.jpg){kind=link}
Thực đơn
Siêu_tân_tinh
Các mã hiệu phân loại cho một siêu tân tinh ở trên có tính chất phân loại một cách tự nhiên: số loại miêu tả ánh sáng quan sát từ siêu tân tinh mà không cần thiết phản ánh nguyên nhân gây ra vụ nổ. Ví dụ, siêu tân tinh loại Ia tạo bởi sự kích hoạt bất thình lình phản ứng tổng hợp hạt nhân vượt giới hạn nhiệt ở sao lùn trắng, trong khi với kiểu quang phổ tương tự siêu tân tinh loại Ib/c hình thành bởi sự suy sụp hấp dẫn ở lõi sao Wolf–Rayet khối lượng lớn. Các đoạn sau tóm tắt các mô hình được cho là giải thích phù hợp nhất về các vụ nổ siêu tân tinh.
Một sao lùn trắng khi tích tụ đủ vật chất từ một sao đồng hành thì nhiệt độ trong lõi của nó sẽ đạt tới mức đủ để kích hoạt phản ứng tổng hợp cacbon, ở điểm trải qua phản ứng tổng hợp hạt nhân vượt giới hạn nhiệt, phá hủy hoàn toàn ngôi sao gốc. Có ba khả năng miêu tả bằng lý thuyết cho vụ nổ này: hoặc là sự bồi tụ ổn định vật chất từ ngôi sao đồng hành, hoặc hai sao lùn trắng va chạm, hoặc sự bồi tụ khiến kích hoạt phản ứng hạt nhân ở lớp vỏ của sao. Cơ chế nào nổi bật và chiếm chủ yếu trong ba cơ chế miêu tả siêu tân tinh loại Ia vẫn còn chưa được biết rõ ràng.[65] Mặc dù chưa biết cụ thể siêu tân tinh loại Ia được tạo ra như thế nào, các siêu tân tinh loại Ia có những tính chất rất đồng đều và chúng có ích để làm những ngọn nến chuẩn trong xác định khoảng cách đến các thiên hà. Cũng cần phải thực hiện một số hiệu chuẩn để bù lại cho sự thay đổi dần dần trong tính chất hoặc độ sáng bất thường ở những tần số khác nhau của những siêu tân tinh có độ dịch chuyển đỏ cao và cho những biến thiên nhỏ trong độ sáng xác định từ đường cong cường độ ánh sáng hoặc từ quang phổ.[66][67]
Có một vài tiến trình dẫn đến sự hình thành siêu tân tinh loại Ia, nhưng đằng sau những tiến trình này thì chúng có chung một cơ chế. Nếu một sao lùn trắng chứa cacbon-ôxy[lower-alpha 2] bồi tụ đủ vật chất đạt tới giới hạn Chandrasekhar vào khoảng 1,44 lần khối lượng Mặt Trời (M)[68] (đối với ngôi sao không quay), nó sẽ không còn chịu được sức nặng bản thân duy trì bởi áp suất lượng tử của electron[69][70] và bắt đầu sụp đổ. Tuy nhiên, quan điểm hiện nay cho rằng giới hạn này bình thường không đạt tới được; sự gia tăng nhiệt độ và mật độ bên trong lõi đã bắt đầu kích hoạt phản ứng tổng hợp hạt nhân khi khối lượng sao tiệm cận tới giới hạn khối lượng (trong vòng nhỏ hơn 1%[71]), trước khi bắt đầu sự sụp đổ.[68]
Trong vòng vài giây, một lượng đáng kể vật chất trong sao lùn trắng tham gia vào phản ứng tổng hợp hạt nhân, giải phóng năng lượng (cỡ 1–&-6-2-246-80000000000.0000002×1044 J)[72] đủ để biến nó thành vụ nổ siêu tân tinh.[73] Một đợt sóng xung kích được hình thành lan tỏa ra bên ngoài, với vận tốc đạt tới 5.000–20.000 km/s, hay gần bằng 3% tốc độ ánh sáng. Cường độ sáng phát ra cũng tăng lên đáng kể, đạt tới cấp sao tuyệt đối có giá trị −19,3 (hay sáng gấp 5 lần so với Mặt Trời), với biến thiên tương đối nhỏ.[74]
