ابرنواختر نوع دو

بقایای در حال گسترش ابرنواختر اس‌ان ۱۹۸۷ای، یک ابرنواختر نوع دوم پی در ابر ماژلانی بزرگ.  عکس از ناسا
یک اَبَرنواَختر نوع دو (به انگلیسی: Type II supernova) نتیجهٔ فروریزشِ سریع و انفجارِ شدید یک ستارهٔ سنگین است. جرم یک ستاره برای اینکه دستخوش چنین انفجاری شود، باید دستکم ۸ برابر و نه بیشتر از ۴۰ تا ۵۰ برابر جرم خورشید ☉M باشد. وجه تمایز ابرنواخترهای نوع دوم نسبت به دیگر ابرنواخترها، حضور هیدروژن در طیف‌شان است. معمولاً می‌توان آن‌ها را در بازوهای مارپیچی کهکشان‌ها و منطقه‌های اچ ۲ نپاهید (رصد کرد)، اما در کهکشان‌های بیضوی دیده نمی‌شوند.
ستاره‌های سنگین مثل همهٔ ستاره‌ها با همجوشی هسته‌ای و تبدیل هیدروژن به هلیوم در مغزه‌شان انرژی آزاد می‌کنند. با این وجود برخلاف خورشید، این ستاره‌ها که به مراحل پایانی چرخهٔ زندگی‌شان نزدیک می‌شوند به اندازهٔ کافی سنگین هستند تا بتوانند عنصرهایی با جرم اتمیِ بزرگ‌تر از هیدروژن و هلیوم را هم بگدازند و محدود به گداختن هلیوم به کربن نیستند. همجوشی این عنصرها در دماها و فشارهای فزآینده و بیشتری روی می‌دهد. این شرایط باعث کوتاه‌تر شدن هر چه بیشتر طول عمر ستاره‌ها می‌شود. فشار تبهگن الکترون‌ها و انرژی‌ای که این واکنش‌های همجوشی آزاد می‌کنند، به اندازه‌ای هست تا مقابل گرانش ایستادگی کند و از فروریزش ستاره جلوگیری کند و ستاره را در وضعیتی متوازن نگه دارد. ستاره بیشتر و بیشتر مشغول همجوشی عنصرهایی با جرم‌های سنگین‌تر می‌شود. ابتدا با هیدروژن و هلیوم شروع می‌کند، بعد به سراغ عنصرهای دیگر جدول تناوبی می‌رود تا مغزه‌ای از آهن و نیکل ساخته شود. همجوشی آهن یا نیکل به اندازهٔ کافی انرژی تولید نمی‌کند، بنابراین ادامه همجوشی متوقف می‌شود و یک مغزهٔ لَخت باقی می‌گذارد. با نبودن انرژی خروجی که فشار بیرونی ایجاد کند، توازن به هم می‌ریزد و مغزه زیر فشار جرم به هم فشردهٔ ستاره، متراکم می‌شود.
هنگامی که جرم فشرده‌شدهٔ مغزهٔ لَخت از حد چاندراسکار که حدود ۱٫۴ برابر ☉M است، فراتر رود، دیگر تبهگنی الکترون برای مقابله با فشردگی گرانشی کافی نیست. در چند ثانیه فروکفتی عظیم برای مغزه اتفاق می‌افتد. بدون پشتیبانی مغزه‌ای که حالا فروکفته، مغزهٔ بیرونی زیر فشار گرانش به درون فرو می‌ریزد. این فروریزش ممکن است به سرعتی تا ۲۳ درصد سرعت نور هم برسد و فشار ناگهانی، دمای مغزهٔ درونی را تا ۱۰۰ میلیارد کلوین افزایش دهد. در یک انفجار ده ثانیه‌ای، تباهی وارون بتا، باعث شکل‌گیری نوترون‌ها و نوترینوها و آزاد شدن حدود ۱۰ به توان ۴۶ ژول (۱۰۰ فو) انرژی می‌شود. فروریزش مغزهٔ داخلی نیز با تبهگنی نوترونی متوقف می‌شود. این ایست باعث واجهیدن و به بیرون پرت شدن فروکَفت می‌شود. انرژی این موج شوک گسترش یابنده برای گسیختن مادهٔ ستاره‌ای و شتابیدن آن به سرعت گریز می‌شود. این رویداد باعث شکل‌گیری ابرنواختر می‌شود. موج شوک و دما و فشار فوق‌العاده بالا، به سرعت می‌اِفتالَد (پراکنده می‌شود). اما به اندازهٔ کافی باقی می‌ماند تا در دوره‌ای کوتاه فرایند هستهٔ هَندایش عناصر سنگین‌تر از آهن اتفاق بیفتد. بسته به جرم آغازین ستاره، باقیماندهٔ ستاره یک ستارهٔ نوترونی یا سیاهچاله را شکل می‌دهد. به دلیل ساز و کاری که در اصل منجر به انفجار ابرنواختر می‌شود، آن‌ها هم ابرنواخترهای مغزه رُمبیده توصیف می‌شوند.
دسته‌های زیادی از انفجارهای ابرنواختری نوع دو هست که در پی انفجار بر مبنای منحنی نوری‌شان - نگاره‌ای از نور در برابر زمان - دسته‌بندی شده‌اند. ابرنواخترهای نوع دوم ال، در پی انفجار شیب ثابتی (خطی) برای کاهش نور خود نشان می‌دهند، در حالی که نوع دوم پی، دوره‌ای از کاهش نور آهسته‌تر (مسطح) را در منحنی نورشان بعد از یک کاهش معمول، به نمایش می‌گذارند. ابرنواخترهای نوع یکم بی و یکم سی نوعی از ابرنواخترهای مغزه رُمبیده هستند. آن‌ها به ستاره‌های سنگینی تعلق دارند که پوشهٔ بیرونی هیدروژنی و (در مورد نوع یکم سی) هلیومی خود را افشانده‌اند. در نتیجه به نظر می‌رسد که این عناصر را کم دارند.