları, dejenere bir beyaz cüce ata yıldızda başlatılan kontrolsüz füzyonla üretilirken; spektral olarak benzer olan Tip Ib/c süpernovaları, kütleleri soyulmuş büyük kütleli ata yıldızlardan çekirdek çöküşü yoluyla meydana gelir.


### Termal sürüklenme.
Bir beyaz cüce, bir yoldaş yıldızdan madde biriktirerek çekirdek sıcaklığını karbon füzyonunu başlatacak kadar yükseltebilir. Bu noktada, yıldızda kontrolsüz bir nükleer füzyon reaksiyonu başlar ve bu süreç onu tamamen parçalar. Teorilere göre bu patlamanın üç farklı yolla gerçekleştiği düşünülmektedir: Yoldaş yıldızdan kararlı bir şekilde madde yığılması, iki beyaz cücenin çarpışması veya madde yığılmasının önce bir kabukta, ardından da çekirdekte ateşlemeye neden olması. Tip Ia süpernovalarının hangi baskın mekanizmayla oluştuğu henüz belirsizliğini korumaktadır. Ancak bu belirsizliğe rağmen, Tip Ia süpernovalar çok tekdüze özellikler sergiler ve galaksilerarası mesafeler için kullanışlı birer standart mum olarak görev yaparlar. Yüksek kırmızıya kaymada gözlemlenen özelliklerdeki kademeli değişimi veya anormal ışıma gücüne sahip süpernovaların farklı frekanslarını dengelemek için bazı kalibrasyonlar gereklidir. Ayrıca, ışık eğrisi şekli veya spektrumla belirlenen küçük parlaklık değişimleri için de kalibrasyona ihtiyaç duyulur.


#### Normal Tip Ia.
Bu tip bir süpernova birkaç farklı yolla oluşabilir, fakat hepsi ortak bir temel mekanizmayı paylaşır. Bir karbon-oksijen beyaz cücesi, kütlesini yaklaşık 1,44 Güneş kütlesi olan Chandrasekhar limitine ulaştıracak kadar madde biriktirirse (dönmeyen bir yıldız için), artık kütlesinin büyük bir kısmını dejenere elektron basıncıyla destekleyemez ve çökmeye başlar. Ancak güncel görüşe göre bu limite genellikle ulaşılamaz. Bunun yerine yıldız, limite yaklaştıkça (%1'lik bir fark kaldığında) ve çöküş başlamadan önce çekirdekteki artan sıcaklık ve yoğunluk, karbon füzyonunu başlatır. Buna karşılık, çekirdeği esasen oksijen, neon ve magnezyumdan oluşan bir beyaz cüce ise çökerek tipik olarak bir nötron yıldızı oluşturur. Bu durumda, çöküş sırasında yıldızın kütlesinin yalnızca bir kısmı dışarı atılır.
Çöküş sürecinin başlamasından sonraki birkaç saniye içinde, beyaz cücedeki maddenin önemli bir kısmı nükleer füzyona uğrar. Bu süreç, bir süpernova patlamasıyla yıldızın kütleçekimsel bağını koparmaya yetecek kadar enerji (1–#YÖNLENDİRME ) açığa çıkarır. Dışarıya doğru genişleyen bir şok dalgası oluşur ve madde, saniyede 5.000–20.000 km gibi, ışık hızının yaklaşık %3'üne varan hızlara ulaşır. Parlaklıkta da önemli bir artış yaşanır ve yıldız, patlamayla birlikte Güneş'ten 5 milyar kat daha parlak olan -19,3 mutlak büyüklüğe ulaşır. Bu değer, farklı Tip Ia süpernovaları arasında çok az değişim gösterir.
Bu süpernova kategorisinin oluşum modeli yakın bir ikili yıldız sistemidir. İki yıldızdan büyük olanı ana koldan evrimleşen ilk yıldızdır ve daha sonra genişleyerek bir kırmızı deve dönüşür. Bu iki yıldız artık ortak bir zarfı paylaşır ve bu da yörüngelerinin daralmasına neden olur. Dev yıldız daha sonra zarfının çoğunu atar ve artık nükleer füzyonu sürdüremeyecek noktaya gelene kadar kütle kaybeder. Bu noktada, esasen karbon ve oksijenden oluşan bir beyaz cüce haline gelir. Zamanla ikincil yıldız da ana koldan evrilerek bir kırmızı deve dönüşür. Bu dev yıldızdan gelen madde beyaz cücenin üzerine yığılır ve onun kütlesinin artmasına neden olur. Ateşlemenin nasıl başladığının ve bu yıkıcı olayda üretilen ağır elementlerin tam ayrıntıları henüz belirsizliğini korumaktadır.
Tip Ia süpernovalar, patlama olayından sonra karakteristik bir ışık eğrisi (zamana bağlı ışıma gücü grafiği) üretir. Bu Işıma gücü, nikel-56'nın kobalt-56 üzerinden demir-56'ya radyoaktif bozunumuyla oluşur. Işık eğrisinin zirve parlaklığı, normal Tip Ia süpernovaları arasında oldukça tutarlıdır ve en yüksek mutlak büyüklük yaklaşık -19,3 civarındadır. Bunun nedeni, tipik Tip Ia süpernovalarının, tutarlı bir kütleye ulaştıklarında patlayan ve yavaş yavaş kütle kazanan, tutarlı bir ata yıldız tipinden kaynaklanması ve dolayısıyla çok benzer süpernova koşulları ve davranışları sergilemesidir. Bu özellik, konak gökadalarının mesafesini ölçmek için ikincil bir standart mum olarak kullanılmalarına olanak tanır.
Tip Ia süpernovaların oluşumuna yönelik ikinci bir model, iki beyaz cücenin birleşmesini içerir. Bu birleşme sırasında birleşik kütle anlık olarak Chandrasekhar limitini aşar. Her iki yıldız da dejenere beyaz cüce olduğu için bu modele bazen ikili-dejenere modeli de denir. Çifti oluşturan yıldızların kütle ve kimyasal bileşimlerinin olası kombinasyonları nedeniyle bu tür olaylarda çok fazla çeşitlilik görülür. Hatta pek çok durumda ortada bir süpernova olmayabilir ve bu olaylar, daha normal bir SN Tip Ia'ya göre daha sönük bir ışık eğrisine sahip olur.


#### Standart dışı Tip Ia.
Anormal derecede parlak Tip Ia süpernovaları, beyaz cücenin Chandrasekhar limitinden daha yüksek bir kütleye sahip olduğunda meydana gelir. Bu durum, muhtemelen asimetrinin de etkisiyle daha da artabilir, fakat püskürtülen madde normalden daha az bir kinetik enerjiye sahip olacaktır. Bu süper-Chandrasekhar-kütle senaryosu, örneğin fazladan kütlenin diferansiyel rotasyonla desteklenmesi durumunda ortaya çıkabilir.
Standart dışı Tip Ia süpernovalar için resmi bir alt sınıflandırma yoktur. Bir beyaz cücenin üzerine helyum yığıldığında meydana gelen bir grup düşük ışıma gücüne sahip süpernovanın Type Iax olarak sınıflandırılması önerilmiştir. Bu tür bir süpernova, ata beyaz cüceyi her zaman tamamen yok etmeyebilir ve geride bir zombi yıldız bırakabilir.
Spesifik bir süpernova türü tıpkı Tip Ia gibi patlayan beyaz cücelerden kaynaklanır, fakat spektrumlarında hidrojen çizgileri içerir. Bunun muhtemel nedeni beyaz cücenin, hidrojence zengin yıldız çevresi bir madde zarfıyla çevrili olmasıdır. Bu süpernovalar Tip Ia/IIn, Tip Ian, Tip IIa ve Tip IIan olarak adlandırılmıştır.
Yelken takımyıldızındaki IC 2391 açık yıldız kümesine dahil dörtlü yıldız sistemi HD 74438'in, gelecekte standart dışı bir Tip Ia süpernovaya dönüşeceği tahmin edilmektedir.