Mô hình miêu tả cho sự hình thành của loại siêu tân tinh này đó là hệ sao đôi có quỹ đạo hẹp. Sao lớn hơn trước tiên trải qua bước tiến hóa ra khỏi sao trong dãy chính và thể tích nở rộng trở thành sao khổng lồ đỏ. Hai sao lúc này bao chung bởi một khối khí, khiến cho quỹ đạo của chúng dần dần bị thu hẹp lại. Ngôi sao khổng lồ tiếp đến đẩy ra hầu hết lớp vỏ khí ngoài cùng của nó, khối lượng mất đi cho đến khi lõi sao không còn đủ mật độ và nhiệt độ giảm xuống khiến phản ứng tổng hợp hạt nhân dừng lại. Ở thời điểm này nó trở thành một sao lùn trắng, thành phần chứa chủ yếu cacbon và ôxy.[75] Cuối cùng ngôi sao thứ hai cũng tiến hóa khỏi dãy chính để trở thành sao khổng lồ đỏ. Vật chất từ sao khổng lồ bị hút về phía sao lùn trắng ở gần, khiến cho khối lượng của nó tăng dần lên.[76][36]:7 Mặc dù những nét chủ yếu của mô hình cơ bản này được đông đảo các nhà vật lý thiên văn chấp nhận, nhưng chi tiết chính xác cho sự khởi phát và tạo thành các nguyên tố nặng trong vụ nổ vẫn còn chưa được rõ ràng.[77][35]
Siêu tân tinh loại Ia đi kèm với một đường cong cường độ ánh sáng rất đặc trưng – đường cong biểu diễn cường độ sáng theo sau vụ nổ. Độ sáng này có nguồn gốc từ các giai đoạn phân rã phóng xạ của Ni-56 trở thành Co-56 rồi đến Fe-56.[74] Các siêu tân tinh Ia loại thông thường có đỉnh nhọn cực đại trong đường cong cường độ ánh sáng rất giống nhau, đạt tới cấp sao tuyệt đối cỡ −19,3. Đặc điểm này cho phép các nhà thiên văn sử dụng siêu tân tinh như là một ngọn nến chuẩn thứ hai[78] dùng để đo khoảng cách đến các thiên hà chứa chúng.[79]
Mô hình khác giải thích sự hình thành của siêu tân tinh loại Ia là sự va chạm sáp nhập của hai sao lùn trắng, với khối lượng kết hợp lại trong thời gian ngắn vượt giới hạn Chandrasekhar.[80] Có rất nhiều tính chất biến thiên trong kiểu sự kiện này,[81] trong nhiều trường hợp có thể không có vụ nổ siêu tân tinh và khả năng chúng sẽ có đường cong cường độ ánh sáng rộng hoặc hẹp hơn sơ với siêu tân tinh loại Ia thông thường.
Siêu tân tinh loại Ia sáng bất thường được cho là xảy ra khi sao lùn trắng đã sẵn có khối lượng lớn hơn giới hạn Chandrasekhar limit,[82] có khả năng nhờ sự bất đối xứng trong hình dạng của nó,[83] nhưng vật liệu phóng ra sẽ ít hơn động năng thông thường.[35]
Không có sự phân chia loại con chính thức cho các siêu tân tinh loại Ia khác thường. Một số nhà thiên văn đã thử đề xuất ra một nhóm siêu tân tinh có độ sáng yếu hơn mà xảy ra ở một sao lùn trắng bồi tụ khí heli thành loại Iax.[84][85] Loại siêu tân tinh này có thể không phải luôn phá hủy hoàn toàn sao lùn trắng gốc ban đầu và có thể để lại một sao thây ma (zombie star).[86]
Một loại siêu tân tinh loại Ia khác thường đặc biệt khi ở quang phổ có xuất hiện vạch phát xạ của hiđrô cùng những nguyên tố khác, tạo ra quang phổ có dạng hỗn hợp giữa loại Ia bình thường và loại IIn. Ví dụ như ở SN 2002ic và SN 2005gj. Những siêu tân tinh này còn được phân loại thành loại Ia/IIn, loại Ian, loại IIa và loại IIan.[87]
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.[88][35]
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).[3][89] 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 magiê 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 ôxy 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.[35]
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.[90] 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.[91]
| 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 |
| 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 | |
| 25–40 với độ kim loại rất cao | Loại II-L hoặc II-b | Sao neutron | |
| 40–90 với độ kim loại thấp | Không hình thành | Lỗ đen | |
| ≥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 | |
| ≥40 với độ kim loại rất cao | Loại Ib/c | Sao neutron | |
