Siêu tân tinh

Siêu tân tinh hay sao siêu mới (viết tắt SN hay SNe) là một sự kiện thiên văn học biến đổi tức thời xảy ra trong giai đoạn cuối của quá trình tiến hóa sao ở các sao khối lượng lớn, mà một vụ nổ khổng lồ cuối cùng đánh dấu sự hủy diệt của sao. Sự kiện bất thình lình này tạo ra một ngôi sao sáng "mới", trước khi dần phai mờ trong vòng vài tuần đến vài tháng. 
Siêu tân tinh (tiếng Latin: supernova)(tiếng Anh: supernew) là sự kiện mãnh liệt hơn sự kiện sao mới (super). Trong tiếng Latin, nova có nghĩa là "mới", mà trong thiên văn học đề cập đến sự xuất hiện tạm thời của một sao sáng mới. Tiền tố "super-siêu" phân biệt siêu tân tinh từ tân tinh thông thường, có độ sáng nhỏ hơn rất nhiều. Thuật ngữ supernova do Walter Baade và Fritz Zwicky đặt ra từ năm 1931.
Chỉ có ba siêu tân tinh xảy ra trong Ngân Hà được quan sát bằng mắt thường trong 1000 năm qua, mặc dù rất nhiều sự kiện ở các thiên hà khác nhau đã được quan sát bằng kính thiên văn. Lần quan sát trực tiếp siêu tân tinh thuộc Ngân Hà gần đây nhất đó là siêu tân tinh Kepler xảy ra năm 1604, tuy có thêm hai tàn tích siêu tân tinh xảy ra gần đây cũng được phát hiện. Dựa trên thống kê số lượng siêu tân tinh quan sát ở các thiên hà khác cho ước tính, trung bình, trong Ngân Hà có khoảng 3 sự kiện xảy ra ở mỗi thế kỷ, và gần như sẽ quan sát được siêu tân tinh bằng các kính thiên văn hiện đại nếu chúng xảy ra trong Ngân Hà.
Siêu tân tinh phóng phần lớn vật chất từ ngôi sao phát nổ với vận tốc lên tới 30.000 km/s hay bằng 10% tốc độ ánh sáng. Nó gây ra một làn sóng xung kích chuyển động nhanh lan tỏa vào môi trường liên sao xung quanh, đồng thời quét lên một lớp vỏ bao gồm bụi và khí đang mở rộng, hay chính là tàn tích siêu tân tinh như được quan sát. Siêu tân tinh tạo ra, tổng hợp và giải phóng lượng lớn các nguyên tố hóa học hình thành bởi các phản ứng tổng hợp hạt nhân. Nhờ vậy nó đóng vai trò quan trọng cho quá trình làm giàu môi trường liên sao bằng các nguyên tố có nguyên tử khối nặng hơn heli. Ngoài ra, sóng xung kích lan tỏa từ vụ nổ có thể kích hoạt sự hình thành các sao mới. Tàn tích siêu tân tinh được xem là một trong những nơi phát ra đa số các tia vũ trụ bắt nguồn từ Ngân Hà, nhưng chỉ mới tìm thấy một vài dấu hiệu chứng tỏ tia vũ trụ liên quan có liên quan trực tiếp đến tàn tích siêu tân tinh. Vụ nổ siêu tân tinh cũng là một nguồn phát sóng hấp dẫn tiềm năng để nghiên cứu trong tương lai.
Các nghiên cứu lý thuyết chỉ ra rằng hầu hết siêu tân tinh được khởi phát từ một trong hai cơ chế cơ bản: việc phản ứng tổng hợp hạt nhân bất thình lình hoạt động trở lại ở một sao thoái hóa hoặc lõi của ngôi sao khối lượng lớn bất ngờ suy sụp hấp dẫn. Ở cơ chế đầu tiên, một sao lùn trắng thoái hóa tích tụ vật chất từ một sao đồng hành, hoặc là thông qua sự bồi tụ vật chất hoặc sát nhập với sao lùn trắng đồng hành, đến một lúc quá trình này khiến cho nhiệt độ lõi sao tăng lên tới giới hạn kích hoạt phản ứng tổng hợp hạt nhân mất kiểm soát, làm cho phá hủy hoàn toàn ngôi sao. Ở trường hợp thứ hai, dưới tác động của lực hấp dẫn từ chính sao có khối lượng lớn, vật chất sụp đổ về lõi sao, kết hợp với bức xạ neutrino và chuyển động hỗn loạn từ vùng lõi, dẫn đến giải phóng thế năng hấp dẫn cùng sóng xung kích mở rộng ngược ra ngoài, trở thành vụ nổ siêu tân tinh. Trong khi thực tế các siêu tân tinh xảy ra có mức độ phức tạp hơn so với hai mô hình lý thuyết này, cơ chế giải thích vụ nổ đã được thiết lập vững chắc và được phần lớn các nhà thiên văn học chấp thuận.
Do hệ quả của những sự kiện này là rất rộng lớn, hiện nay các nhà thiên văn vật lý tập trung nghiên cứu sâu vào siêu tân tinh, từ phạm vi tiến hóa sao cho đến tiến hóa thiên hà, và là một lĩnh vực nghiên cứu đặc biệt quan trọng.