### Çekirdek çöküşü.
Çok büyük kütleli bir yıldızın merkezindeki nükleer füzyon, yıldızın kendi kütleçekim kuvvetini dengeleyemez duruma geldiğinde çekirdek çöküşü başlar. Tip Ia dışındaki bütün süpernova türleri bu çöküşün bir sonucu olarak meydana gelir. Bu çöküş sırasında yıldızın dış katmanları şiddetli bir şekilde uzaya savrulur ve bu olay bir süpernovaya yol açar. Ancak bu sırada açığa çıkan kütleçekimsel potansiyel enerji yeterli değilse, yıldız bir süpernova patlaması yaratmadan, çok az enerji yayarak doğrudan bir kara deliğe veya nötron yıldızına dönüşebilir.
Çekirdek çöküşü, birkaç farklı mekanizmayla tetiklenebilir: Chandrasekhar limitinin aşılması, elektron yakalanması, çift kararsızlığı veya foto parçalanma.
  - Büyük kütleli bir yıldızın demir çekirdeği Chandrasekhar kütlesini aştığında, dejenere elektron basıncı artık çekirdeği destekleyemez. Bunun sonucunda çekirdek, bir nötron yıldızına veya kara deliğe dönüşene kadar çökmeye devam eder.
  - Yaklaşık 8 ila 10 güneş kütlesindeki bir ata yıldızın dejenere Oksijen/Neon/Magnezyum (O/Ne/Mg) çekirdeğindeki magnezyumun elektronları yakalaması, çekirdeğin dayanağını ortadan kaldırır. Bu durum kütleçekimsel bir çöküşe neden olur ve bunu, çok benzer sonuçlar doğuran patlamalı bir oksijen füzyonu takip eder.
  - Helyum yanmasından sonraki evrede oluşan büyük bir çekirdekte elektron-pozitron çiftlerinin oluşması, termodinamik dengeyi bozar. Bu durum önce bir çöküşü başlatır, ardından kontrol dışı bir füzyona yol açarak çift kararsızlığı süpernovası ile sonuçlanır.
  - Yeterince büyük ve sıcak bir yıldız çekirdeği, doğrudan foto parçalanmayı başlatabilecek kadar yüksek enerjili gama ışınları üretebilir. Bu durum, çekirdeğin tamamen çökmesine yol açar.
Aşağıdaki tablo, büyük kütleli yıldızlarda çekirdek çöküşüne yol açan bilinen nedenleri, bu süreçlerin yaşandığı yıldız türlerini, bunlarla ilişkili süpernova tiplerini ve geride kalan kalıntıları listeler. Metallik, bir yıldızdaki hidrojen ve helyum dışındaki elementlerin Güneş'e kıyasla oranını ifade eder. Başlangıç kütlesi ise yıldızın bir süpernova olmadan önceki, Güneş kütlesi birimiyle ifade edilen kütlesidir; fakat süpernova anındaki gerçek kütle bu değerden çok daha düşük olabilir.
Tabloda Tip IIn süpernovalara yer verilmemiştir. Bu süpernovalar, farklı ata yıldızlarda gerçekleşen değişik çekirdek çökmesi türleriyle oluşabilir. Hatta Tip Ia beyaz cüce patlamaları sonucunda bile meydana gelebilecekleri düşünülmektedir. Ancak çoğu Tip IIn süpernovasının, parlak üstdev veya üstündev (LBV'ler dahil) yıldızlardaki demir çekirdek çökmesi sonucu oluştuğu kabul edilir. Bu süpernovalara ismini veren dar spektrum çizgileri, patlamanın yıldızı çevreleyen küçük ve yoğun bir madde bulutunun içine doğru genişlemesiyle ortaya çıkar. Tip IIn olarak sınıflandırılan bazı süpernovaların önemli bir bölümünün aslında birer süpernova taklitçisi olduğu düşünülmektedir. Bunlar, Eta Carinae'nin Büyük Püskürmesi'ne benzer şekilde, LBV tipi yıldızların yaşadığı devasa püskürmelerdir. Bu tür olaylarda, yıldızın daha önceden fırlattığı maddeler dar soğurma çizgilerini oluşturur. Aynı zamanda bu eski maddeler, yeni püsküren malzemeyle etkileşime girerek bir şok dalgası meydana getirir.


#### Sürecin ayrıntıları.
Bir yıldızın çekirdeği kütleçekimine karşı artık desteklenemediğinde, saniyede 70.000 kilometreye (ışık hızının %23'ü veya 0,23"c") varan hızlarla kendi içine doğru çöker ve bu durum, sıcaklık ile yoğunlukta ani bir artışa neden olur. Bundan sonra yaşanacaklar, çöken çekirdeğin kütlesine ve yapısına bağlıdır: düşük kütleli dejenere çekirdekler nötron yıldızlarını oluştururken, daha yüksek kütleli dejenere çekirdekler çoğunlukla tamamen kara deliklere çöker ve dejenere olmayan çekirdekler ise kontrolsüz bir füzyon tepkimesi başlatır.
Dejenere çekirdeklerdeki ilk çökme; beta bozunması, foto parçalanma ve elektron yakalanması süreçleriyle hızlanır. Bu süreçler aynı zamanda bir elektron nötrinosu patlamasına yol açar. Yoğunluk arttıkça çekirdekte hapsolan nötrinoların dışarı salımı durur. Nihayetinde iç çekirdek tipik olarak 30 km çapa ulaşır, yoğunluğu bir atom çekirdeğinin yoğunluğuyla karşılaştırılabilir bir seviyeye gelir ve dejenere nötron basıncı bu çökmeyi durdurmaya çalışır. Eğer çekirdeğin kütlesi yaklaşık 15 güneş kütlesinden fazlaysa, nötronların oluşturduğu dejenere basınç çökmeyi durdurmak için yetersiz kalır ve herhangi bir süpernova olayı yaşanmadan doğrudan bir kara delik oluşur.
Daha düşük kütleli çekirdeklerde ise çökme durdurulur ve yeni oluşmuş nötron çekirdeğinin başlangıç sıcaklığı, Güneş'in çekirdek sıcaklığının 6.000 katı olan yaklaşık 100 milyar kelvine ulaşır. Bu sıcaklıkta termal emisyon yoluyla, tüm çeşnilerdeki nötrino-antinötrino çiftleri etkin bir şekilde oluşur. Bu termal nötrinoların sayısı, elektron yakalanmasıyla oluşan nötrinoların sayısından birkaç kat daha fazladır. Yaklaşık 1046 joule enerji –ki bu, yıldızın durgun kütlesinin yaklaşık %10'una denktir– on saniye süren bir nötrino patlamasına dönüşür ve bu patlama, olayın ana enerji çıkışını oluşturur. Aniden durdurulan çekirdek çökmesi geri seker ve bir şok dalgası yaratır. Ancak bu şok dalgası, ağır elementlerin parçalanmasıyla enerji kaybettiği için milisaniyeler içinde dış çekirdekte duraklar. Çekirdeğin dış katmanlarının, patlamanın görünür parlaklığını oluşturan yaklaşık 1044 joule'lük (1 foe) enerjiyi yeniden soğurabilmesi, henüz tam olarak anlaşılamayan bir süreci gerektirir; ancak patlamayı neyin güçlendirebileceğine dair başka teoriler de mevcuttur.
Dış zarftan gelen malzemenin bir kısmı nötron yıldızının üzerine geri düşer. Kütlesi yaklaşık 8M☉ değerini aşan çekirdeklerde, bu geri düşen madde bir kara delik oluşturmak için yeterlidir. Bu geri düşüş, ortaya çıkan kinetik enerjiyi ve püskürtülen radyoaktif madde miktarını azaltır. Ancak bazı durumlarda bu süreç, bir gama ışını patlamasına (GRB) veya olağanüstü parlaklıkta bir süpernovaya yol açan relativistik jetler de üretebilir.
Büyük kütleli ve dejenere olmayan bir çekirdeğin çökmesi ise daha ileri füzyon tepkimelerini ateşler. Çökme çift kararsızlığı ile başladığında (fotonların elektron-pozitron çiftlerine dönüşerek radyasyon basıncını düşürmesiyle), oksijen füzyonu başlar ve süreç durdurulabilir. 40 ila 60 M☉ arasındaki çekirdek kütleleri için çökme durur ve yıldız bütünlüğünü korur, ancak daha büyük bir çekirdek oluştuğunda çökme yeniden meydana gelir. Yaklaşık 60 ila 130 M☉ aralığındaki çekirdekler için ise oksijen ve daha ağır elementlerin füzyonu o kadar enerjiktir ki tüm yıldız parçalanır ve bir süpernovaya neden olur. Bu kütle aralığının üst sınırlarında, püskürtülen Güneş kütleleri mertebesindeki 56Ni sayesinde süpernova alışılmadık derecede parlak ve aşırı uzun ömürlü olur. Daha da büyük çekirdek kütlelerinde, çekirdek sıcaklığı foto parçalanmaya izin verecek kadar yükselir ve çekirdek tamamen bir kara deliğe çöker.