| ≥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),[92] 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).[35]
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[55] 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.[36]:10 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.[93]
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.[94] 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.[95] 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.[55][96] 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[97] 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[96] (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.[55]
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.[98] 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.[35]
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 ôxy 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 ôxy 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.[99]
Các ngôi sao với khối lượng ban đầu nhỏ hơn 8 lần khối lượng Mặt Trời không bao giờ phát triển thành một lõi đủ lớn để dẫn tới quá trình suy sụp hấp dẫn và chúng tiến hóa theo con đường khác khi mất đi bầu khí quyển và trở thành sao lùn trắng. Các sao với khối lượng ít nhất bằng 9 M☉ (và có thể phải từ 12 M☉[100]) tiến hóa theo tiến trình phức tạp, lần lượt đốt hạt nhân các nguyên tố nặng hơn ở những mức nhiệt độ nóng hơn bên trong lõi của nó.[55][101] Ngôi sao trở thành có cấu trúc giống như một củ hành, với các hạt nhân càng dễ tổng hợp thì phản ứng xảy ra ở những vỏ lớn hơn (tương ứng với hạt nhân nhẹ hơn).[3][102] Mặc dù được miêu tả phổ biến như là cấu trúc củ hành với một lõi sắt ở trong cùng, những lõi tiền siêu tân tinh với khối lượng thấp nhất chỉ chứa ôxy-neon(-magiê). Các sao tiệm cận nhánh khổng lồ (Asymptotic giant branch, trong biểu đồ Hertzsprung-Russell) có thể hình thành lên phần lớn các siêu tân tinh suy sụp lõi, mặc dù các siêu tân tinh ít sáng hơn và ít gặp hơn cũng đã được quan sát từ những sao gốc có khối lượng lớn hơn.[100]
Nếu lõi suy sụp xuất hiện trong giai đoạn siêu khổng lồ khi ngôi sao vẫn còn có một lớp bao hiđrô, kết quả dẫn đến vụ nổ siêu tân tinh loại II. Tốc độ mất khối lượng cho sự phát sáng của sao phụ thuộc vào độ kim loại và độ sáng của nó. Những sao cực kỳ sáng với độ kim loại gần bằng của Mặt Trời sẽ mất toàn bộ hiđrô trước khi lõi của nó suy sụp và do đó sẽ không hình thành siêu tân tinh loại II. Với độ kim loại thấp hơn, mọi sao sẽ tới giai đoạn lõi suy sụp kèm theo một lớp bao hiđrô nhưng ở các sao có khối lượng đủ lớn thì nó sẽ suy sụp hấp dẫn trực tiếp thành lỗ đen mà không tạo thành siêu tân tinh phát ra ánh sáng.[35]
Các ngôi sao với khối lượng ban đầu bằng 90 lần khối lượng Mặt Trời, hoặc thấp hơn một chút với độ kim loại cao, được dự đoán sẽ cho siêu tân tinh loại II-P mà chính là loại thường quan sát thấy nhất. Ở độ kim loại từ mức trung bình đến cao, các ngôi sao ở phạm vi khối lượng giới hạn trên sẽ mất hầu hết hiđrô khi suy sụp lõi xảy ra và kết quả cho siêu tân tinh loại II-L.[35] Ở độ kim loại rất thấp, các sao khối lượng xung quanh 140–250 M☉ sẽ tới thời điểm sụp đổ lõi bởi sự mất ổn định cặp hạt electron-positron trong khi chúng vẫn còn bầu khí quyển chứa hiđrô và một lõi chứa hạt nhân ôxy và kết quả cho vụ nổ siêu tân tinh loại II đặc trưng với một lượng lớn 56Ni bị bắn ra và độ sáng cao.