Khám phá

Dựa trên những nghiên cứu mở rộng về việc phân loại sao mới thực hiện trong thập niên 1930 bởi Walter Baade và Fritz Zwicky ở Đài quan sát Mount Wilson mà họ đã nhận ra có thêm một lớp "siêu" tân tinh thứ hai ngoài lớp sao mới. Tên gọi super-novae lần đầu tiên được sử dụng bởi Baade và Zwicky trong các bài giảng năm 1931 tổ chức tại Caltech, sau đó được sử dụng rộng rãi tại một hội nghị tổ chức bởi hiệp hội Vật lý Mỹ vào năm 1933. Đến năm 1938, dấu gạch ngang đã được bỏ như tên gọi chính thức được sử dụng hiện đại ngày nay. Bởi vì siêu tân tinh là sự kiện xảy ra tương đối hiếm trong một thiên hà, như ở Ngân Hà ước tính có khoảng 3 sự kiện trong một thế kỷ, do vậy để thu thập dữ liệu tốt về siêu tân tinh đòi hỏi phải quan sát theo dõi thường xuyên rất nhiều thiên hà.
Mặt khác, không thể dự đoán được chính xác siêu tân tinh xảy ra lúc nào và ở đâu trong một thiên hà. Thông thường, khi chúng được phát hiện, chúng đã đang ở trong tiến trình xảy ra. Mối quan tâm khoa học lớn nhất về siêu tân tinh—ví dụ như là ngọn nến chuẩn cho phép đo khoảng cách—đòi hỏi phải quan sát được cường độ sáng cực đại của nó. Do vậy điều quan trọng đối với một người khám phá đó là thời điểm phát hiện ra siêu tân tinh phải trước khi nó đạt độ sáng cực đại. Nhà thiên văn nghiệp dư, mà số lượng đông đảo hơn nhiều so với nhà thiên văn chuyên nghiệp, đã đóng vai trò quan trọng đối với việc phát hiện siêu tân tinh, bằng chủ yếu chụp ảnh quan sát các thiên hà gần thông qua kính thiên văn quang học và so sánh ảnh chụp với các bức ảnh chụp trước đó.
Về cuối thế kỷ 20 các nhà thiên văn đã tăng cường sử dụng các kính thiên văn điều khiển tự động bằng máy tính và gắn kèm cảm biến ghi hình ảnh CCD để săn lùng siêu tân tinh. Trong khi những hệ thống này khá phổ biến đối với nhóm thiên văn nghiệp dư, các viện nghiên cứu thiên văn chuyên nghiệp cũng trang bị hệ thống tương tự như Kính thiên văn chụp ảnh tự động Katzman (Katzman Automatic Imaging Telescope). Gần đây dự án Hệ thống cảnh báo sớm siêu tân tinh (Supernova Early Warning System, SNEWS) đã bắt đầu sử dụng thiết bị dò neutrino để đưa ra những cảnh báo sớm về vụ nổ siêu tân tinh xảy ra trong Ngân Hà. Neutrino là những hạt cơ bản hình thành với số lượng rất lớn từ vụ nổ siêu tân tinh, và chúng hầu như không bị hấp thụ bởi khí và bụi trong môi trường liên sao của đĩa thiên hà.
Tìm kiếm siêu tân tinh được phân thành hai phạm vi: một phạm vi tập trung vào tìm kiếm các sự kiện xảy ra tương đối gần và phạm vi còn lại phát hiện những sự kiện xảy ra ở rất xa. Bởi vì vũ trụ giãn nở, có thể ước lượng khoảng cách đến một thiên thể ở xa bằng cách đo hiệu ứng dịch chuyển Doppler (hay dịch chuyển đỏ) trên quang phổ phát xạ của nó; trung bình, các thiên hà ở xa hơn lùi ra xa với vận tốc lớn hơn so với thiên hà ở gần, và có dịch chuyển đỏ cao hơn. Cho nên công cuộc tìm kiếm siêu tân tinh tách thành giữa tìm kiếm dịch chuyển đỏ cao và dịch chuyển đỏ thấp, với ranh giới phân chia có giá trị dịch chuyển đỏ trong khoảng z=0,1–0,3—với z là đại lượng không thứ nguyên đo độ dịch chuyển tần số trong quang phổ thu được.
Tìm kiếm dịch chuyển đỏ cao đối với siêu tân tinh thường bao gồm việc quan sát và đo đường cong cường độ ánh sáng của siêu tân tinh. Chúng là công cụ hữu hiệu giúp xác định và định chuẩn biểu đồ Hubble và đưa ra các dự đoán vũ trụ học. Phổ siêu tân tinh, thường được sử dụng để nghiên cứu vật lý và môi trường siêu tân tinh, phù hợp hơn khi dùng dữ liệu của tìm kiếm ở dịch chuyển đỏ thấp. Quan sát ở phạm vi dịch chuyển đỏ thấp cũng giúp củng cố đường cong Hubble ở khoảng cách ngắn, đường cong thể hiện tương quan giữa khoảng cách và dịch chuyển đỏ cho các thiên hà quan sát được. (Xem thêm định luật Hubble).