#### Tip II.
Başlangıç kütlesi yaklaşık 8M☉ değerinden az olan yıldızlar, hiçbir zaman çökecek kadar büyük bir çekirdek geliştiremez ve sonunda atmosferlerini kaybederek beyaz cücelere dönüşürler. Başlangıç kütlesi en az 9M☉ (hatta muhtemelen 12M☉'ye kadar) olan yıldızlar ise çekirdeklerinde giderek daha yüksek sıcaklıklarda daha ağır elementleri yakarak karmaşık bir şekilde evrimleşir. Yıldız, soğan gibi katmanlı bir yapıya bürünür; daha kolay kaynaşan elementlerin yakıldığı katmanlar daha dışarıda yer alır. Popüler tanımında demir çekirdekli bir soğana benzetilse de, en düşük kütleli süpernova ataları yalnızca oksijen-neon(-magnezyum) çekirdeklerine sahiptir. Bu süper-AGB yıldızları, daha sönük oldukları için daha büyük kütleli atalardan kaynaklananlara göre daha nadir gözlemlenseler de, çekirdek çökmesi süpernovalarının çoğunluğunu oluşturabilirler.
Çekirdek çökmesi yıldızın hala bir hidrojen zarfına sahip olduğu bir üstdev evresinde meydana gelirse, bu durum bir Tip II süpernova ile sonuçlanır. Parlak yıldızların kütle kaybı oranı metalliğine ve ışıma gücüne bağlıdır. Güneşe yakın metalliğe sahip aşırı parlak yıldızlar, çekirdek çökmesine ulaşmadan önce tüm hidrojenlerini kaybederler ve bu nedenle bir Tip II süpernovası oluşturamazlar. Düşük metallikte ise tüm yıldızlar çekirdek çökmesine bir hidrojen zarfıyla ulaşır, fakat yeterince büyük kütleli yıldızlar görünür bir süpernova yaratamadan doğrudan bir kara deliğe çöker.
Başlangıç kütlesi yaklaşık 90 Güneş kütlesine kadar olan (yüksek metallikte biraz daha az) yıldızlar, en sık gözlemlenen tür olan Tip II-P süpernovasıyla sonuçlanır. Orta ila yüksek metallikte bu kütle aralığının üst sınırına yakın olan yıldızlar, çekirdek çökmesi meydana geldiğinde, hidrojenlerinin çoğunu kaybetmiş olur ve sonuç Tip II-L süpernovasıdır. Çok düşük metallikte ise kütlesi yaklaşık 140–250 M☉ olan yıldızlar, hala bir hidrojen atmosferine ve bir oksijen çekirdeğine sahipken çift kararsızlığı yoluyla çekirdek çökmesine ulaşır. Bunun sonucu, Tip II özelliklerine sahip fakat çok büyük kütlede püskürtülmüş 56Ni ve yüksek ışıma gücü barındıran bir süpernova olur.


#### Tip Ib ve Ic.
Bu süpernovalar da Tip II gibi, çekirdek çökmesi geçiren büyük kütleli yıldızlardır. Tip II süpernova atalarının aksine, Tip Ib ve Tip Ic süpernovalarına dönüşen yıldızlar, güçlü yıldız rüzgarları veya bir yoldaş yıldızla etkileşim yoluyla dış (hidrojen) zarflarının büyük bir kısmını kaybetmiştir. Bu yıldızlar Wolf-Rayet yıldızları olarak bilinir ve yıldız rüzgarlarının yüksek kütle kaybı oranlarına neden olduğu orta ila yüksek metallikte ortaya çıkarlar.
Gözlemlenen Tip Ib/c süpernova olayları, gözlemlenen veya beklenen Wolf-Rayet yıldızı sayılarıyla uyuşmamaktadır. Bu tür bir çekirdek çökme süpernovası için alternatif açıklamalar, ikili sistem etkileşimleriyle hidrojenini kaybetmiş yıldızları içerir. Bu ikili sistem modelleri, gözlemlenen süpernovalarla daha iyi bir eşleşme sağlasa da bugüne dek uygun bir ikili helyum yıldızı sistemi hiç gözlemlenmemiştir.
Tip Ib süpernovaları daha yaygındır ve atmosferlerinde hala helyum bulunan WC tipi Wolf-Rayet yıldızlarından kaynaklanır. Dar bir kütle aralığındaki yıldızlar ise çekirdek çökmesine ulaşmadan önce daha da evrimleşerek çok az helyumun kaldığı WO tipi yıldızlara dönüşürler; bunlar da Tip Ic süpernovalarının atalarıdır.
Tip Ic süpernovalarının yüzde birkaçı gama ışını patlamaları (GRB) ile ilişkilidir; ancak koşulların geometrisine bağlı olarak, hidrojeni soyulmuş herhangi bir Tip Ib veya Ic süpernovasının da bir GRB üretebileceğine inanılmaktadır. Bu tür bir GRB'yi üreten mekanizma, çöken çekirdekte oluşan ve hızla dönen bir magnetarın manyetik alanı tarafından üretilen jetlerdir. Bu jetler ayrıca, genişleyen dış kabuğa enerji aktararak süper parlak bir süpernova meydana getirir.
Aşırı soyulmuş süpernovalar, patlayan yıldızın yakın bir ikili sistemdeki kütle transferi yoluyla neredeyse metal çekirdeğine kadar soyulduğu durumlarda meydana gelir. Sonuç olarak, patlayan yıldızdan çok az madde (yaklaşık 0,1M☉) püskürtülür. En uç durumlarda aşırı soyulmuş süpernovalar, Chandrasekhar kütle limitinin zar zor üzerinde olan çıplak metal çekirdeklerde bile meydana gelebilir. SN 2005ek, görece sönük ve hızlı sönümlenen bir ışık eğrisi ortaya koyan, aşırı soyulmuş bir süpernovanın gözlemlenen ilk örneği olabilir. Aşırı soyulmuş süpernovaların doğası, çöken çekirdeğin kütlesine bağlı olarak hem demir çekirdek çökmesi hem de elektron yakalama süpernovası olabilir. Aşırı soyulmuş süpernovaların, örneğin sıkı bir çift nötron yıldızı sistemi üreten, ikili bir sistemdeki ikinci süpernova patlamasıyla ilişkili olduğuna inanılmaktadır.
2022 yılında Weizmann Bilim Enstitüsü'nden araştırmacıların önderliğindeki bir astronom ekibi, bir Wolf-Rayet ata yıldızına dair doğrudan kanıt gösteren ilk süpernova patlamasını duyurdular. SN 2019hgp, bir Tip Icn süpernovasıdır ve aynı zamanda bu tür bir patlamada neon elementinin tespit edildiği ilk örnektir.