Các siêu tân tinh này, giống như loại II, là những ngôi sao khối lượng lớn trải qua vụ sụp đổ lõi. Tuy nhiên chúng trở thành các siêu tân tinh loại Ib và Ic vì chúng đã mất hết lớp bao khí quyển chứa hiđrô bởi gió sao mạnh hoặc bởi tương tác với sao đồng hành.[105] Các sao này được biết đến là các sao Wolf–Rayet và chúng xuất hiện có độ kim loại từ trung bình đến cao và gió sao thổi mạnh liên tục gây ra tốc độ mất mát khối lượng lớn đáng kể. Các quan sát siêu tân tinh loại Ib/c không khớp với dữ liệu thu thập được hoặc dự định mà sẽ xảy ra đối với sao Wolf–Rayet và có những cách giải thích khác cho loại suy sụp lõi sao này bao gồm ngôi sao đã bị tước đi lớp hiđrô bởi tương tác với ngôi sao đồng hành. Mô hình hệ sao đôi cho kết quả dự đoán khớp tốt hơn với siêu tân tinh quan sát thực sự, với điều kiện là chưa từng quan sát được hệ sao đôi heli phù hợp nào.[106] Vì một siêu tân tinh có thể xảy ra bất cứ khi nào khối lượng của ngôi sao ở thời điểm suy sụp lõi là đủ thấp mà không gây ra sự sụp đổ sâu hơn thành hố đen, bất kỳ một ngôi sao khối lượng lớn nào tiến hóa đưa đến vụ nổ siêu tân tinh nếu nó mất khối lượng đáng kể trước khi xảy ra suy sụp hấp dẫn lõi.[35]
Siêu tân tinh loại Ib xuất hiện phổ biến hơn và có nguồn gốc từ các sao Wolf–Rayet loại WC mà vẫn còn lớp khí quyển heli. Đối với một phạm vi hẹp khối lượng, các sao tiến hóa lâu thêm trở thành sao WO và chúng có rất ít heli còn lại trước khi đạt tới suy sụp lõi. Các sao này được cho là các sao gốc của siêu tân tinh loại Ic.[35]
Một vài phần trăm siêu tân tinh loại Ic xảy ra đi kèm vớ chớp gamma (GRB), mặc dù các nhà thiên văn cũng tin rằng bất kỳ một siêu tân tinh loại Ib hoặc Ic nào mà đã mất hiđrô cũng có thể tạo ra GRB, phụ thuộc vào cấu trúc hình học của vụ nổ.[107] Cơ chế phát ra các chớp GRB là bởi các tia vật chất tác động bởi từ trường mạnh của sao từ quay rất nhanh hình thành sau vụ suy sụp lõi sao. Chùm tia cũng truyền năng lượng vào lớp vỏ đang giãn nở ra bên ngoài sau vụ nổ, tạo thành siêu tân tinh siêu sáng (super-luminous supernova).[108][109]
Siêu tân tinh từ ngôi sao đã bị tước gần hết lớp bao ngoài lõi (ultra-stripped supernovae) xảy ra khi một ngôi sao phát nổ mà trước đó đã bị mất hầu hết lớp bao vật chất bên ngoài lõi kim loại, chủ yếu bởi quá trình truyền vật chất sang ngôi sao đồng hành bên cạnh có quỹ đạo ngắn.[110] Kết quả là có rất ít vật chất giải phóng từ ngôi sao phát nổ (~0.1 MSun). Trong trường hợp cực biên nhất, siêu tân tinh loại này có thể xảy ra đối với một lõi sắt trần trụi, có khối lượng chỉ cao hơn một chút so với giới hạn Chandrasekhar. SN 2005ek[111] là một ví dụ đã được quan sát cho trường hợp siêu tân tinh phát nổ từ ngôi sa đã bị mất gần hết vật chất bao bên ngoài lõi, với độ sáng khá mờ và đường cong cường độ ánh sáng trên đồ thị nhanh chóng tiêu giảm. Bản chất các siêu tân tinh loại này có thể là ở cả suy sụp hấp dẫn lõi sắt và quá trình bắt giữ electron, tùy thuộc vào khối lượng của lõi sao sụp đổ.[112]
Sự suy sụp lõi ở một số ngôi sao khối lượng lớn có thể không hình thành siêu tân tinh trong bước sóng khả kiến. Mô hình chính cho nguyên nhân này đó là một lõi sao có khối lượng đủ lớn mà động năng không đủ để đảo ngược sự rơi về lõi của lớp vật chất bao bên ngoài dẫn tới sự hình thành lỗ đen. Những sự kiện kiểu này khó phát hiện, nhưng theo kết quả một cuộc khảo sát trên diện rộng đã phát hiện được một số ứng cử viên tiềm năng.[113][114] Sao siêu khổng lồ đỏ N6946-BH1 trong thiên hà NGC 6946 trải qua vụ bùng phát vừa phải trong tháng 3 năm 2009, trước khi mờ đi khỏi vùng quan sát. Chỉ có một nguồn hồng ngoại mờ còn phát hiện được ở vị trí ngôi sao.[115]
