בשלב זה נדחסת ליבתו במהירות, מתחממת מאוד, והמעטפת החיצונית שלו נזרקת החוצה כתוצאה מהלחץ העצום שנוצר. החומר מתפשט במהירות עצומה כגז, בעוד מרכז הכוכב הופך להיות כוכב נייטרונים או חור שחור (אם מסתו גדולה דיה).
לשמש לא צפוי עתיד כסופרנובה, שכן כדי להגיע לשלב כזה, מסתה צריכה להיות גדולה לפחות פי 8 או 10 ממסתה הנוכחית.
סוגי סופרנובה.
בניסיון לסווג את הסופרנובות, אסטרונומים הגיעו לחלוקה על פי עקומת האור שלהם ועל פי קווי הבליעה של היסודות הכימיים שבקשת האור של הפיצוץ. היסוד שלפיו מתבצעת החלוקה הראשונית הוא מימן. אם בספקטרום מופיעים קווי בליעה של מימן, הסופרנובה מוגדרת כסוג II; אם אין, אז היא מוגדרת כסוג I. בתוך כל אחד משני הסוגים הללו, הסופרנובות מתחלקות לעוד תתי סוגים, לפי נוכחות חומרים אחרים ועקומת האור שלהם.
סיווג סופרנובות:
חלוקה אחרת שאליה אסטרונומים מתייחסים היא החלוקה לפי מקור ואופי הפיצוץ:
פיצוץ תרמו-גרעיני.
זו סופרנובה המתרחשת כאשר ננס לבן סופח אליו חומר מכוכב סמוך או כאשר שני ננסים לבנים מתנגשים. עקב כך מסתו גדלה, עד שהיא עוברת את הסף הקריטי לסופרנובה - גבול צ'נדראסקאר (כ־1.44 מסות שמש). בעקבות זאת, קורס הכוכב כתוצאה מכוח הכבידה שלו עצמו. אנרגיית הכבידה שלו הופכת לחום עצום ומתחילות בתוכו תגובות גרעיניות. אך בשל מסתו הקטנה (ולכן מעט אנרגיה גרביטציונית), אין להן ויסות והכוכב מתפוצץ. במהלך הפיצוץ נפלט שטף של נייטרינו ויסודות חדשים שנוצרו בתהליך ההיתוך הגרעיני מתפזרים בחלל.
בסופו של דבר, השלבים השונים של התגובות הגרעיניות דומים לסופר נובה "רגילה" (המכונה קריסת ליבה), ולכן הם מובאים בפירוט בהמשך.
מכיוון שלסופרנובות מסוג זה יש מסה אחידה, הן יכולות לשמש נרות תקניים בעלי בהירות אחידה בזמן שהן מתפוצצות, ומכאן חשיבותן הרבה בחקר המרחקים והמהירויות ביקום המוקדם.
פיצוץ קריסת ליבה.
זו סופרנובה המתרחשת בכוכב מסיבי (שמסתו פי 8 או יותר ממסת השמש), לאחר מספר שלבים של היתוך גרעיני ולאחר שאוזל ה"דלק" להיתוך הגרעיני של הכוכב.
כל עוד נמשך ההיתוך הגרעיני, הכוכב אינו קורס לתוך עצמו, למרות כוח הכבידה החזק הפועל בין חלקיקים המרכיבים אותו, משום שלחץ האנרגיה הנוצרת בהיתוך הגרעיני מאזן את הכבידה אך זהו תהליך בעל שלבים ברורים, וסוף בלתי נמנע.
היתוך המימן להליום.
בכוכב שמסתו קטנה מתחת ל־0.08 ממסת השמש, היתוך גרעיני לא מתחיל כלל, מאחר שכוח הכבידה אינו מספיק חזק לדחוס את ליבת הכוכב ולהתקרב לחום הנדרש לתחילת היתוך המימן. במקרה כזה, הכוכב מוגדר כננס חום. אך בכוכב גדול יותר, התהליך מתחיל כך: היתוך ארבעה אטומי מימן לאטום אחד של הליום. היתוך זה מייצר אנרגיה גבוהה מאוד יחסית להיתוך אטומים אחרים, ולכן שלב זה הוא הארוך והיציב ביותר במחזור החיים של הכוכב. מקור האנרגיה היא איבוד קטן יחסית של מסה - מסתו של אטום הליום קטנה בכ־0.71% מזו של ארבעת אטומי המימן, וזו המסה שמומרת לאנרגיה. ככל שמסת הכוכב גדלה, כמות המימן המתכלה - והאנרגיה המופקת - גדלות באופן לא ליניארי. לדוגמה, אם מסת הכוכב היא פי 20 ממסת השמש, הוא יכלה את המימן שבליבה בתוך 9 מיליון שנים "בלבד", לעומת תהליך היתוך ליבת המימן של השמש שמוערך בכ־10 מיליארד שנים. יודגש השימוש במונח "ליבה". רדיוס ליבת השמש הוא 20% בלבד מרדיוס השמש כולה, אולם במצב "רגיל" של שלב היתוך המימן, רק אזור זה מגיע ללחץ ולטמפרטורה הנחוצה להתכת מימן, ולכן רק הוא מהווה את מקור האנרגיה של הכוכב. המימן שנותר ב"מעטפת" הכוכב (כ־78%) אינו מותך בשלב זה, והוא ממתין לתורו בשלבים הבאים.