#### Elektron yakalama süpernovası.
1980 yılında Tokyo Üniversitesi'nden Ken'ichi Nomoto, "üçüncü bir tür" olarak nitelendirdiği ve elektron yakalama süpernovası olarak adlandırdığı bir süpernova türü öngördü. Bu tür bir süpernovanın, "beyaz cüce oluşumu ile demir çekirdek çökmesi süpernovaları arasındaki geçiş aralığında (~8 ila 10 güneş kütlesi)" yer alan ve dejenere bir O+Ne+Mg çekirdeğine sahip bir yıldızın, çekirdeğindeki nükleer yakıt tükendikten sonra içe çökmesiyle meydana geleceği düşünülüyordu. Bu süreçte kütleçekimi, yıldızın çekirdeğindeki elektronları atom çekirdeklerinin içine sıkıştırır; bu durum bir süpernova patlamasına yol açar ve geride bir nötron yıldızı bırakır.
Haziran 2021'de "Nature Astronomy" dergisinde yayımlanan bir makalede, 2018 yılında gözlemlenen SN 2018zd süpernovasının (NGC 2146 gökadasında, Dünya'dan yaklaşık 31 milyon ışık yılı uzakta) bir elektron yakalama süpernovasının ilk gözlemi olabileceği duyuruldu. Gökadamızda Yengeç Bulutsusu'nu yaratan 1054 yılındaki süpernova patlaması, uzun zamandır bir elektron yakalama süpernovası için en iyi aday olarak görülüyordu ve 2021 tarihli bu makale, bu düşüncenin doğru olma ihtimalini daha da güçlendirmektedir.


### Başarısız süpernovalar.
Bazı büyük kütleli yıldızların çekirdek çökmesi görünür bir süpernovayla sonuçlanmayabilir. Bu durum genellikle çekirdeğin çok büyük kütleli olması nedeniyle, ilk çöküşü bir patlamaya çevirecek olan mekanizma işleyemediğinde meydana gelir. Bu olayların tespiti zordur, fakat geniş ölçekli gökyüzü taramaları olası adayları tespit etmiştir. NGC 6946 gökadasındaki kırmızı üstdev N6946-BH1, Mart 2009'da ılımlı bir patlama yaşadıktan sonra gözden kaybolmuştur. Yıldızın konumunda geriye yalnızca sönük bir kızılötesi kaynak kalmıştır.


### Işık eğrileri.
Sıcak kalmalarını sağlayan bir enerji girişi olmasaydı, püskürtülen gazlar hızla soluklaşırdı. Aylarca sürebilen bu optik süpernova parlamasını sürdüren bu enerjinin kaynağı, önceleri bir muammaydı. Bazı bilim insanları, merkezdeki atarcanın dönme enerjisini bir kaynak olarak değerlendirmişti. Her süpernova türünü başlangıçta tetikleyen enerji anlık olarak sağlansa da ışık eğrilerine asıl hakim olan, hızla genişleyen püskürtülen maddenin daha sonraki radyoaktif ısınmasıdır. Püskürtülen gazların yoğun radyoaktif doğası, ilk olarak 1960'ların sonlarında sağlam nükleosentez temellerine dayanılarak hesaplandı ve o zamandan beri bunun çoğu süpernova için doğru olduğu kanıtlandı. Ancak ana radyoaktif çekirdekler, ilk kez SN 1987A'da yapılan gama ışını çizgilerinin doğrudan gözlemiyle kesin olarak tanımlanmıştır.
Günümüzde, SN 1987A gibi bir Tip II süpernovanın meydana gelmesinden sonraki ışık eğrisinin (zamanın bir fonksiyonu olarak ışıma gücü grafiği) büyük bir bölümünün, öngörülen bu radyoaktif bozunmalarla açıklandığı doğrudan gözlemlerle bilinmektedir. Parlak ışıma optik fotonlardan oluşsa da, kalıntıyı ışık yayacak kadar sıcak tutan şey püskürtülen gazlar tarafından soğurulan radyoaktif enerjidir. 56Ni'nin önce 56Co'ya ve ardından 56Fe'ye bozunması, başlıca 847 keV ve 1.238 keV enerjilerinde gama ışını fotonları üretir. Bu fotonlar soğurularak orta (birkaç hafta) ve geç (birkaç ay) dönemlerde püskürtülen maddenin ısınmasına ve dolayısıyla ışıma gücüne hakim olur. SN 1987A'nın ışık eğrisinin tepe noktasındaki enerji, 56Ni'nin 56Co'ya bozunmasıyla (yarı ömür 6 gün) sağlanırken, özellikle daha sonraki ışık eğrisindeki enerji, 56Co'nun 56Fe'ye bozunmasının 77,3 günlük yarı ömrüyle çok yakın bir uyum göstermiştir. Daha sonra uzaydaki gama ışını teleskoplarıyla yapılan ölçümler, SN 1987A kalıntısından soğurulmadan çıkan 56Co ve 57Co gama ışınlarının küçük bir kısmını tespit ederek, bu iki radyoaktif çekirdeğin güç kaynağı olduğu yönündeki önceki tahminleri doğrulamıştır.
Farklı süpernova türlerinin görsel ışık eğrilerinin geç dönemdeki sönümlenme evrelerinin tümü radyoaktif ısınmaya bağlıdır. Ancak altta yatan mekanizmalar, görünür ışımanın üretilme şekli, gözlem dönemi ve püskürtülen maddenin şeffaflığı nedeniyle şekil ve genlik bakımından farklılık gösterirler. Işık eğrileri diğer dalga boylarında önemli ölçüde farklı olabilir. Örneğin ultraviyole dalga boylarında, ilk olayın tetiklediği şok dalgasının yüzeye çıkışına karşılık gelen ve yalnızca birkaç saat süren erken ve aşırı parlak bir tepe noktası vardır; ancak bu yüzeye çıkış, optik olarak neredeyse tespit edilemez.
Tip Ia için ışık eğrileri çoğunlukla oldukça tek tiptir; tutarlı bir maksimum mutlak büyüklüğe ve ışıma gücünde göreceli olarak dik bir düşüşe sahiptir. Bu süpernovaların optik enerji çıkışı, gücünü püskürtülen nikel-56'nın (yarı ömür 6 gün) radyoaktif bozunmasından alır; bu izotop daha sonra radyoaktif kobalt-56'ya (yarı ömür 77 gün) bozunur. Bu radyoizotoplar çevresindeki maddeyi akkor haline gelecek kadar uyarır. Modern kozmoloji çalışmaları, kozmolojinin "standart mumları" olan Tip Ia süpernovalarının optik parlaklığının enerjisini sağlayan 56Ni radyoaktivitesine dayanır, fakat bu süpernovaların tanılayıcı 847 keV ve 1.238 keV gama ışınları ilk olarak ancak 2014 yılında tespit edilebilmiştir. Işık eğrisinin başlangıç evreleri, fotosferin etkin boyutunun küçülmesi ve hapsolmuş elektromanyetik radyasyonun tükenmesiyle dik bir şekilde azalır. Işık eğrisi B bandında düşmeye devam ederken, yaklaşık 40. günde görsel bölgede küçük bir omuz gösterebilir; fakat bu, yalnızca kızılötesi bölgede ortaya çıkan ikincil bir maksimumun habercisidir. Bu durum, belirli iyonize ağır elementlerin yeniden birleşerek kızılötesi radyasyon üretmesi ve püskürtülen maddenin bu radyasyona karşı şeffaf hale gelmesiyle yaşanır. Görsel ışık eğrisi, radyoaktif kobaltın (daha uzun yarı ömre sahiptir ve sonraki eğriyi kontrol eder) bozunma oranından biraz daha hızlı bir oranda düşmeye devam eder. Bunun nedeni, püskürtülen maddenin daha dağınık hale gelmesi ve yüksek enerjili radyasyonu görsel radyasyona dönüştürme yeteneğinin azalmasıdır. Birkaç ay sonra ışık eğrisinin düşüş oranı, geriye kalan kobalt-56'dan kaynaklanan pozitron emisyonu baskın hale geldiğinde tekrar değişir, fakat ışık eğrisinin bu bölümü çok az incelenmiştir.
Tip Ib ve Ic ışık eğrileri Tip Ia'ya benzerdir, fakat daha düşük bir ortalama tepe ışıma gücüne sahiptir. Görsel ışık çıkışı, yine radyoaktif bozunmanın görsel radyasyona dönüşmesinden kaynaklanır; ancak bu süpernovalarda üretilen nikel-56 kütlesi çok daha düşüktür. Tepe ışıma gücü önemli ölçüde değişir ve hatta zaman zaman normalden katbekat daha parlak veya daha sönük Tip Ib/c süpernovaları görülür. En parlak Tip Ic süpernovalar hipernova olarak adlandırılır ve artan tepe ışıma gücüne ilave olarak genişlemiş ışık eğrilerine sahip olma eğilimindedir. Fazladan gelen bu enerjinin kaynağının, dönen bir kara deliğin oluşumuyla tetiklenen ve aynı zamanda gama ışını patlamaları üreten relativistik jetler olduğu düşünülmektedir.
Tip II süpernovaların ışık eğrileri (plato evresi hariç), Tip I'e göre çok daha yavaş bir düşüşle (günde yaklaşık 0,05 kadir mertebesinde) karakterize edilir. Birkaç ay boyunca görsel ışık çıkışını, radyoaktif bozunmadan ziyade kinetik enerji belirler. Bu durumun temel nedeni, üstdev ata yıldızın atmosferinden püskürtülen madde içinde hidrojen bulunmasıdır. İlk parçalanma sırasında bu hidrojen ısınır ve iyonize olur. Tip II süpernovalarının çoğunluğu, bu hidrojen yeniden birleşip görünür ışık yayarak daha şeffaf hale geldikçe ışık eğrilerinde uzun süreli bir plato gösterir. Bunun ardından radyoaktif bozunma tarafından yönlendirilen bir düşüş evresi başlar; ancak bu düşüş, hidrojenin varlığı sayesinde ve enerjinin ışığa daha verimli bir şekilde dönüştürülmesi nedeniyle Tip I süpernovalardan daha yavaştır.
Tip II-L'de plato yoktur, çünkü atanın atmosferinde görece az hidrojen kalmıştır; bu miktar spektrumda görünmek için yeterli olsa da ışık çıkışında belirgin bir plato oluşturmak için yetersizdir. Tip IIb süpernovalarda ise atanın hidrojen atmosferi o kadar tükenmiştir ki (bunun bir yoldaş yıldızın yol açtığı gelgit etkisiyle soyulma nedeniyle olduğu düşünülür), ışık eğrisi bir Tip I süpernovasına daha yakındır ve hatta hidrojen birkaç hafta sonra spektrumdan bile kaybolur.
Tip IIn süpernovaları, yoğun bir yıldız çevresi madde kabuğunda üretilen ilave dar spektrum çizgileriyle karakterize edilir. Işık eğrileri genellikle çok geniş ve uzundur, zaman zaman aşırı parlaktır ve süper parlak süpernova olarak adlandırılır. Püskürtülen maddenin kinetik enerjisi, yoğun madde kabuğuyla etkileşerek oldukça verimli bir şekilde elektromanyetik radyasyona dönüşür ve bu ışık eğrilerini meydana getirir. Bu, yalnızca maddenin yeterince yoğun ve sıkışık olduğunda meydana gelir; bu da maddenin süpernovadan yalnızca kısa bir süre önce ata yıldızın kendisi tarafından üretildiğini gösterir.
Çok sayıda süpernova, uzaklık mumları sağlamak ve modelleri test etmek amacıyla kataloglanmış ve sınıflandırılmıştır. Ortalama özellikler uzaklığa ve konak gökadanın türüne göre bir miktar değişiklik gösterse de, her süpernova türü için genel hatlarıyla belirlenebilir.
Notlar:
 - YÖNLENDİR 