Có một câu hỏi mang tính lịch sử về nguồn gốc năng lượng nào giúp duy trì sự phát sáng quang học ở siêu tân tinh trong hàng tháng. Mặc dù năng lượng từ mỗi loại siêu tân tinh phát ra trong một thời gian ngắn, đường cong cường độ ánh sáng hầu hết chiếm bởi sự làm nóng bằng phóng xạ hạt nhân đối với vật chất bắn ra đang giãn nở ở giai đoạn sau. Một số nhà thiên văn coi năng lượng từ chùm tia phát ra bởi sao xung ở trung tâm là nguồn cấp cho ánh sáng muộn này. Các khí phóng ra từ vụ nổ sẽ mờ đi nhanh chóng nếu không có nguồn năng lượng giữ chúng tiếp tục nóng. Một cơ chế khác là các khí phóng ra chứa những hạt nhân có tính phóng xạ mạnh, mà hiện nay được biết đến là đúng đối với hầu hết các siêu tân tinh, đã được đề cập tính toán đầu tiên dựa trên cơ sở của lý thuyết tổng hợp hạt nhân vào cuối thập niên 1960.[116] Cho đến tận khi SN 1987A được quan sát trực tiếp với các tia gamma là đặc trưng không thể nhầm lẫn của các hạt nhân phóng xạ chính phóng ra từ vụ nổ.[117]
Bằng cách quan sát trực tiếp mà các nhà thiên văn học biết rằng phần lớn đường cong cường độ ánh sáng (vẽ trên biểu đồ độ sáng theo thời gian) đo sau khi xuất hiện siêu tân tinh loại II, ví dụ như của SN 1987A, được giải thích bằng quá trình phân rã của các hạt nhân phóng xạ. Mặc dù bức xạ phát sáng có chứa các photon với năng lượng trong phổ khả kiến, năng lượng phóng xạ đã bị hấp thụ bởi khí bắn ra và lớp khí này giữ cho tàn tích siêu tân tinh đủ nóng để phát xạ ánh sáng. Quá trình phân rã phóng xạ của 56Ni thành các hạt nhân con 56Co rồi đến 56Fe tạo ra các photon tia gamma, chủ yếu có năng lượng bằng 847keV và 1238keV, mà bị hấp thụ và là nguồn nung nóng chủ yếu và do vậy làm sáng vật chất phóng ra ở thời điểm trung bình (sau vài tuần) cho đến lúc cuối (sau vài tháng) siêu tân tinh.[118] Năng lượng đối với đỉnh cực đại của đường cong cường độ ánh sáng của SN1987A được cung cấp bởi sự phân rã của 56Ni thành 56Co (thời gian bán rã 6 ngày) trong khi năng lượng cho giai đoạn sau của đường cong ánh sáng lại khớp đặc biệt rất gần với sự phân rã của 56Co (thời gian bán rã 77,3 ngày) thành 56Fe. Những đo lường về sau bằng các kính thiên văn không gian tia gamma về phần nhỏ của tia gamma 56Co và 57Co thoát ra từ tàn tích của SN 1987A mà không có sự hấp thụ đã xác nhận tiên đoán trước đó về hai hạt nhân phóng xạ này là nguồn cấp năng lượng chính cho bức xạ ánh sáng muộn.[117]
Đường cong cường độ ánh sáng biểu kiến của các loại siêu tân tinh khác nhau tất cả phụ thuộc vào thời điểm cuối của sự làm nóng bởi hạt nhân phóng xạ, nhưng chúng cho hình dạng và biên độ biến đổi đang dạng bởi vì cơ chế nằm sau ở mỗi vụ nổ siêu tân tinh, cách mà bức xạ khả kiến được tạo ra, kỷ nguyên quan sát nó và mức độ trong suốt của vật liệu giải phóng ra. Đường cong ánh sáng có thể rất khác nhau tại những bước sóng khác nhau. Ví dụ, tại bước sóng tử ngoại có một đỉnh chiếu sáng cực mạnh diễn ra chỉ trong vài giờ tương ứng với sự xuyên thủng của làn sóng xung kích phát ra từ vụ nổ ban đầu, nhưng sự xuyên thủng này rất khó xác định trong bước sóng khả kiến.