Quy ước đặt tên

Các khám phá siêu tân tinh được thông báo tới Trung tâm văn phòng điện tín thiên văn học (Central Bureau for Astronomical Telegrams) của Hiệp hội Thiên văn Quốc tế, mà ở đây sẽ gửi ra thông báo đến các nhà thiên văn về tên gọi chính thức cho một siêu tân tinh. Tên gọi được gán bắt đầu bằng SN theo sau bởi năm khám phá, và các hậu tố với một hoặc hai chữ cái. Có 26 siêu tân tinh trong một năm được định danh với một chữ cái viết hoa từ A đến Z. Các sự kiện xảy ra sau đó được gán bằng hai chữ viết thường: aa, ab, và tiếp tục như vậy. Ví dụ, SN 2003C là tên gọi định danh của siêu tân tinh được phát hiện lần thứ 3 trong năm 2003. Siêu tân tinh phát hiện cuối cùng trong năm 2005 là SN 2005nc, và nó là siêu tân tinh thứ 367 được tìm thấy trong năm này. Kể từ năm 2000, các nhà thiên văn nghiệp dư và chuyên nghiệp đã phát hiện vài trăm siêu tân tinh mỗi năm (572 trong năm 2007, 261 trong năm 2008, 390 trong năm 2009; 231 trong năm 2013).
Các siêu tân tinh được biết đến trong lịch sử được định danh đơn giản theo năm phát hiện: SN 185, SN 1006, SN 1054, SN 1572 (gọi là Sao mới Tycho) và SN 1604 (Sao Kepler). Kể từ năm 1885 định danh có thêm chữ cái đã được sử dụng, ngay cả khi nếu trong năm đó chỉ có 1 siêu tân tinh được phát hiện (ví dụ SN 1885A, SN 1907A, v.v.) — và điều này xảy ra lần cuối cùng với sự kiện SN 1947A. SN, viết tắt cho "SuperNova", là tiền tố chuẩn. Cho đến tận năm 1987, định danh với hai chữ viết hậu tố hiếm khi được sử dụng; tuy nhiên bắt đầu từ năm 1988, định danh siêu tân tinh đã phải cần thiết sử dụng đến nó.