### Asimetri.
Tip II süpernovalarla ilgili uzun süredir çözülemeyen bir bilmece, patlamanın ardından arta kalan sıkışık cismin neden yüksek bir hızla merkezden uzaklaştığıdır. Gözlemler, atarcaların dolayısıyla nötron yıldızlarının yüksek kendine özgü hızlara sahip olduğunu göstermektedir. İzole olarak gözlemlenmeleri çok daha zor olsa da kara deliklerin de benzer şekilde yüksek hızlara sahip olduğu varsayılmaktadır. Başlangıçtaki bu itici güç azımsanmayacak derecede büyüktür; öyle ki, Güneş'ten daha kütleli bir cismi saniyede 500 kilometre veya daha yüksek hızlarda fırlatabilir. Bu durum asimetrik bir genişlemeyi gösterse de momentumun sıkışık cisme aktarılmasını sağlayan mekanizma henüz anlaşılamamıştır. Bu geri tepmeye yönelik öne sürülen açıklamalar şunlardır: Çöken yıldızdaki konveksiyon, nötron yıldızı oluşumu sırasında maddenin asimetrik olarak atılması ve asimetrik nötrino emisyonları.
Bu asimetri, çekirdeğin üzerindeki büyük ölçekli konveksiyon ile açıklanabilir. Bu konveksiyon, yoğunlukta radyal değişimler yaratarak nötrino akışından emilen enerji miktarında farklılıklara yol açabilir. Ancak bu mekanizmanın analizi, yalnızca sınırlı bir momentum aktarımı öngörmektedir. Öne sürülen bir diğer mekanizma ise merkezi nötron yıldızına yığılan gazın, belirli bir doğrultuda ilerleyen jetler üreten bir yığılma diski oluşturmasıdır. Hem maddeyi yüksek hızla yıldızın dışına püskürten hem de yıldızı tamamen parçalayan enine şokları tetikleyen bu jetlerin, ortaya çıkan süpernovada belirleyici bir etkiye sahip olabileceği düşünülmektedir. Benzer bir model uzun gama ışını patlamalarının açıklanmasında da kullanılır. Hangi mekanizmanın baskın olacağı ise muhtemelen ata yıldızın kütlesine bağlıdır.
Gözlemler, başlangıçtaki asimetrilerin varlığını Tip Ia süpernovalar için de doğrulamıştır. Bu sonuç bu tür süpernovaların başlangıçtaki ışıma gücünün gözlem açısına bağlı olabileceğini gösterse de, genişleme zamanla daha simetrik bir hal alır. Erken dönemde ortaya çıkan asimetriler, yayılan ışığın polarizasyonunun ölçülmesiyle saptanabilir.


### Enerji çıkışı.
Süpernovalar esas olarak parlak olaylar şeklinde bilinse de, saldıkları elektromanyetik radyasyon neredeyse önemsiz bir yan üründür. Özellikle çekirdek çökme süpernovalarında yayılan elektromanyetik radyasyon, olay sırasında açığa çıkan toplam enerjinin çok küçük bir kısmını oluşturur.
Farklı süpernova türlerinin enerji üretim dengesi arasında temel bir ayrım bulunur. Tip Ia beyaz cüce patlamalarında enerjinin büyük bir bölümü ağır element sentezine ve püskürtülen kütlenin kinetik enerjisine harcanır. Çekirdek çökme süpernovalarında ise enerjinin ezici çoğunluğu nötrino emisyonuna yönlenir ve bu enerjinin bir kısmı gözlemlenen yıkımı sağlasa da, nötrinoların yüzde 99'undan fazlası çökmenin başlamasını takip eden ilk birkaç dakika içinde yıldızdan kaçar.
Standart Tip Ia süpernovaları enerjisini, bir karbon-oksijen beyaz cücesindeki kontrolsüz nükleer füzyondan alır. Bu enerji dinamiğinin ayrıntıları henüz tam olarak anlaşılamamış olsa da sonuç, ata yıldızın tüm kütlesinin yüksek kinetik enerjiyle püskürtülmesidir. Bu kütlenin yaklaşık yarım Güneş kütlesi kadarı, silisyum yanmasıyla üretilen 56Ni'dir. Radyoaktif bir element olan 56Ni, altı günlük yarı ömür beta artı bozunumu yoluyla 56Co elementine bozunur ve bu sırada gama ışınları yayar. 56Co ise 77 günlük yarı ömürle yine beta artı bozunumu yoluyla kararlı 56Fe elementine dönüşür. Tip Ia süpernovalarından yayılan elektromanyetik radyasyondan bu iki süreç sorumludur. Bu süreçler, püskürtülen maddenin şeffaflığının zamanla değişmesiyle birleştiğinde, hızla sönükleşen ışık eğrisini meydana getirir.
Çekirdek çökme süpernovaları görsel olarak Tip Ia süpernovalarından genellikle daha sönük olsa da, aşağıdaki tabloda ana hatlarıyla belirtildiği gibi açığa çıkan toplam enerji çok daha yüksektir.
Bazı çekirdek çökme süpernovalarında, maddenin kara delik üzerine geri düşmesiyle tetiklenen relativistik jetler, hem enerjik ve belirli doğrultudaki kısa gama ışını patlamalarına yol açabilir hem de püskürtülen maddeye azımsanmayacak miktarda ilave enerji aktarır. Yüksek ışıma gücüne sahip süpernovaların oluşumunu açıklayan senaryolardan biri budur ve Tip Ic hipernovaları ile uzun süreli gama ışını patlamalarının nedeninin de bu olduğu düşünülmektedir. Relativistik jetler çok kısa ömürlü olur ve yıldız zarfını delip geçemezse, düşük ışıma güçlü bir gama ışını patlaması meydana gelebilir ve süpernova normalden sönük kalabilir.
Bir süpernova, yıldız çevresindeki küçük ve yoğun bir madde bulutunun içinde meydana gelirse, kinetik enerjisinin büyük bir bölümünü verimli bir şekilde elektromanyetik radyasyona dönüştürebilen şok dalgası oluşturur. Başlangıçtaki enerji tamamen normal olsa da, ortaya çıkan süpernova üstel radyoaktif bozunmaya dayanmadığı için yüksek ışıma gücüne ve uzun bir süreye sahip olur. Bu tür bir olayın Tip IIn hipernovalarına neden olabileceği düşünülmektedir.
Çift kararsızlık süpernovaları, Tip II-P'ye benzer spektrumlara ve ışık eğrilerine sahip çekirdek çökme süpernovaları olsalar da, çekirdek çökmesini takiben gelişen süreç daha çok, karbon, oksijen ve silisyumun kontrolsüz füzyonunu içeren dev bir Tip Ia patlamasını andırır. En yüksek kütleli olaylarda açığa çıkan toplam enerji diğer çekirdek çökme süpernovalarınkiyle kıyaslanabilir düzeydedir, fakat nötrino üretiminin çok düşük olduğu düşünülmektedir. Bu nedenle, açığa çıkan kinetik ve elektromanyetik enerji çok yüksektir. Bu yıldızların çekirdekleri herhangi bir beyaz cüceninkinden çok daha büyüktür ve çekirdeklerinden püskürtülen radyoaktif nikel ile diğer ağır elementlerin miktarı katbekat daha yüksek olabilir; bu da görsel ışıma gücünün hayli yüksek olmasını sağlar.


