Siêu tân tinh
Các mô hình hiện nay > Suy sụp lõi

Các ngôi sao khối lượng lớn có thể trải qua sụp đổ lõi khi phản ứng tổng hợp hạt nhân không còn tỏa ra đủ năng lượng để duy trì nhiệt trong sao cân bằng với trọng lượng bản thân của nó; vượt qua giới hạn này là nguyên nhân gây ra vụ nổ mọi loại siêu tân tinh trừ siêu tân tinh loại Ia. Sự sụp đổ phóng ra dữ dội lớp vật chất ở ngoài cùng tạo thành siêu tân tinh, hoặc giải phóng năng lượng thế năng hấp dẫn có thể không đủ và ngôi sao có thể suy sụp trực tiếp thành lỗ đen hoặc sao neutron với ít năng lượng tỏa ra ngoài.
Có một vài nguyên nhân dẫn đến sự sụp đổ hấp dẫn: quá trình bắt giữ electron ở các hạt nhân trung hòa giàu proton; khối lượng ngôi sao vượt giới hạn Chandrasekhar; mất ổn định sinh cặp hạt electron - positron; hoặc bởi sự quang phân rã (photodisintegration). Khi lõi một ngôi sao khối lượng lớn phát triển thành một lõi sắt có khối lượng lớn hơn giới hạn Chandrasekhar, nó sẽ không còn tự chống đỡ được khối lượng bản thân nhờ áp suất thoái hóa electron và sẽ tiếp tục sụp đổ thành sao neutron hoặc lỗ đen. Quá trình hạt nhân magnesi bắt giữ electron bên trong một lõi sao thoái hóa chứa O/Ne/Mg gây ra sụp đổ hấp dẫn đi theo sau bởi phản ứng tổng hợp hạt nhân oxy bùng nổ cũng cho những kết quả rất giống nhau tương tự. Phản ứng sinh cặp hạt electron-positron từ các tia gamma năng lượng cao, xảy ra trong một lõi sao lớn sau khi đã đốt cháy hết hạt nhân heli, làm giảm áp suất nhiệt động lực học gây ra kích hoạt vụ sụp đổ và tiếp đó là phản ứng vượt giới hạn nhiệt, tạo thành sự kiện siêu tân tinh có nguyên nhân từ sự bất ổn định sinh cặp (pair-instability supernova). Một lõi sao đủ lớn và nóng có thể tạo ra các tia gamma năng lượng cao để kích hoạt phản ứng quang phân rã trực tiếp, dẫn đến sự sụp đổ lõi sao.
Bảng bên dưới liệt kê các nguyên nhân gây ra sự suy sụp lõi ở các sao khối lượng lớn, loại sao mà chúng sẽ xuất hiện và loại tàn tích mà vụ nổ sẽ tạo ra. Độ kim loại trong thiên văn học là tỷ lệ các nguyên tố khác ngoài hiđrô và heli, được so sánh với của Mặt Trời. Khối lượng ban đầu của ngôi sao là khối lượng vào giai đoạn nó mới hình thành, được cho bằng số lần khối lượng Mặt Trời, mặc dù khối lượng ở thời điểm xảy ra vụ nổ siêu tân tinh có thể thấp hơn nhiều.
Siêu tân tinh loại IIn không được liệt kê ở bảng dưới đây. Chúng có khả năng tạo ra nhiều loại suy sụp lõi từ các ngôi sao gốc khác nhau, thậm chí là phản ứng kích hoạt sao lùn trắng dẫn đến siêu tân tinh loại Ia, mặc dù dường như tất cả loại IIn sẽ bắt đầu sụp đổ từ một lõi sao chứa sắt ở các sao siêu khổng lồ hoặc cực siêu khổng lồ (bao gồm các sao khổng lồ xanh biến đổi, LBV, luminous blue variable star). Chúng được đặt tên theo các vạch quang phổ hẹp (narrow) bởi vì vụ nổ siêu tân tinh loại IIn phóng vật chất vào một đám mây liên sao đậm đặc và quang phổ thu được là quang phổ hấp thụ của vật chất trong đám mây. Dường như một tỷ lệ lớn các siêu tân tinh loại IIn thực sự là các sự kiện giả siêu tân tinh (supernova impostor), xuất phát từ những vụ phun trào mạnh của các sao siêu khổng lồ xanh biến đổi (LBV]) tương tự như sự kiện Phun trào lớn ở Eta Carinae. Trong những sự kiện này, vật chất phóng ra trước đó từ ngôi sao tạo ra những vạch quang phổ hấp thụ mảnh và tạo ra làn sóng xung kích khi nó tương tác với vật chất bắn ra từ những đợt phun trào sau mới hơn.