הפסקת היתוך המימן בליבת הכוכב גורמת ל"ניצחון" זמני לכוח הכבידה: התכווצות וקריסת ליבת הכוכב לתוך עצמו, משום שאין יותר אנרגיה גרעינית שתפעל בכיוון הפוך.
בכוכב שמסתו קטנה מתחת לשליש מסת השמש, כוח הכבידה אינו מספיק חזק לדחיסת ליבת הכוכב עד לחום של 300 מיליון מעלות צלזיוס בקירוב, הנדרש לשלב הבא: היתוך ההליום. במקרה כזה, הכוכב יתקרר וידעך לאיטו, ויהפוך לננס לבן.
היתוך ההליום לפחמן והפיכה לענק או על־ענק אדום.
קרוב יותר למסת השמש, כוח הכבידה ממשיך ודוחס את אטומי ההליום שבליבה עוד ועוד, עד שמתחיל שלב ההיתוך השני - שלושה אטומי הליום מתמזגים והופכים לאטום אחד של פחמן תוך שחרור אנרגיה. מאחר שהאנרגיה המופקת בתהליך זה קטנה משמעותית מהיתוך המימן, שלב זה קצר משמעותית מהשלב הראשון ונאמד במספר עשרות עד מאות אלפי שנים (תלוי במסת הכוכב).
תוך כדי דחיסת אטומי ההליום והיתוכם לפחמן - תהליך המתרחש כזכור בליבת הכוכב - מגבירה הכבידה את אחיזתה. הליבה מתחממת מהר יותר, ובשולי הליבה מתחיל היתוך המימן שנותר במעטפת הכוכב. מקור האנרגיה החדש פועל קרוב לפני השטח, רחוק יחסית ממוקד הכבידה שבליבת הכוכב. הוא מעלה את הבהירות של הכוכב פי 1,000 עד 10,000 מהשלב הקודם ומנפח את מעטפת הכוכב כלפי חוץ, עד פי מאות ואף אלפים מגודלו הקודם.
זה השלב שבו כוכב שמסתו בערך כמסת השמש, יהפוך לענק אדום. הכוכב הוא בעל שכבות בדומה לבצל ענק - בפנים פחמן, בשכבת מעטפת פנימית הליום, ובשכבה החיצונית מימן.
כוכב שמסתו גדולה מעשר מסות שמש לערך, יהפך בשלב זה לעל־ענק אדום במהלך תקופת התכת ההליום שלו. לכוכבים אלו רדיוסים גדולים מאוד, בדרך כלל בטווח של פי 200–800 מרדיוס השמש שלנו. גודלו של על־הענק הגדול ביותר הידוע הוא בערך פי 1,500 מרדיוס השמש.
בכוכב שמסתו קטנה מגבול צ'נדראסקאר (בערך 1.44 ממסת השמש), התהליך נעצר כאן. כוח הכבידה אינו מסוגל לדחוס את אטומי הפחמן ולהתיך אותם לשלב הבא, ולכן השמש שלנו עתידה להתקרר ולהצטמק בהדרגה, לננס לבן.
היתוך הפחמן לחמצן.
מעל גבול צ'נדראסקאר, מתחיל השלב הבא בליבת הענק (או על־ענק) האדום - דחיסת אטומי הפחמן והיתוכם, בעיקר לחמצן. החום האדיר בליבה גורם ל"בצל" ליצור שכבה נוספת, והתהליך ממשיך. הענק - או על־הענק - ממשיך לגדול, אך ככל שגדלה המסה האטומית האנרגיה המשתחררת בהיתוך הולכת ויורדת. שלב היתוך הפחמן, לכן, מפיק הרבה פחות אנרגיה מקודמו, והוא אורך מאות עד אלף שנים בלבד.
שלבי ההיתוך הבאים - עד לברזל.