### Ata yıldız.
Süpernova sınıflandırma türü ile çökme anındaki ata yıldızın türü arasında yakın bir ilişki bulunur. Her bir süpernova türünün meydana gelmesi, yıldızın metalliğine bağlıdır; çünkü metallik, yıldız rüzgarının gücünü ve dolayısıyla yıldızın kütle kaybetme oranını etkiler.
Tip Ia süpernovalar, ikili yıldız sistemlerindeki beyaz cüce yıldızlardan kaynaklanır ve tüm gökada sınıflarında meydana gelir. Çekirdek çökme süpernovaları, kısa ömürlü ve büyük kütleli yıldızlardan oluştukları için yalnızca güncel veya çok yakın zamanda yıldız oluşumunun yaşandığı gökadalarda bulunur. Bu türler en sık Sc tipi sarmal gökadalarda bulunsalar da, diğer sarmal gökadaların kollarında ve özellikle yıldız patlama gökadaları gibi düzensiz gökadalarda da görülürler.
Tip Ib ve Ic süpernovalarının, ya güçlü yıldız rüzgarları ya da bir yoldaşa kütle aktarımı yoluyla dış hidrojen ve helyum katmanını kaybetmiş büyük kütleli yıldızların çekirdek çökmesinden kaynaklandığı varsayılmaktadır. Bu türler normalde yeni yıldız oluşum bölgelerinde meydana gelir ve eliptik gökadalarda oldukça nadir görülürler. Tip IIn süpernovaların ata yıldızları da, patlamalarından hemen önceki dönemde yüksek kütle kaybı oranlarına sahiptir. Tip Ic süpernovaların, konak gökadalarındaki ortalama değerlere göre daha metal zengini ve daha yüksek yıldız oluşum oranlarına sahip bölgelerde meydana geldiği gözlemlenmiştir. Aşağıdaki tablo, ana çekirdek çökme süpernovası türlerinin ata yıldızlarını ve yerel çevremizde gözlemlenen yaklaşık oranlarını göstermektedir.
Çekirdek çökme süpernovalarına yol açan yıldız evrimine dair modeller ile gözlemler arasında birtakım uyuşmazlıklar bulunmaktadır. Çoğu çekirdek çökme süpernovasının ata yıldızını kırmızı üstdevler oluştursa da, bunlar yalnızca görece olarak düşük kütlelerde ve ışıma güçlerinde, sırasıyla yaklaşık 18M☉ ve 100.000 L☉ değerlerinin altında gözlemlenmiştir. Tip II süpernova ata yıldızlarının çoğu tespit edilememektedir; bu da onların kayda değer ölçüde daha sönük ve muhtemelen daha az kütleli olduğunu gösterir. Bu uyuşmazlık, kırmızı üstdev problemi olarak adlandırılır. Bu problem ilk kez, terimi de ortaya atan Stephen Smartt tarafından 2009 yılında tanımlandı. Hacim-sınırlı bir araştırma yürüten Smartt ve ekibi, Tip II-P süpernovalarının oluşumu için alt ve üst kütle sınırlarını sırasıyla #YÖNLENDİRME M☉ ve #YÖNLENDİRME M☉ olarak bulmuştur. Bu sınırlardan ilki, beyaz cüce ata yıldızlarının oluşumu için beklenen üst kütle sınırlarıyla tutarlıyken, ikincisi Yerel Grup'taki büyük kütleli yıldız popülasyonları ile uyuşmamaktadır. Görünür bir süpernova patlaması yaratan kırmızı üstdevler için üst sınırın ise #YÖNLENDİRME olduğu hesaplanmıştır.
Daha yüksek kütleli kırmızı üstdevlerin bir süpernova olarak patlamak yerine, tekrar daha yüksek sıcaklıklara doğru evrildiği düşünülmektedir. Tip IIb süpernovaların birkaç ata yıldızı tespit edilmiştir; bunlar K ve G sınıfı üstdevler ile bunlara ek olarak bir A sınıfı üstdev idi. Tip IIb süpernovalar için olası ata yıldızlar olarak sarı üstündevler veya LBV'ler öne sürülmektedir ve gözlemlenebilecek kadar yakın olan neredeyse tüm Tip IIb süpernovalar bu tür ata yıldızlara sahip olduklarını göstermiştir.
Mavi üstdevler kısmen yüksek ışıma güçleri ve kolay tespit edilebilmeleri sayesinde, beklenmedik ölçüde yüksek bir oranda doğrulanmış süpernova ata yıldızı oluşturur. Oysa henüz tek bir Wolf-Rayet ata yıldızı bile net bir şekilde tespit edilememiştir. Modeller, mavi üstdevlerin farklı bir evrimsel aşamaya geçmeden bir süpernovaya ulaşacak kadar kütleyi nasıl kaybettiğini göstermekte zorlanmıştır. Yapılan bir çalışma, kırmızı üstdev sonrası evredeki düşük ışıma güçlü parlak mavi değişenlerin, büyük olasılıkla bir Tip IIn süpernovası olarak çökmesi için olası bir yol göstermiştir. Tip IIn süpernovalarının sıcak ve parlak ata yıldızlarına dair birkaç örnek tespit edilmiştir: SN 2005gy ve SN 2010jl, her ikisi de belirgin şekilde büyük kütleli ve parlak yıldızlardı, fakat çok uzaktaydılar. SN 2009ip ise muhtemelen bir LBV olan oldukça parlak bir ata yıldıza sahipti, fakat kesin doğası tartışmalı olan bir "tuhaf süpernova"dır.
Tip Ib/c süpernovalarının ata yıldızları ise hiçbir şekilde tespit edilememektedir ve olası ışıma güçleri üzerindeki kısıtlamalar, bilinen WC yıldızlarınkinden genellikle daha düşüktür. WO yıldızları son derece nadirdir ve görsel olarak görece sönüktür, bu nedenle bu tür ata yıldızlarının var olmadığı mı yoksa sadece henüz gözlemlenmemiş olduğu mu, bunu söylemek zordur. Bu tür ata yıldızlarının açıkça görüntülenebileceği kadar yakın mesafede çok sayıda süpernova gözlemlenmesine rağmen, çok parlak ata yıldızlar kesin olarak tanımlanamamıştır. Popülasyon modellemesine göre, gözlemlenen Tip Ib/c süpernovaları iki farklı kaynaktan oluşur: tekil ve büyük kütleli yıldızlar ile etkileşim halindeki ikili sistemlerden meydana gelen zarfı soyulmuş yıldızlar. Modelleme, bu kaynakların bir karışımının gözlemlenen olayları başarılı bir şekilde açıklayabildiğini göstermektedir. Normal Tip Ib ve Ic süpernovalarının ata yıldızlarına dair belirgin bir tespitin hala yapılamamış olması, büyük kütleli yıldızların çoğunun bir süpernova patlaması olmadan doğrudan bir kara deliğe çökmesinden kaynaklanıyor olabilir. Bu durumda bu süpernovaların çoğu, ikili sistemlerdeki daha düşük kütleli ve düşük ışıma güçlü helyum yıldızlarından meydana gelir. Küçük bir kısmı ise, muhtemelen uzun süreli gama ışını patlamalarıyla ilişkili olan yüksek enerjili Tip Ic-BL olaylarına karşılık gelen, hızla dönen büyük kütleli yıldızlardan kaynaklanırdı.


