Siêu tân tinh
Các ứng cử viên trong Ngân Hà

Sự kiện siêu tân tinh tiếp theo ở trong Ngân Hà dường như là sẽ phát hiện được ngay cả khi nó xảy ra ở phía xa bên kia thiên hà. Nhiều khả năng đây là vụ suy sụp hấp dẫn của một sao siêu khổng lồ đỏ không nổi bật và rất có thể rằng nó đã được liệt kê vào danh mục trong những cuộc khảo sát ở bước sóng hồng ngoại như 2MASS. Có một cơ hội nhỏ cho sự kiện suy sụp tiếp theo sẽ được tạo ra bởi một loại sao khối lượng lớn khác như sao siêu kềnh khổng lồ vàng, sao biến quang xanh lam sáng (luminous blue variable), hoặc sao Wolf–Rayet. Xác suất để sự kiện siêu tân tinh tiếp theo là loại Ia từ một sao lùn trắng được tính toán bằng khoảng 1/3 so với của siêu tân tinh suy sụp lõi. Và những sự kiện này có thể quan sát được ở bất cứ vị trí nào chúng xảy ra, nhưng có ít khả năng sao tiền khởi đã được quan sát trước đó. Có thể thậm chí các nhà thiên văn không biết chính xác đặc điểm của hệ sao tiền khởi siêu tân tinh loại Ia và khó phát hiện khi chúng ở xa hơn khoảng cách vài parsec. Tổng tần suất xảy ra siêu tân tinh trong thiên hà của chúng ta ước tính vào khoảng từ 2 đến 12 sự kiện trong một thế kỷ, mặc dù chúng ta đã không thực sự quan sát thấy một sự kiện nào trong vòng vài thế kỷ qua.
Về mặt thống kê, siêu tân tinh tiếp theo dường như sẽ xuất phát từ một sao siêu khổng lồ đỏ không nổi bật và có những khó khăn trong việc xác định được sao siêu khổng lồ nào đang trong những giai đoạn cuối cùng của phản ứng tổng hợp các nguyên tố nặng trong lõi của chúng và ngôi sao còn tỏa sáng trong vòng mấy triệu năm còn lại. Những sao siêu khổng lồ đỏ khối lượng lớn nhất được cho là sẽ tỏa ra bầu khí quyển của chúng và tiến hóa thành sao Wolf–Rayet trước khi tiến tới thời điểm suy sụp hấp dẫn. Mọi sao Wolf–Rayet sẽ kết thúc khỏi chu trình Wolf–Rayet trong một vài triệu năm, nhưng một lần nữa vẫn còn khó để xác định sao nào đang gần thời điểm suy sụp nhất. Có một lớp mà thời gian tiến hóa không nhiều hơn một vài nghìn năm trước khi nó phát nổ đó là sao Wolf–Rayet WO, do lõi heli của chúng đã cạn kiệt. Mới chỉ có 8 sao lớp này được phát hiện và 4 sao trong số chúng thuộc Ngân Hà.
Vài sao nổi tiếng và nằm ở gần đã được nhận định là ứng cử viên siêu tân tinh suy sụp lõi tiềm năng: sao siêu khổng lồ đỏ Antares và Betelgeuse; sao siêu khổng lồ vàng Rho Cassiopeiae; sao biến quang xanh lam sáng Eta Carinae mà đã từng tạo ra một sự kiện giả siêu tân tinh (supernova impostor); và một sao thành viên sáng nhất, thuộc lớp sao Wolf–Rayet, trong hệ sao Gamma Velorum. Các sao khác cũng thu hút được sự chú ý, mặc dù không phải hoàn toàn, khi là các sao tiền siêu tân tinh cho chớp tia gamma; ví dụ WR 104.
Việc phát hiện ra ứng cử viên cho siêu tân tinh loại Ia mang nhiều tính ước đoán hơn. Bất kỳ hệ sao đôi nào có một sao lùn trắng đang bồi đắp vật chất có thể dẫn tới vụ nổ siêu tân tinh mặc dù cơ chế chính xác và khoảng thời gian chờ đợi vẫn còn gây tranh luận. Các hệ này có cấp sao mờ và khó nhận ra, nhưng đối với các sao mới và sao mới tuần hoàn là những hệ thường được coi là những sao tiền khởi của chúng. Một ví dụ là sao U Scorpii. Ứng cử viên siêu tân tinh loại Ia gần nhất được biết đến là sao IK Pegasi (HR 8210), nằm ở khoảng cách 150 năm ánh sáng, nhưng các quan sát gợi ra sẽ phải mất hàng triệu năm nữa trước khi sao lùn trắng bồi đắp đủ vật chất để đạt tới khối lượng tới hạn trước khi phát nổ thành siêu tân tinh loại Ia.