כעת כח הכבידה העצום בליבה דוחס את אטומי החמצן ומתיכם בעיקר לצורן (סיליקון). שלב זה כבר מוערך בחודשים עד שנים ספורות בלבד, בהתאם למסת הכוכב. כך ממשיך הכוכב ומייצר שכבות מימן, הליום, פחמן, חמצן, ניאון, צורן, גופרית ולבסוף - ברזל. תהליך זה הוא למעשה המקור של כל מרבצי המתכות המוכר לנו.
לדוגמה: כוכב בעל 20 מסות שמש יימצא קרוב ל־9 מיליוני שנים בהיתוך מימן להליום ואז יהפוך לעל־ענק אדום, בו ימצא קרוב למיליון שנים בהיתוך הליום לפחמן, קרוב לאלף שנים בהיתוך פחמן לחמצן (וגם לניאון), כ־4 שנים בהיתוך חמצן לצורן (וגם לגופרית), ואז שבועות עד חודשים בודדים בהיתוך צורן לברזל.
סופר נובה.
הברזל הוא השלב האחרון במחזור ההיתוך שבו יסוד אחד הופך ליסוד שני. אם מסת הכוכב המקורי עלתה על 8 מסות שמש, לאחר שהליבה הפנימית הפכה לברזל, בחום של קרוב למאה מיליארד מעלות, ובתוך כשנייה אחת בודדת, משתנה הרכב אטום הברזל עצמו - הליבה קורסת באחת לשבריר מנפחה המקורי, דחוס עד מאוד, תוך שהאלקטרונים והפרוטונים נדחסים זה לתוך זה והופכים לנייטרונים, ועקב כך גם מפזרים אנרגיה אדירה - וחלקיקי נייטרינו - לחלל. זוהי סופר נובה מסוג II.
האנרגיה האדירה שמשוחררת מעיפה מהליבה הדחוסה את המעטפת, ומה שנשאר - אם מסת הכוכב המקורי הייתה עד 20 מסות שמש - הוא כוכב נייטרונים שקוטרו קילומטרים ספורים בלבד. מסתו של כוכב נייטרונים לאחר הקריסה והשלת המעטפת היא בין 1.44 פעמים מסת השמש (גבול צ'נדראסקאר) עד 3 מסות שמש (גבול טולמן־אופנהיימר־וולקוף).
צפיפותם של כוכבי נייטרונים עצומה, בסדר־גודל של עשרות מיליוני טון לסמ"ק. בשונה מחומרים רגילים שבהם גרעין האטום תופס 1 חלקי 10,000 עד 1 חלקי 100,000 ושאר נפח האטום הוא ואקום, בין הנייטרונים לא מפריד ואקום כלל.
כוכב הנייטרונים אינו ממשיך בקריסתו, מכיוון שכנגד כוח הכבידה פועל לחץ הנובע מעקרון האיסור של פאולי בין הנייטרונים שמרכיבים אותו.
אך אם מסת הכוכב המקורי - לפני הסופר נובה - עלתה על 20 מסות שמש - כח הכבידה ממשיך בתהליך גם אחרי הסופר נובה והיווצרות ליבת הנייטרונים, מתגבר על עקרון האיסור של פאולי, ויוצר חור שחור.
תיעוד וחקר סופרנובות.
הסופרנובה הראשונה שתועדה על ידי בני אדם היא סופרנובה 185 שתועדה על ידי אסטרונומים סינים בשנת 185 לספירה. מהמאה ה־11 קיים תיעוד של שתי סופרנובות: סופרנובה 1006, שהייתה כנראה האירוע השמימי הבהיר ביותר שנצפה (בבהירות נראית), וסופרנובה 1054, ששרידיה יצרו את ערפילית הסרטן. שתי סופרנובות אלה תועדו בהרחבה על ידי אסטרונומים סינים וערבים ומוזכרות גם בתרבויות נוספות. סופרנובות נוספות שאירעו בגלקסיית שביל החלב הן סופרנובה 1572 שתועדה ונחקרה על ידי האסטרונום טיכו בראהה ב־11 בנובמבר 1572, וסופרנובה 1604, שהייתה הסופרנובה הנצפית האחרונה בשביל החלב. סופרנובה זו המזוהה כ־SN1604, תועדה ונחקרה על ידי האסטרונום יוהאנס קפלר ב־9 באוקטובר 1604. הסופרנובה הקרובה ביותר שנצפתה בעידן המודרני היא סופרנובה 1987A שהתרחשה באחד מענני מגלן (גלקסיה לוויינית של שביל החלב), ונצפתה ב־23 בפברואר 1987.