Đồ thị cường độ ánh sáng của mỗi siêu tân tinh loại Ia rất đồng đều, với sự giống nhau trong cấp sao tuyệt đối cực đại và độ dốc nghiêng xuống của đoạn đường cong ánh sáng. Năng lượng quang học phát ra được cấp bởi quá trình phân rã phóng xạ của hạt nhân niken-56 (thời gian bán rã 6 ngày), mà sau đó phân rã thành coban-56 (thời gian bán rã 77 ngày). Các đồng vị phóng xạ này kích thích vật chất ở môi trường xung quanh trở lên nóng sáng. Nghiên cứu siêu tân tinh và vũ trụ học hiện nay dựa trên hoạt động phân rã phóng xạ của 56Ni mang lại năng lượng cho độ sáng quang học của siêu tân tinh loại Ia, mà là "ngọn nến chuẩn" của vũ trụ học nhưng các kết quả nghiên cứu mức năng lượng phóng xạ tia gamma 847keV và 1238keV chỉ mới thực hiện được lần đầu tiên vào năm 2014 nhờ quan sát SN 2014J.[119] Những pha ban đầu tại đoạn đường cong cường độ ánh sáng nghiêng dốc xuống khi kích thước hữu hiệu của mặt cầu ánh sáng giảm và vùng bẫy bức xạ điện từ đã tiêu tan. Đường cong ánh sáng tiếp tục nghiêng xuống ở kênh B trong khi nó thể hiện ra một đoạn thẳng nhỏ trong bước sóng khả kiến ở thời điểm 40 ngày sau, nhưng đây chỉ là dấu hiện cho đỉnh cực đại thứ hai xảy ra trong bước sóng hồng ngoại khi một số các nguyên tố nặng bị ion hóa tái kết hợp lại để tạo thành bức xạ hồng ngoại và vật chất bắn ra trở lên trong suốt đối với bước sóng này. Đường cong ánh sáng biểu kiến tiếp tục đi dốc xuống ở độ nghiêng lớn hơn một chút so với tốc độ phân rã của đồng vị coban phóng xạ (mà có nửa thời gian phân rã lâu hơn và kiểm soát đường cong ánh sáng giai đoạn sau), do bởi vì vật liệu được giải phóng trở lên khuếch tán hơn và ít có khả năng biến đổi năng lượng bức xạ cao thành bức xạ khả kiến. Sau vài tháng, đường cong ánh sáng thay đổi tốc độ giảm một lần nữa khi sự phát xạ positron trở thành nổi trội so với coban-56 còn lại, mặc dù giai đoạn này của đường cong ánh sáng vẫn còn ít được nghiên cứu.[35]
Đường đồ thị cường độ ánh sáng của siêu tân tinh loại Ib và Ic giống cơ bản với của loại Ia mặc dù đỉnh cường độ cực đại thấp hơn. Sự phát xạ quang học một lần nữa là do quá trình phân rã phóng xạ biến đổi thành bức xạ khả kiến, nhưng lượng hạt nhân niken-56 sinh ra có tổng khối lượng nhỏ hơn. Đỉnh cường độ sáng cực đại thay đổi đáng kể và thậm chí thỉnh thoảng độ sáng của siêu tân tinh loại Ib/c cao hoặc thấp hơn vài bậc độ lớn so với giá trị bình thường. Những siêu tân tinh loại Ic sáng nhất được coi như là các hypernova và thường có đường cong cường độ ánh sáng được nới rộng ngoài đặc điểm có đỉnh cường độ ánh sáng rất cao trên biểu đồ. Nguồn gốc của năng lượng siêu lớn như thế được cho là từ những chùm tia tương đối tính phát ra từ sự hình thành của một lỗ đen quay, mà cũng tạo ra chớp tia gamma.[35]
Đường cong cường độ ánh sáng của siêu tân tinh loại II đặc trưng bởi sự giảm chậm hơn so với của siêu tân tinh loại I vào cỡ 0,05 bậc độ lớn trên một ngày,[120] ngoại trừ giai đoạn đường đồ thị đi ngang (plateau). Ánh sáng biểu kiến phát ra cung cấp chủ yếu từ động năng hơn là từ phân rã phóng xạ kéo dài trong vài tháng, bởi sự tồn tại chính yếu của hiđrô trong vật chất bắn ra từ bầu khí quyển của ngôi sao siêu khổng lồ gốc. Ban đầu lớp khí hiđrô này trở lên nóng và bị ion hóa. Đoạn đồ thị cường độ ánh sáng của siêu tân tinh loại II đi ngang tương ứng với giai đoạn các ion hiđrô tái kết hợp trở thành trung hòa, phát ra ánh sáng khả kiến và trở lên trong suốt hơn. Giai đoạn tiếp theo đường cong cường độ ánh sáng nghiêng dốc xuống là do bởi quá trình phân rã phóng xạ mặc dù diễn ra chậm hơn so với siêu tân tinh loại I, bởi vì sự hiệu quả của quá trình chuyển đổi năng lượng thành ánh sáng của tất cả hiđrô.[56]