| Nguyên nhân suy sụp | Khối lượng ban đầu xấp xỉ của sao gốc | Loại siêu tân tinh | Tàn tích |
| --- | --- | --- | --- |
| Bắt electron ở lõi sao chứa O+Ne+Mg | 8–10 | Loại II-P mờ | Sao neutron |
| Sụp đổ lõi sắt | 10–25 | Loại II-P mờ | Sao neutron |
| Sụp đổ lõi sắt | 25–40 với độ kim loại thấp hoặc bằng Mặt Trời | Loại II-P thông thường | Lỗ đen sau khi vật chất rơi trở lại sao neutron mới hình thành |
| Sụp đổ lõi sắt | 25–40 với độ kim loại rất cao | Loại II-L hoặc II-b | Sao neutron |
| Sụp đổ lõi sắt | 40–90 với độ kim loại thấp | Không hình thành | Lỗ đen |
| Sụp đổ lõi sắt | ≥40 với độ kim loại gần bằng của Mặt Trời | Loại Ib/c mờ, hoặc hypernova với chớp gamma (GRB) | Lỗ đen sau khi vật chất rơi trở lại sao neutron mới hình thành |
| Sụp đổ lõi sắt | ≥40 với độ kim loại rất cao | Loại Ib/c | Sao neutron |
| Sụp đổ lõi sắt | ≥90 với độ kim loại thấp | Không hình thành, hoặc có thể phát ra GRB | Lỗ đen |
| Sự bất ổn định sinh cặp | 140–250 với độ kim loại thấp | Loại II-P, thỉnh thoảng là hypernova, có thể phát ra GRB | Không có tàn tích |
| Phản ứng quang phân rã hạt nhân | ≥250 với độ kim loại thấp | Không (hoặc là siêu tân tinh siêu sáng?), có thể phát ra GRB | Lỗ đen khối lượng lớn |
Khi nhiệt độ ở bên trong lõi một ngôi sao lớn không còn đủ để cân bằng với khối lượng bản thân của nó, ngôi sao sụp đổ vào trong với vận tốc đạt tới 70.000 km/s (0,23c), làm mật độ và nhiệt độ bên trong tăng lên nhanh chóng. Quá trình nào tiếp theo phụ thuộc vào khối lượng và cấu trúc của lõi đang suy sụp, với lõi thoái hóa khối lượng thấp sẽ hình thành lên sao neutron, trong khi lõi thoái hóa khối lượng cao hầu như sẽ hình thành lên lỗ đen và các lõi chưa thoái hóa trải qua phản ứng nhiệt hạt nhân vượt giới hạn (thermal runaway fusion).
Sự sụp đổ ban đầu của lõi thoái hóa được gia tốc bởi phân rã beta, phản ứng quang phân rã hạt nhân và sự bắt giữ electron, tạo thành một chớp các neutrino electron. Khi mật độ tiếp tục tăng, sự phát xạ neutrino bị dừng lại khi chúng bị bẫy ở sâu bên trong lõi. Khi lõi trong cùng đạt tới đường kính 30 km và mật độ cao tương đương với mật độ của hạt nhân nguyên tử, lúc đó áp suất thoái hóa neutron (một hiệu ứng của cơ học lượng tử) sẽ làm dừng vụ sụp đổ. Nếu khối lượng của lõi cao hơn 15 M☉ thì áp suất thoái hóa neutron không đủ để ngăn chặn thế năng hấp dẫn và trực tiếp hình thành lỗ đen mà không có vụ nổ siêu tân tinh.
Ở các lõi có khối lượng thấp hơn sự suy sụp bị dừng lại và một lõi neutron mới được hình thành với nhiệt độ ban đầu bằng xấp xỉ 100 tỷ kelvin, cao hơn 6000 lần nhiệt độ bên trong lõi của Mặt Trời. Ở nhiệt độ này, các cặp neutrino-phản neutrino của mọi loại thế hệ được hình thành một cách hiệu quả từ phát xạ nhiệt. Các neutrino nhiệt này có mặt nhiều gấp vài lần so với các neutrino từ sự bắt giữ electron. Khoảng 1046 joule, xấp xỉ 10% khối lượng nghỉ của sao, được chuyển đổi thành các neutrino phát xạ trong 10 giây và là thành phần chính phát ra của sự kiện. Sự ngừng suy sập lõi bất thình lình làm vật chất bật trở lại và tạo ra một sóng xung kích lan ra ở các lõi bên ngoài trong vòng vài miligiây khi năng lượng bị mất đi bởi quá trình phân tách các nguyên tố nặng. Một quá trình cần thiết cho phép các lớp bên ngoài lõi tái hấp thụ khoảng 1044 joule (1 foe) từ xung neutrino, tạo ra độ sáng biểu kiến, mặc dù cũng có những lú thuyết khác giải thích về năng lượng của vụ nổ.
Một số vật chất ở lớp bên ngoài rơi trở lại sao neutron và tại các lõi sao có khối lượng ban đầu bằng 8 M☉ lượng vật chất rơi trở lại đủ để hình thành lên lỗ đen. Sự rơi trở lại này sẽ giả thiểu động năng được hình thành và khối lượng vật liệu phóng xạ đẩy ra bên ngoài, nhưng ở một số tình huống nó cũng tạo ra các tia tương đối tính với kết quả là xuất hiện chớp tia gamma hoặc một vụ nổ siêu tân tinh sáng khác thường.
Quá trình suy sụp hấp dẫn ở các lõi chưa thoái hóa sẽ kích hoạt tiếp các phản ứng tổng hợp hạt nhân. Khi suy sụp lõi được kích hoạt bởi sự bất ổn định sinh cặp electron-positron, phản ứng tổng hợp hạt nhân oxy bắt đầu xảy ra và có thể làm dừng lại sự suy sụp. Đối với lõi sao có khối lượng 40–60 M☉, quá trình sụp đổ dừng lại và ngôi sao vẫn còn nguyên vẹn, nhưng quá trình sụp đổ lõi sẽ tiếp tục trở lại khi một lõi mới lớn hơn được hình thành. Đối với lõi bằng khoảng 60–130 M☉, phản ứng tổng hợp hạt nhân oxy và của các hạt nhân nặng hơn xảy ra rất mạnh mẽ khiến cho toàn bộ ngôi sao bị phá hủy, dẫn đến sự kiện siêu tân tinh. Ở phạm vi giới hạn trên của khối lượng, vụ nổ siêu tân tinh có độ sáng cực kỳ cao và kéo dài rất lâu do bởi lượng 56Ni giải phóng lên tới vài lần khối lượng Mặt Trời. Đối với những lõi có khối lượng thậm chí cao hơn, nhiệt độ bên trong lõi đủ cao để xảy ra phản ứng quang phân rã hạt nhân và lõi sao suy sụp hoàn toàn thành lỗ đen.