Siêu tân tinh loại II

Tàn dư đang giãn nở của SN 1987A, một siêu tân tinh loại II dị thường trong Đám mây Magellan Lớn. ảnh của NASA.
Siêu tân tinh loại II là kết quả của sự sụp đổ nhanh chóng và vụ nổ dữ dội của một ngôi sao lớn. Một ngôi sao phải có ít nhất 8 lần, nhưng không quá 40 đến 50 lần khối lượng Mặt Trời (M☉) để trải qua loại vụ nổ. Siêu tân tinh loại II được phân biệt với các loại siêu tân tinh khác bởi sự hiện diện của hydro trong quang phổ của chúng. Chúng thường được quan sát thấy trong các nhánh xoắn ốc của các thiên hà và trong các vùng H II, nhưng không thấy ở trong các thiên hà elip, nơi thường bao gồm các ngôi sao già hơn, khối lượng thấp, với một số ngôi sao trẻ, rất nặng cần thiết để tạo ra các siêu tân tinh.
Các ngôi sao tạo ra năng lượng bằng phản ứng tổng hợp hạt nhân của các nguyên tố. Không giống như Mặt Trời, các ngôi sao khổng lồ sở hữu khối lượng cần thiết để tổng hợp các nguyên tố có khối lượng nguyên tử lớn hơn hydro và heli, mặc dù ở nhiệt độ và áp suất ngày càng cao, làm cho thời gian sống của sao ngắn hơn tương ứng. Áp suất suy biến của các electron và năng lượng tạo ra từ các phản ứng nhiệt hạch này đủ để chống lại lực hấp dẫn và ngăn ngôi sao sụp đổ, duy trì trạng thái cân bằng của sao. Ngôi sao hợp nhất các nguyên tố có khối lượng ngày càng cao, bắt đầu bằng hydro và sau đó là heli, tiến dần lên trong bảng tuần hoàn cho đến khi tạo ra lõi của sắt và nickel. Phản ứng tổng hợp sắt hoặc nickel không tạo ra năng lượng ròng, do đó không thể xảy ra phản ứng tổng hợp nữa, khiến lõi nickel–sắt trở lên trơ và mất hoạt tính. Do thiếu năng lượng tạo ra áp suất nhiệt đẩy ra bên ngoài, lõi co lại do trọng lực cho đến khi trọng lượng lớp trên của ngôi sao có thể được hỗ trợ phần lớn bởi áp suất thoái hóa electron.
Khi khối lượng nén chặt của lõi trơ vượt quá giới hạn Chandrasekhar khoảng 1,4 M☉, áp suất electron thoái hóa không còn đủ để chống lại lực nén trọng trường. Tại lõi xảy ra một vụ nổ khổng lồ chỉ trong vòng vài giây. Không còn sự chống đỡ của lõi bên trong do đã phát nổ, các lõi bên ngoài sụp đổ rơi xuống dưới tác dụng của trọng lực với vận tốc lên tới 23% tốc độ ánh sáng, và sự nén đột ngột làm tăng nhiệt độ của lõi bên trong lên tới 100 tỷ kelvin. Các hạt neutron và neutrino được hình thành thông qua cơ chế phân rã beta ngược, giải phóng khoảng 1046 joule trong vòng 10 giây. Sự sụp đổ của lõi bên trong bị dừng lại bởi áp suất từ các neutron suy biến, khiến vật chất đang rơi xuống bị bật lại và bắn ra bên ngoài. Năng lượng của sóng xung kích đang mở rộng này đủ để phá tan các lớp vật chất bên trên của sao và gia tốc nó đến vận tốc thoát, tạo thành một vụ nổ siêu tân tinh. Sóng xung kích và nhiệt độ và áp suất cực cao nhanh chóng tan biến nhưng tồn tại đủ lâu để cho phép một thời gian ngắn xảy ra quá trình tạo ra các nguyên tố nặng hơn sắt. Tùy thuộc vào khối lượng ban đầu của ngôi sao, phần còn lại của lõi tạo thành một sao neutron hoặc một lỗ đen. Do cơ chế sụp đổ này, siêu tân tinh tạo thành cũng được mô tả là siêu tân tinh sụp đổ lõi.
Tồn tại một số loại vụ nổ siêu tân tinh loại II, được phân loại dựa trên đồ thị cường độ sáng (light curve) – biểu đồ độ sáng so với thời gian – sau vụ nổ. Siêu tân tinh loại II-L cho thấy sự suy giảm ổn định (thẳng tuyến tính) của đường cường độ sáng sau vụ nổ, trong khi loại II-P hiển thị khoảng thời gian suy giảm chậm hơn (đường đi ngang, hay bình nguyên) trong đường cường độ sáng của chúng, sau đó là sự suy giảm bình thường. Siêu tân tinh loại Ib và Ic là một loại siêu tân tinh sụp đổ lõi đối với một ngôi sao lớn đã phát tán lớp vỏ bên ngoài của nó chứa hydro và (đối với loại Ic) heli. Kết quả là chúng dường như thiếu các nguyên này trong quang phổ từ vụ nổ.