Loại I

Siêu tân tinh loại I là loại mà ở quang phổ không xuất hiện vạch phổ của hiđrô. Loại I được chia thành các nhóm con dựa trên đặc điểm quang phổ của chúng, trong đó loại Ia có một vạch hấp thụ mạnh của ion nguyên tử silic. Siêu tân tinh loại I không có vạch phổ rõ ràng này được phân thành loại Ib và Ic, với loại Ib có các vạch phổ mạnh của nguyên tử heli trung hòa và loại Ic không có các vạch này. Đường cong cường độ ánh sáng của các loại có hình dạng tương tự nhau, mặc dù loại Ia nói chung sáng hơn ở thời điểm cường độ đạt cực đại, nhưng đường cong ánh sáng chỉ là thứ yếu trong phân loại siêu tân tinh loại I.
Một số ít sự kiện siêu tân tinh loại Ia thể hiện các đặc điểm bất thường như có độ sáng không bình thường hoặc có đường cong cường độ ánh sáng kéo dài, và chúng thường được phân loại theo như sự kiện có đặc điểm tương tự xảy ra lần đầu tiên. Ví dụ, SN 2008ha có độ sáng yếu được phân loại theo như giống với SN 2002cx hoặc loại Ia-2002cx.
Một phần nhỏ các vụ nổ siêu tân tinh loại Ic có đường cong cường độ ánh sáng kéo dài nhiều và trong quang phổ có thêm các vạch phát xạ và là dấu hiệu cho thấy vật chất bắn ra với vận tốc rất lớn. Chúng được nhóm thành loại Ic-BL hoặc Ic-bl.

Loại II

Trong quang phổ siêu tân tinh loại II xuất hiện vạch hiđrô. Loại này cũng được chia thành các loại nhỏ hơn. Trong khi hầu hết siêu tân tinh loại II thể hiện các vạch quang phổ phát xạ phân bố rất rộng mà ám chỉ vận tốc giãn nở của vật chất phóng ra lên tới vài nghìn kilômét trên giây, thì một số khác, ví dụ như SN 2005gl, có đặc điểm vạch quang phổ tương đối hẹp. Chúng được xếp vào loại IIn, với 'n' viết tắt cho 'narrow'.
Một số siêu tân tinh, như SN 1987K và SN 1993J, thể hiện có sự thay đổi: ở thời gian đầu quang phổ của chúng có các vạch hiđrô, nhưng sau đó từ vài tuần đến vài tháng, các vạch quang phổ heli trở lên nổi trội hơn hẳn. Thuật ngữ siêu tân tinh "loại IIb" được sử dụng để miêu tả các vụ nổ có các đặc điểm kết hợp giữa loại II và loại Ib.
Đối với siêu tân tinh loại II thông thường, mà quang phổ chứa đa số vạch hiđrô phân bố rộng và vẫn còn xuất hiện ở giai đoạn cuối của vụ nổ, được phân loại dựa trên hình dáng của đường cong cường độ ánh sáng. Loại phổ biến nhất có đường đồ thị cường độ đi ngang (hay cao nguyên, "plateau") ngay sau khi độ sáng đạt cực đại mà độ sáng biểu kiến gần như không thay đổi trong nhiều tháng trước khi bắt đầu mờ dần. Chúng được phân thành loại II-P khi có đặc điểm cao nguyên này (plateau). Ít phổ biến hơn là siêu tân tinh loại II-L mà không có đường cao nguyên (palteau) đặc trưng này. Chữ "L" viết tắt của "linear" mặc dù đường cong cường độ ánh sáng không thực sự là một đường thẳng.
Những siêu tân tinh có quang phổ không phù hợp với những loại trên được phân vào nhóm dị thường, hay viết tắt là 'pec'.

