II型超新星
極超新星は、通常の超新星と比べて光度やエネルギーがかなり大きく珍しい超新星である。1997 ef(Ic型)や1997 cy(IIn型)が例である。極超新星は、複数の機構によって生成する。
太陽質量の25倍から90倍程度の恒星の核は、超新星爆発後、物質が再び中性子星の核に戻り、ブラックホールを形成するほどに大きい。多くの場合、これにより超新星の光度は暗くなる。太陽質量の90倍を超えると、恒星は超新星にならずに、直接ブラックホールに崩壊する。しかし、元となる恒星が、降着する物質を相対論的ジェットとして吹き飛ばすほど高速に自転していると、最初の爆発より多くのエネルギーを放出することになる。この光線が地球の方向に向かってくると、非常に明るい天体に見える。ある場合はガンマ線バーストを形成することもあるが、全てのガンマ線バーストが超新星に由来する訳ではない。
高光度青色変光星の爆発等によって、恒星が非常に密度の高い物質の雲に囲まれている場合は、II型超新星が発生することがある。この物質は、超新星爆発の衝撃を受け、通常の超新星よりさらに明るく輝く。
II型超新星のスペクトルを調べると、通常はバルマー系列が見られる。これらの吸収線の存在は、I型超新星と見分けるのに用いられる。
II型超新星の光度を時間に対してプロットすると、ピークまで上昇した後、光度は減少する。光度の平均の減少率は、Ia型よりも若干小さく、1日当たり0.008等級である。II型超新星は、光度曲線の形によって、更に2つの型に分類できる。II-L型超新星の光度曲線はピーク後一律に減少するのに対し、II-P型超新星の光度曲線は減少期間中に光度の減少速度が遅くなる時期を持つ。正味の光度減少速度は小さく、II-P型では1日当たり0.0075等級、II-L型では1日当たり0.012等級である。
光度曲線の形の違いは、II-L型の場合は、元の恒星の水素の外層がほとんどないことに起因していると考えられている。また、II-P型の平らな部分は、外層の不透明度の変化のためである。外層の水素をイオン化し、結果として不透明度が大幅に上昇する。これにより、爆発の内部からの光子が外に逃げるのが妨げられる。水素が再結合できる温度まで冷えると、外層は再び透明になる。
核の質量が約1.4太陽質量のチャンドラセカール限界を超えると、電子の縮退圧力だけでは重力に打ち勝つことができず、平衡を維持することができない。数秒以内に激しい爆縮が発生し、外核は光速の23%で内部に落ち込み、内核は1000億Kの温度に達する。逆ベータ崩壊によって中性子とニュートリノが生じ、10秒間の爆発で約10Jのエネルギーが放出される。崩壊は、中性子縮退によって止まり、反動で外向きの爆発が起こる。この衝撃波のエネルギーは、恒星の周囲の物質を脱出速度以上に加速して超新星爆発が発生し、衝撃波に加え非常に高い温度と圧力によって短時間の間、鉄以上の重さの元素生成が可能となる(宇宙の元素合成)。
II型超新星は、爆発後の光度曲線に基づいていくつかのカテゴリーに分類される。II-L型超新星は爆発後の光度が線形(line)に減少し、II-P型超新星はしばらくは光度の減少が緩やか(plateau)である。Ib・Ic型超新星は、水素(とヘリウム)の外層を失った大質量恒星による核崩壊型の超新星である。