Ở loại II-L không có đoạn đồ thị đi ngang bởi vì ở sao gốc có tương đối ít hiđrô còn lại trong bầu khí quyển của nó, đủ để xuất hiện vạch quang phổ của hiđrô nhưng không đủ để tạo thành giai đoạn đồ thị đi ngang đáng kể trong ánh sáng phát ra. Ở siêu tân tinh loại IIb khí quyển hiđrô của sao gốc gần như đã tiêu tan (được cho là bị tước bởi lực thủy triều của sao đồng hành) do vậy đường cong cường độ ánh sáng gần giống với siêu tân tinh loại I và thậm chí là vạch quang phổ hiđrô biến mất sau vài tuần kể từ vụ nổ.[56]
Ở siêu tân tinh loại IIn được đặc trưng bởi có thêm các vạch quang phổ phát xạ hẹp tạo từ lớp vỏ đậm đặc của vật chất liên sao bao quanh sao gốc. Đồ thị cường độ ánh sáng của loại này nói chung rất mở rộng, thông thường cũng cực kỳ sáng và được coi như là những siêu tân tinh siêu sáng. Các đường cong cường độ ánh sáng được tạo ra bởi quá trình chuyển đổi hữu hiệu cao của động năng vật chất bắn ra thành bức xạ điện từ do tương tác với lớp vỏ vật chất đậm đặc liên sao. Điều này chỉ xảy ra khi vật chất đủ đậm đặc và compact, ám chỉ rằng lớp vỏ vật chất này mới chỉ được tạo ra trong thời gian ngắn bởi sao gốc trước khi nó phát nổ.[35]
Một số lượng lớn siêu tân tinh đã được phân loại và xếp hạng để cung cấp một thước đo chuẩn khoảng cách vũ trụ cũng như làm dữ liệu để kiểm chứng các mô hình lý thuyết. Trên trung bình, các đặc điểm thay đổi theo khoảng cách và loại thiên hà chứa siêu tân tinh, nhưng đa phần là đặc trưng cho từng loại siêu tân tinh.[35]
| Loạia | Độ sáng tuyệt đối cực đại trung bìnhb | Năng lượng xấp xỉ (foe)c | Ngày đến lúc độ sáng cực đại | Ngày từ lúc độ sáng cực đại đến giảm còn 10% |
|---|---|---|---|---|
| Ia | −19 | 1 | xấp xỉ 19 | khoảng 60 |
| Ib/c (mờ) | khoảng −15 | 0.1 | 15–25 | chưa biết |
| Ib | khoảng −17 | 1 | 15–25 | 40–100 |
| Ic | khoảng −16 | 1 | 15–25 | 40–100 |
| Ic (sáng) | đến −22 | trên 5 | gần 25 | gần 100 |
| II-b | khoảng −17 | 1 | khoảng 20 | khoảng 100 |
| II-L | khoảng −17 | 1 | khoảng 13 | khoảng 150 |
| II-P (mờ) | khoảng −14 | 0.1 | gần 15 | chưa biết |
| II-P | khoảng −16 | 1 | khoảng 15 | Đi ngang rồi khoảng 50 |
| IInd | khoảng −17 | 1 | 12–30 hoặc hơn | 50–150 |
| IIn (sáng) | đến −22 | trên 5 | trên 50 | trên 100 |
Ghi chú:
Một câu hỏi tồn tại từ lâu chưa có lời giải đáp xung quanh siêu tân tinh loại II đó là tại sao vật thể compact tàn dư nhận được vận tốc chuyển động tương đối lớn chạy ra xa khỏi trung tâm vụ nổ;[124] các sao xung và do đó là các sao neutron, được quan sát thấy có chuyển động riêng với vận tốc cao và các lỗ đen được cho là cũng có những hành xử tương tự, mặc dù rất khó để quan sát độc lập chúng.[35] Xung lực ban đầu có thể đủ mạnh để đẩy lên một vật có khối lượng lớn hơn 1 lần khối lượng Mặt Trời với vận tốc 500 km/s hoặc lớn hơn. Điều này cho thấy sự giãn nở của vật chất bắn ra theo phương bất đối xứng, nhưng cơ chế trong đó động lượng được truyền sang cho vật thể đặc vẫn còn chưa được sáng tỏ. Các đề xuất giải thích cho sức đẩy này bao gồm sự đối lưu trong quá trình suy sụp sao và sự tạo thành các chùm tia trong quá trình hình thành sao neutron.[36]:13
Một cách giải thích khác cho sự bất đối xứng này đó là có một vùng đối lưu lớn nằm bao ngoài lõi sao. Sự đối lưu có thể tạo ra những biến đổi trong mật độ tập trung của các nguyên tố, dẫn đến phản ứng tổng hợp hạt nhân xảy ra không đều đặn trong quá trình suy sụp, bật nẩy vật chất trở lại và tạo thành lớp vật chất bắn ra bên ngoài.[125]
Một mô hình khác đó là sự bồi tụ vật chất vào sao neutron trung tâm có khả năng tạo ra một đĩa vật chất làm phóng ra các tia ở hai cực đẩy vật chất ra khỏi ngôi sao với vận tốc cao, sau đó các sóng xung kích bật ngược trở lại làm phá hủy hoàn toàn ngôi sao. Những tia này có thể đóng vai trò quan trọng trong quá trình vụ nổ siêu tân tinh.[126][127] (Một mô hình tương tự như thế được ưu tiên để giải thích cho các chớp gamma dài.)