Loại III, IV, và V

Fritz Zwicky đã định nghĩa thêm một số loại siêu tân tinh, mặc dù ông dựa trên một số rất ít các sự kiện có tham số mà không khớp thỏa đáng với siêu tân tinh loại I hoặc loại II. SN 1961i ở thiên hà NGC 4303 là loại nguyên mẫu và cho tới nay là sự kiện duy nhất trong nhóm siêu tân tinh loại III, có đặc trưng đường cong cường độ ánh sáng mở rộng cực đại và các vạch hiđrô trong dãy Balmer phân bố rộng xuất hiện chậm theo thời gian trong quang phổ quan sát được. SN 1961f ở thiên hà NGC 3003 là loại nguyên mẫu và cho tới nay là sự kiện duy nhất trong nhóm siêu tân tinh loại IV, với đường cong cường độ ánh sáng giống tương tự như của siêu tân tinh loại II-P, nhưng xuất hiện các vạch phổ hấp thụ hiđrô còn các vạch phổ phát xạ hiđrô lại rất yếu. Loại V được sử dụng cho sự kiện SN 1961V thuộc thiên hà NGC 1058, một siêu tân tinh mờ bất thường hoặc có thể đây là vụ nổ giả siêu tân tinh (supernova impostor) với tiến trình sáng lên chậm, và đạt cực đại trong vài tháng, cùng với quang phổ phát xạ thu được bất thường. Tính chất tương tự của SN 1961V đối với sự kiện Bùng phát lớn ở hệ sao Eta Carinae (Eta Carinae Great Outburst) đã được các nhà thiên văn chú ý tới. Siêu tân tinh trong thiên hà M101 (năm 1909) và M83 (năm 1923 và 1957) cũng từng được đề xuất xếp vào siêu tân tinh loại IV hoặc loại V.
Ngày nay các loại kể trên có thể được xếp vào nhóm siêu tân tinh loại II dị thường, mà trong đó đã khám phá thêm nhiều sự kiện được phân loại vào nhóm này, mặc dù cuộc tranh luận liệu SN 1961V có thực sự là siêu tân tinh theo sau vụ bùng phát của sao khổng lồ xanh biến đổi sáng (Luminous blue variable star outburst) hay đây là sự kiện giả siêu tân tinh.

Các mô hình hiện nay

Các mã hiệu phân loại cho một siêu tân tinh ở trên có tính chất phân loại một cách tự nhiên: số loại miêu tả ánh sáng quan sát từ siêu tân tinh mà không cần thiết phản ánh nguyên nhân gây ra vụ nổ. Ví dụ, siêu tân tinh loại Ia tạo bởi sự kích hoạt bất thình lình phản ứng tổng hợp hạt nhân vượt giới hạn nhiệt ở sao lùn trắng, trong khi với kiểu quang phổ tương tự siêu tân tinh loại Ib/c hình thành bởi sự suy sụp hấp dẫn ở lõi sao Wolf–Rayet khối lượng lớn. Các đoạn sau tóm tắt các mô hình được cho là giải thích phù hợp nhất về các vụ nổ siêu tân tinh.