Ảnh chụp của kính thiên văn Chandra về tàn tích siêu tân tinh SNR0519690
"Ngôi sao sẽ phát nổ", tinh vân SBW1 bao quanh một sao siêu khổng xanh trong tinh vân Carina.
Ảnh kết hợp đa bước sóng tia X, hồng ngoại và khả kiến về tàn tích siêu tân tinh Kepler, SN 1604.
Minh họa siêu tân tinh SN 1993J.
Vạch quang phổ phát xạ hiđrô trong miền bước sóng khả kiến. Đây là bốn vạch trong dãy Balmer
Đường cong cường độ ánh sáng của siêu tân tinh loại II-P và loại II-L.
Loạt ảnh chụp cho thấy tiến trình sáng lên nhanh chóng và mờ chậm dần của một siêu tân tinh trong thiên hà NGC 1365 (chấm sáng gần phần trên ở trung tâm của thiên hà, bấm để xem ảnh lớn).
Quá trình hình thành của siêu tân tinh loại a. Từ trái qua, trên xuống:
1. Sao đôi trong dãy chính
2. Một thành viên (trắng) phồng to thành sao khổng lồ hoặc hơn thế
3. Sao trắng thổi gió sao về ngôi sao vàng, làm phồng kích thước sao vàng lên và cả hai chìm vào nhau
4. Cả hai ngôi sao được bọc trong một thể thống nhất
5. Lớp khí vỏ bọc cả hệ bay đi, để lại hai ngôi sao đã giảm kích thước đáng kể
6. Ngôi sao trắng lớn co lại thành sao lùn trắng
7. Sao lùn trắng hút dần vật chất sao đồng hành
8. Sao lùn trắng tăng khối lượng và bùng nổ sau khi vượt quá giới hạn Chandrasekhar
9. Sao đồng hành cũng có thể bị thổi bay đi
Phân nhóm siêu tân tinh theo khối lượng và độ kim loại của ngôi sao gốc.
Cấu trúc phân lớp dạng củ hành của một ngôi sao khối lượng lớn, tiến hóa đến giai đoạn cuối ngay trước khi bị sụp đổ lõi (không vẽ theo tỷ lệ).
Tàn tích từ một ngôi sao khối lượng lớn.
Bên trong một ngôi sao lớn đã tiến hóa (a) hạt nhân ở từng lớp cấu trúc kiểu củ hành lần lượt trải qua phản ửng tổng hợp, dẫn đến hình thành một lõi sắt (b) và khi khối lượng của nó đạt tới giới hạn Chandrasekhar thì ngôi sao bắt đầu sụp đổ. Các hạt nhân ở phần lõi bị nén thành neutron (c), khiến cho vật chất rơi đợt sau bị bật nẩy trở lại (d) và tạo thành làn sóng xung kích lan tỏa ra bên ngoài (đỏ). Sóng xung kích bắt đầu dừng lại (e), nhưng nó tiếp tục được đẩy ra ngoài nhờ năng lượng bổ sung từ quá trình có thể bao gồm sự tương tác với neutrino. Vật chất bao xung quanh bị thổi ra xa (f), để lại một tàn tích thoái hóa.
Ảnh chụp siêu tân tinh loại II không điển hình với độ sáng thấp, SN 1997D.
SN 2008D, siêu tân tinh loại Ib, chụp trong bước sóng tia X (trái) và ánh sáng khả kiến (phải) ở phía cuối bên trên của thiên hà.
So sánh đường cong cường độ ánh sáng giữa các loại siêu tân tinh.
Sao xung trong tinh vân Con Cua đang chuyển động với vận tốc 375 km/s so với tinh vân.
Phân rã phóng xạ của niken-56 và coban-56 tạo thành đường cong cường độ ánh sáng của siêu tân tinh.
Minh họa một đám thiên hà ở xa, với các siêu tân tinh lần lượt xảy ra trong các thiên hà của đám. Mỗi vụ nổ trong thời gian ngắn có độ sáng đáng kể so với thiên hà chủ.
Tàn tích siêu tân tinh N 63A nằm trong một vùng khối mây chứa khí và bụi trong Đám Mây Magellan Lớn.
Tinh vân bao quanh sao Wolf–Rayet WR124, nằm cách Trái Đất 21.000 năm ánh sáng.