## Çevresel etkiler.
Süpernova olayları, çevrelerindeki yıldızlararası ortama dağılan daha ağır elementler üretir. Süpernova patlamasının yarattığı genişleyen şok dalgası, yıldız oluşumunu tetikleyebilir. Galaktik kozmik ışınlar, süpernova patlamaları tarafından üretilir.


### Ağır elementlerin kaynağı.
Süpernovalar, yıldızlararası ortamda oksijenden rubidyuma kadar uzanan elementlerin önemli bir kaynağıdır. Ancak üretilen veya spektrumlarında görülen elementlerin kuramsal bollukları, çeşitli süpernova tiplerine bağlı olarak önemli ölçüde farklılık gösterir. Tip Ia süpernovalar ağırlıklı olarak silisyum ve demir zirvesi elementlerini (nikel ve demir gibi metalleri) üretir. Çekirdek çökme süpernovaları, Tip Ia süpernovalara kıyasla çok daha az miktarda demir zirvesi elementi püskürtür; fakat oksijen ve neon gibi hafif alfa elementleri ile çinkodan daha ağır elementleri daha büyük kütleler halinde püskürtür. Bu durum özellikle çinkodan daha ağır elementler üreten elektron yakalama süpernovaları için geçerlidir. Tip II süpernovaları tarafından püskürtülen maddenin büyük bölümünü hidrojen ve helyum oluşturur.
Ağır elementler, temelde üç farklı mekanizma yoluyla üretilir:
  - Nükleer füzyon: 34S'ye kadar olan çekirdekler bu yolla meydana getirilir.
  - Foto parçalanmayla yeniden düzenlenme ve yarı denge: Silisyum yanması sırasında, 36Ar ile 56Ni arasındaki çekirdekler bu süreçlerle oluşur.
  - Hızlı nötron yakalanması (r-süreci): Demirden daha ağır elementler ise süpernova çökmesi esnasında bu mekanizmayla sentezlenir.
r-süreci, nötronca zengin ve oldukça kararsız çekirdekler üretir ve bu çekirdekler beta bozunumu yoluyla hızla daha kararlı hallere dönüşür. Süpernovalardaki r-süreci reaksiyonları, demirden sonraki elementlerin tüm izotoplarının yaklaşık yarısından sorumludur. Yine de bu elementlerin çoğunun ana astrofiziksel kaynağının, nötron yıldızı birleşmeleri olabileceği düşünülmektedir.
Günümüz evreninde oksit, karbon ve s-süreci elementlerinden kaynaklanan tozun baskın kaynağı, yaşlı asimptotik dev kol (AGB) yıldızlarıdır. Bununla birlikte henüz AGB yıldızlarının oluşmadığı erken evrende, tozun ana kaynağının süpernovalar olduğu düşünülmektedir.


### Yıldız evrimindeki rolü.
Pek çok süpernova kalıntısı, bir sıkışık cisim ve hızla genişleyen maddeden oluşan bir şok dalgasından meydana gelir. Bu madde bulutu, iki yüzyıla kadar sürebilen serbest genişleme evresi boyunca çevresindeki yıldızlararası ortamı önüne katar. Ardından dalga, yavaş yavaş adyabatik bir genişleme dönemine girer ve yaklaşık 10.000 yıllık bir süreçte soğuyarak çevresindeki yıldızlararası ortamla karışır.
Büyük Patlama hidrojen, helyum ve eser miktarda lityum üretmiştir. Daha ağır olan tüm elementler ise yıldızlarda, süpernovalarda ve nötron yıldızı birleşmelerinde sentezlenir. Süpernovalar, çevresindeki yıldızlararası ortamı, gökbilimcilerin genellikle "metal" olarak adlandırdığı hidrojen ve helyum dışındaki elementlerle zenginleştirir. Püskürtülen bu elementler, nihayetinde yıldız oluşum bölgeleri olan moleküler bulutları besler. Böylece her bir yıldız nesli, neredeyse saf bir hidrojen-helyum karışımından metalce daha zengin bir yapıya doğru evrilerek, bir öncekinden biraz daha farklı bir bileşime sahip olur. Bir yıldızda nükleer füzyon döneminde oluşan bu ağır elementlerin dağılmasındaki baskın mekanizma süpernovalardır. Bir yıldızı oluşturan maddedeki element bolluklarının farklılığı, yıldızın yaşamı üzerinde önemli etkilere sahiptir ve yörüngesinde gezegenler bulunma olasılığını etkileyebilir. Daha yüksek metalliğe sahip yıldızların çevresinde daha fazla dev gezegen oluşur.
Genişleyen bir süpernova kalıntısının kinetik enerjisi, yakınında bulunan yoğun moleküler bulutları sıkıştırarak yıldız oluşumunu tetikleyebilir. Ancak bulut fazla enerjiyi dışarı atamazsa, türbülanslı basınçtaki artış yıldız oluşumunu tetiklemek yerine engelleyebilir.
Kısa ömürlü radyoaktif izotopların bozunma ürünlerinden elde edilen kanıtlar, 4,5 milyar yıl önce yakınlardaki bir süpernovanın Güneş Sistemi'nin bileşiminin belirlenmesine yardımcı olduğunu ve hatta bu sistemin oluşumunu tetiklemiş olabileceğini göstermektedir.
Hızlı radyo patlamaları (FRB'ler), genellikle milisaniyelerden uzun sürmeyen, yoğun ve geçici radyo dalgası atımlarıdır. Bu olaylar için pek çok açıklama öne sürülmüştür. Bunlar arasında önde gelen adaylar ise çekirdek çökme süpernovaları tarafından üretilen magnetarlardır.


### Kozmik ışınlar.
Süpernova kalıntılarının galaktik birincil kozmik ışınların büyük bir bölümünü hızlandırdığı düşünülse de, kozmik ışın üretimine dair doğrudan kanıt yalnızca az sayıda kalıntıda bulunmuştur. IC 443 ve W44 süpernova kalıntılarında pion bozunumu kaynaklı gama ışınları tespit edilmiştir. Bu gama ışınları kalıntının hızlandırdığı protonların yıldızlararası maddeye çarpmasıyla üretilir.