Loại Ia thông thường

Có một vài tiến trình dẫn đến sự hình thành siêu tân tinh loại Ia, nhưng đằng sau những tiến trình này thì chúng có chung một cơ chế. Nếu một sao lùn trắng chứa cacbon-ôxy bồi tụ đủ vật chất đạt tới giới hạn Chandrasekhar vào khoảng 1,44 lần khối lượng Mặt Trời (M) (đối với ngôi sao không quay), nó sẽ không còn chịu được sức nặng bản thân duy trì bởi áp suất lượng tử của electron và bắt đầu sụp đổ. Tuy nhiên, quan điểm hiện nay cho rằng giới hạn này bình thường không đạt tới được; sự gia tăng nhiệt độ và mật độ bên trong lõi đã bắt đầu kích hoạt phản ứng tổng hợp hạt nhân khi khối lượng sao tiệm cận tới giới hạn khối lượng (trong vòng nhỏ hơn 1%), trước khi bắt đầu sự sụp đổ.
Trong vòng vài giây, một lượng đáng kể vật chất trong sao lùn trắng tham gia vào phản ứng tổng hợp hạt nhân, giải phóng năng lượng (cỡ 1–2×10⁴⁴ J) đủ để biến nó thành vụ nổ siêu tân tinh. Một đợt sóng xung kích được hình thành lan tỏa ra bên ngoài, với vận tốc đạt tới 5.000–20.000 km/s, hay gần bằng 3% tốc độ ánh sáng. Cường độ sáng phát ra cũng tăng lên đáng kể, đạt tới cấp sao tuyệt đối có giá trị −19,3 (hay sáng gấp 5 lần so với Mặt Trời), với biến thiên tương đối nhỏ.
Mô hình miêu tả cho sự hình thành của loại siêu tân tinh này đó là hệ sao đôi có quỹ đạo hẹp. Sao lớn hơn trước tiên trải qua bước tiến hóa ra khỏi sao trong dãy chính, và thể tích nở rộng trở thành sao khổng lồ đỏ. Hai sao lúc này bao chung bởi một khối khí, khiến cho quỹ đạo của chúng dần dần bị thu hẹp lại. Ngôi sao khổng lồ tiếp đến đẩy ra hầu hết lớp vỏ khí ngoài cùng của nó, khối lượng mất đi cho đến khi lõi sao không còn đủ mật độ và nhiệt độ giảm xuống khiến phản ứng tổng hợp hạt nhân dừng lại. Ở thời điểm này nó trở thành một sao lùn trắng, thành phần chứa chủ yếu cacbon và ôxy. Cuối cùng ngôi sao thứ hai cũng tiến hóa khỏi dãy chính để trở thành sao khổng lồ đỏ. Vật chất từ sao khổng lồ bị hút về phía sao lùn trắng ở gần, khiến cho khối lượng của nó tăng dần lên. Mặc dù những nét chủ yếu của mô hình cơ bản này được đông đảo các nhà vật lý thiên văn chấp nhận, nhưng chi tiết chính xác cho sự khởi phát và tạo thành các nguyên tố nặng trong vụ nổ vẫn còn chưa được rõ ràng.
Siêu tân tinh loại Ia đi kèm với một đường cong cường độ ánh sáng rất đặc trưng—đường cong biểu diễn cường độ sáng theo sau vụ nổ. Độ sáng này có nguồn gốc từ các giai đoạn phân rã phóng xạ của Ni-56 trở thành Co-56 rồi đến Fe-56. Các siêu tân tinh Ia loại thông thường có đỉnh nhọn cực đại trong đường cong cường độ ánh sáng rất giống nhau, đạt tới cấp sao tuyệt đối cỡ −19,3. Đặc điểm này cho phép các nhà thiên văn sử dụng siêu tân tinh như là một ngọn nến chuẩn thứ hai dùng để đo khoảng cách đến các thiên hà chứa chúng.

Loại Ia khác thường

Mô hình khác giải thích sự hình thành của siêu tân tinh loại Ia là sự va chạm sát nhập của hai sao lùn trắng, với khối lượng kết hợp lại trong thời gian ngắn vượt giới hạn Chandrasekhar. Có rất nhiều tính chất biến thiên trong kiểu sự kiện này, và trong nhiều trường hợp có thể không có vụ nổ siêu tân tinh, và khả năng chúng sẽ có đường cong cường độ ánh sáng rộng hoặc hẹp hơn sơ với siêu tân tinh loại Ia thông thường.
Siêu tân tinh loại Ia sáng bất thường được cho là xảy ra khi sao lùn trắng đã sẵn có khối lượng lớn hơn giới hạn Chandrasekhar limit, có khả năng nhờ sự bất đối xứng trong hình dạng của nó, nhưng vật liệu phóng ra sẽ ít hơn động năng thông thường.
Không có sự phân chia loại con chính thức cho các siêu tân tinh loại Ia khác thường. Một số nhà thiên văn đã thử đề xuất ra một nhóm siêu tân tinh có độ sáng yếu hơn mà xảy ra ở một sao lùn trắng bồi tụ khí heli thành loại Iax. Loại siêu tân tinh này có thể không phải luôn phá hủy hoàn toàn sao lùn trắng gốc ban đầu và có thể để lại một sao thây ma (zombie star).
Một loại siêu tân tinh loại Ia khác thường đặc biệt khi ở quang phổ có xuất hiện vạch phát xạ của hiđrô cùng những nguyên tố khác, tạo ra quang phổ có dạng hỗn hợp giữa loại Ia bình thường và loại IIn. Ví dụ như ở SN 2002ic và SN 2005gj. Những siêu tân tinh này còn được phân loại thành loại Ia/IIn, loại Ian, loại IIa và loại IIan.

