Supernova

En supernova er en stjerne som eksploderer. En større variant kalles hypernova.
En supernova oppstår på slutten av «levetiden» til en stjerne. Det er bare stjerner med en masse på over åtte solmasser som kan vokse til superkjemper, og dermed ender opp som supernovaer. Restmassen til en stjerne (massen til stjernen etter at de ytre lagene av stjernen er kastet av) avgjør om stjernen blir en nøytronstjerne eller et sort hull.

Dannelse av en supernova

Hvis temperaturen i sentralområdet til en superkjempe nærmer seg 5 milliarder Kelvin, kan fusjonsprosessene lage jern. Etter dette stopper fusjonsprosessene opp. Jern og nikkel er nemlig de grunnstoffene med minst masse per nukleon. Videre fusjon vil derfor ikke frigjøre energi, men kreve energi. Da får gravitasjonen overtaket over strålingskreftene som opphører, og sentralområdet til superkjempen trekker seg sammen i en implosjon. Dette fører til at sentralområdet bryter sammen, og enorme mengder med potensiell energi blir frigjort, noe som gjør at tyngre grunnstoff enn jern blir dannet. 
Allikevel er det en grense for hvor stor tetthet sentralområdet kan få, og når denne grensen er nådd, vil det oppstå en sjokkbølge som til slutt blåser store deler av stjernen ut i verdensrommet. Stjernen er nå en supernova og kan stråle med større effekt enn en hel galakse. 
Mange av solsystemets planeter inneholder materiale fra supernovaeksplosjoner. Uten supernovaeksplosjoner ville det altså ikke blitt dannet tyngre grunnstoffer enn jern.
Grunnstoffer mellom helium og jern blir laget i kjempestjerner. Alle grunnstoffer som er tyngre enn jern blir laget i supernovaer. Supernovaene sprer tunge grunnstoffer ut i verdensrommet, og blander seg med støv og gasser. Det er slike grunnstoffer som senere blir en del av en ny stjerne.

Ulike typer supernovaer

Type 1A supernovaer
Det blir antatt at type 1a supernovaer oppstår fra hvite dvergstjerner. En hvit dverg kan ikke lage en eksplosjon av seg selv, men dersom en stjerne i nærheten innfører nok mengde materiale inntil den krympa stjernen, får den hvite dvergen en ny drivstoffkilde.
Den sterke tyngdekraften til den hvite dvergen gjør at det nye materialet faller på overflaten av den hvite dvergen. Materialet inneholder en kjernekraft som har potensialet til å frigjøre mer energi gjennom kjernefusjon enn normalt. Det nye materialet samles opp på overflaten av den hvite dvergen frem til en kjernereaksjon antennes.      
Stjernen vil så gløde en siste glød, før den kollapser.
Type II supernovaer
Det er vanligvis stjerner med opprinnelig masse lik 10 eller 20 ganger solens masse som er kvalifisert som en massiv stjerne, og type II supernova oppstår i siste fasen av utviklingen til en massiv stjerne. 
Mens den massive stjernen aldrer, trekker den sammen kjernen sin. Stjernen forsøker å heve temperaturen i kjernen gjennom kjernefusjon for å kunne kontrollere en tyngre kjerne.  Det som skjer er at stjernen kollapser, og kjernetemperaturen øker ettersom helium blir til karbon og oksygen, og karbon og oksygen deretter blir til neon og magnesium, og de til silisium og svovel, og til slutt blir silisium og svovel  til nikkel og jern. Dette skaper ytrepress for å motvirke tyngdekraften og trekke den innover. Stjernen vil til slutt ikke klare å ta opp mer energi og kollapse fordi den ikke er i stand til å redde seg selv fra dens egen gravitasjon. Etter kollisjonen sitter det igjen en nøytronstjerne.