### Kütleçekim dalgaları.
Süpernovalar potansiyel olarak güçlü galaktik kütleçekim dalgası kaynakları olsalar da, bugüne kadar hiçbiri tespit edilememiştir. Şimdiye kadar tespit edilen tek kütleçekim dalgası olayları, süpernovaların olası kalıntıları olan kara deliklerin ve nötron yıldızlarının birleşmelerinden kaynaklanmaktadır. Bir çekirdek çökme süpernovasının ürettiği kütleçekim dalgalarının da tıpkı nötrino emisyonları gibi, ışığın aksine gecikmeye uğramadan bize ulaşması beklenir. Dolayısıyla bu dalgalar, çekirdek çökme süreci hakkında başka yollarla elde edilemeyecek bilgiler sağlayabilir. Süpernova modelleri tarafından öngörülen kütleçekim dalgası sinyallerinin çoğu, bir saniyeden daha kısa süren ve bu nedenle tespiti zor olan kısa süreli sinyallerdir. Bir nötrino sinyalinin gelişi, kütleçekim dalgasını arka plan gürültüsünden ayırmaya yardımcı olarak, bu dalganın aranacağı zaman aralığını belirlemek için bir kılavuz olabilir.


### Dünya üzerindeki etkisi.
"Dünya'ya yakın süpernova" kavramı, Dünya'nın biyosferinde belirgin etkiler yaratabilecek kadar yakın mesafede meydana gelen bir süpernova olayını ifade eder. Süpernovanın türüne ve enerjisine bağlı olarak bu mesafe 3.000 ışık yılı kadar uzak olabilir. 1996 yılında geçmiş süpernovaların izlerinin, kaya katmanlarındaki metal izotop imzaları şeklinde Dünya'da saptanabileceği öne sürüldü. Daha sonra Büyük Okyanus'taki derin deniz kayaçlarında demir-60 zenginliği saptandı. 2009 yılında Antarktika buzullarında yüksek seviyede nitrat iyonları bulundu ve bu durum, 1006 ve 1054 yıllarındaki süpernova olaylarıyla zamanlama açısından örtüşüyordu. Bu süpernovalardan kaynaklanan gama ışınlarının, atmosferdeki azot oksit seviyelerini artırdığı ve bu maddelerin buzun içine hapsolmuş olabileceği düşünülmektedir.
Tarihsel olarak yakınlardaki süpernovalar gezegendeki yaşamın biyoçeşitliliğini etkilemiş olabilir. Jeolojik kayıtlar yakın mesafelerde gerçekleşen süpernova olaylarının kozmik ışınlarda bir artışa yol açtığını ve bunun da daha serin bir iklim yarattığını göstermektedir. Kutuplar ile ekvator arasındaki daha büyük bir sıcaklık farkı daha güçlü rüzgarlar oluşturmuş, okyanus karışımını artırmış ve kıta sahanlıkları boyunca besinlerin sığ sulara taşınmasıyla sonuçlanmıştır. Bu durum daha büyük bir biyoçeşitliliğe yol açmıştır.
Dünya'ya yeterince yakın bir mesafede meydana gelmeleri halinde potansiyel olarak en tehlikeli olanların Tip Ia süpernovalar olduğu düşünülmektedir. Bu süpernovalar, ikili sistemlerdeki gözlemlenmesi zor, sönük ve sık rastlanan beyaz cüce yıldızlardan kaynaklandığı için, Dünya'yı etkileyebilecek bir süpernovanın öngörülemez bir şekilde ve iyi incelenmemiş bir yıldız sisteminde meydana gelmesi çok muhtemeldir. Bilinen en yakın aday, yaklaşık 150 ışık yılı uzaklıktaki IK Pegasi'dir (HR 8210). Ancak gözlemler, bu beyaz cücenin Tip Ia süpernova haline gelmesi için gereken kritik kütleye yığılma yoluyla ulaşmasının 1,9 milyar yıl kadar sürebileceğini göstermektedir.
2003 tarihinde yapılan bir tahmine göre, bir Tip II süpernovanın Dünya'nın ozon tabakasının yarısını yok etmesi için 8 parsekten (26 ışık yılı) daha yakın olması gerekir ve yaklaşık 500 ışık yılından daha yakın mesafede böyle bir aday bulunmamaktadır.


## Samanyolu'ndaki adaylar.
Samanyolu'nda gerçekleşecek bir sonraki süpernova, gökadanın uzak bir köşesinde ortaya çıksa bile tespit edilebilir nitelikte olacaktır. Bu patlamanın kaynağının, dikkat çekici olmayan bir kırmızı üstdevin kütleçekimsel çökmesi sonucu meydana gelmesi ve 2MASS gibi kızılötesi gökyüzü taramalarında şimdiden kataloglanmış olması kuvvetle muhtemeldir. Bir sonraki çekirdek çökme süpernovasının; sarı üstündev, parlak mavi değişen veya Wolf–Rayet yıldızı gibi farklı ve kütleli bir yıldız türünden kaynaklanması ise daha düşük bir olasılıktır. Bir beyaz cücenin yol açacağı Tip Ia süpernova ihtimali, çekirdek çökme süpernovası ihtimalinin yaklaşık üçte biri kadardır. Bu tür bir patlama da nerede gerçekleşirse gerçekleşsin gözlemlenebilir olacaktır, fakat ata yıldızının önceden tespit edilmiş olma ihtimali daha zayıftır. Hatta Tip Ia ata sisteminin tam olarak neye benzediği dahi bilinmez ve bu sistemlerin birkaç parseklik mesafenin ötesinde saptanması oldukça güçtür. Samanyolu'ndaki genel süpernova oranının yüzyılda 2 ila 12 arasında olduğu tahmin edilmektedir, fakat birkaç yüzyıldır bir tanesi bile gözlemlenmemiştir.
İstatistiksel olarak en yaygın çekirdek çökme süpernovası türü Tip II-P'dir ve bu türün ata yıldızları kırmızı üstdevlerdir. Ancak bu üstdevlerden hangilerinin çekirdeğindeki ağır element füzyonunun son aşamasında olduğunu, hangisinin ise milyonlarca yıllık ömrü kaldığını ayırt etmek zordur. En büyük kütleli kırmızı üstdevler, çekirdekleri çökmeden önce atmosferlerini kaybederek Wolf-Rayet yıldızlarına dönüşür. Tüm Wolf-Rayet yıldızları yaşamlarını yaklaşık bir milyon yıl içinde bu evrede sonlandırır; yine de bunlardan hangilerinin çekirdek çökmesinin eşiğinde olduğunu belirlemek güçtür. Patlamasına en fazla birkaç bin yıl kaldığı kabul edilen bir sınıf ise, çekirdeklerindeki helyumu tükettiği bilinen WO tipi Wolf-Rayet yıldızlarıdır. Bu yıldızlardan günümüzde sadece sekiz tanesi bilinmektedir ve bunlardan yalnızca dördü Samanyolu'nda yer alır.
Çok sayıda yakın veya iyi bilinen yıldız, potansiyel çekirdek çökme süpernovası adayıdır. Bu adaylar arasında Spica, Rigel ve Deneb gibi yüksek kütleli mavi yıldızlar; Betelgeuse, Antares ve VV Cephei A gibi kırmızı üstdevler; Rho Cassiopeiae adlı sarı üstündev ve daha önce bir süpernova taklitçisi üretmiş olan parlak mavi değişen Eta Carinae bulunur. Regor (ya da Gama Velorum) sistemini oluşturan mavi üstdev ve Wolf-Rayet yıldızının her ikisi de adaydır. Aynı şekilde, Güneyhaçı (Crux) ve Erboğa (Centaurus) takımyıldızlarındaki Mimosa, Acrux ve Hadar (veya Beta Centauri) gibi üç parlak yıldız sistemi de süpernova olarak patlamaya yetecek kütleye sahip mavi yıldızlar içerir. Düşük bir ihtimal de olsa WR 104 gibi bazı yıldızlar potansiyel bir gama ışını patlamasının ata yıldızları olmalarıyla bilinirler.
Tip Ia süpernova adaylarının tespiti ise çok daha spekülatiftir. Kesin mekanizması ve zaman ölçeği halen tartışılsa da, yığılma sürecindeki bir beyaz cüceyi barındıran herhangi bir ikili sistemin bir süpernova üretme potansiyeli vardır. Bu sistemler sönük olmaları nedeniyle zor tespit edilir; fakat novalar ve tekrarlayan novalar, bu tür sistemlerin varlığına işaret eden ve kendilerini belli eden olaylardır. U Scorpii, bu duruma örnek olarak gösterilebilir.


## İlave okumalar.
 -  
 -