Siêu tân tinh hỏng

Sự suy sụp lõi ở một số ngôi sao khối lượng lớn có thể không hình thành siêu tân tinh trong bước sóng khả kiến. Mô hình chính cho nguyên nhân này đó là một lõi sao có khối lượng đủ lớn mà động năng không đủ để đảo ngược sự rơi về lõi của lớp vật chất bao bên ngoài dẫn tới sự hình thành lỗ đen. Những sự kiện kiểu này khó phát hiện, nhưng theo kết quả một cuộc khảo sát trên diện rộng đã phát hiện được một số ứng cử viên tiềm năng. Sao siêu khổng lồ đỏ N6946-BH1 trong thiên hà NGC 6946 trải qua vụ bùng phát vừa phải trong tháng 3 năm 2009, trước khi mờ đi khỏi vùng quan sát. Chỉ có một nguồn hồng ngoại mờ còn phát hiện được ở vị trí ngôi sao.

Bất đối xứng

Một câu hỏi tồn tại từ lâu chưa có lời giải đáp xung quanh siêu tân tinh loại II đó là tại sao vật thể compact tàn dư nhận được vận tốc chuyển động tương đối lớn chạy ra xa khỏi trung tâm vụ nổ; các sao xung, và do đó là các sao neutron, được quan sát thấy có chuyển động riêng với vận tốc cao, và các lỗ đen được cho là cũng có những hành xử tương tự, mặc dù rất khó để quan sát độc lập chúng. Xung lực ban đầu có thể đủ mạnh để đẩy lên một vật có khối lượng lớn hơn 1 lần khối lượng Mặt Trời với vận tốc 500 km/s hoặc lớn hơn. Điều này cho thấy sự giãn nở của vật chất bắn ra theo phương bất đối xứng, nhưng cơ chế trong đó động lượng được truyền sang cho vật thể đặc vẫn còn chưa được sáng tỏ. Các đề xuất giải thích cho sức đẩy này bao gồm sự đối lưu trong quá trình suy sụp sao và sự tạo thành các chùm tia trong quá trình hình thành sao neutron.
Một cách giải thích khác cho sự bất đối xứng này đó là có một vùng đối lưu lớn nằm bao ngoài lõi sao. Sự đối lưu có thể tạo ra những biến đổi trong mật độ tập trung của các nguyên tố, dẫn đến phản ứng tổng hợp hạt nhân xảy ra không đều đặn trong quá trình suy sụp, bật nẩy vật chất trở lại và tạo thành lớp vật chất bắn ra bên ngoài.
Một mô hình khác đó là sự bồi tụ vật chất vào sao neutron trung tâm có khả năng tạo ra một đĩa vật chất làm phóng ra các tia ở hai cực đẩy vật chất ra khỏi ngôi sao với vận tốc cao, sau đó các sóng xung kích bật ngược trở lại làm phá hủy hoàn toàn ngôi sao. Những tia này có thể đóng vai trò quan trọng trong quá trình vụ nổ siêu tân tinh. (Một mô hình tương tự như thế được ưu tiên để giải thích cho các chớp gamma dài.)
Các bất đối xứng ban đầu cũng đã được xác nhận có ở siêu tân tinh loại Ia thông qua quan sát. Kết quả này có thể ảnh hưởng tới độ sáng ban đầu của siêu tân tinh loại này khi phụ thuộc vào góc quan sát từ Trái Đất. Tuy nhiên, khối vật chất giãn nở ngày càng trở lên đối xứng hơn theo thời gian. Các bất đối xứng ban đầu xác định được bằng cách đo sự phân cực của ánh sáng phát ra.