Các bất đối xứng ban đầu cũng đã được xác nhận có ở siêu tân tinh loại Ia thông qua quan sát. Kết quả này có thể ảnh hưởng tới độ sáng ban đầu của siêu tân tinh loại này khi phụ thuộc vào góc quan sát từ Trái Đất. Tuy nhiên, khối vật chất giãn nở ngày càng trở lên đối xứng hơn theo thời gian. Các bất đối xứng ban đầu xác định được bằng cách đo sự phân cực của ánh sáng phát ra.[128]
Mặc dù chúng ta thường nghĩ về siêu tân tinh như là một sự kiện phát ra ánh sáng biểu kiến, bức xạ điện từ chúng phát ra hầu hết chỉ là một hiệu ứng phụ nhỏ. Đặc biệt trong sự kiện siêu tân tinh suy sụp hấp dẫn lõi, bức xạ điện từ phát ra có năng lượng chiếm tỷ lệ rất nhỏ trong tổng năng lượng của toàn bộ vụ nổ.[35]
Có một sự khác nhau cơ bản giữa mức sản sinh năng lượng trong các loại siêu tân tinh khác nhau. Ở loại Ia với sự phát nổ của sao lùn trắng, phần lớn năng lượng được chuyển vào tổng hợp hạt nhân các nguyên tố nặng và động năng của vật chất bị bắn ra. Ở siêu tân tinh suy sụp lõi, phần lớn năng lượng được chuyển vào quá trình phát xạ neutrino và trong khi một số năng lượng phát ra bởi neutrino cũng là nguồn cung cấp năng lượng duy trì cho độ sáng của siêu tân tinh, có hơn 99%+ neutrino thoát ra khỏi ngôi sao ngay trong những phút đầu tiên sau khi ngôi sao bắt đầu sụp đổ.[35]
Siêu tân tinh loại Ia có được năng lượng từ phản ứng tổng hợp hạt nhân vượt giới hạn nhiệt xảy ra ở sao lùn trắng với thành phần cacbon-ôxy. Chi tiết cho sự sản sinh năng lượng mạnh mẽ vẫn chưa được hiểu đầy đủ, nhưng kết quả cuối cùng là sự phóng ra toàn bộ khối lượng của sao gốc ban đầu với động năng lớn. Khối lượng 56Ni sinh ra gần bằng 0,5 khối lượng Mặt Trời từ phản ứng tổng hợp hạt nhân silic. 56Ni là hạt nhân phóng xạ và phân rã thành 56Co theo phản ứng phân rã beta cộng (phát xạ positron với chu kỳ bán rã 6 ngày) và phát xạ tia gamma. Đến lượt 56Co tiếp tục phân rã bằng phát xạ positron với chu kỳ bán rã 77 ngày trở thành hạt nhân 56Fe ổn định. Hai quá trình này là nguồn năng lượng chính cho bức xạ điện từ của siêu tân tinh loại Ia. Kết hợp với mức độ thay đổi độ truyền qua ở lớp vật liệu phóng ra, chúng tạo ra một đường cong cường độ ánh sáng giảm cường độ nhanh chóng.[129]
Trung bình siêu tân tinh suy sụp hấp dẫn lõi có độ sáng điện từ mờ hơn so với siêu tân tinh loại Ia, nhưng tổng năng lượng giải phóng lại cao hơn rất nhiều.[35] Trong những siêu tân tinh loại này, thế năng hấp dẫn được biến đổi thành động năng làm nén và suy sụp lõi sao, ban đầu tạo ra neutrino electron từ sự phân ly của các nucleon, theo sau bởi toàn bộ neutrion nhiệt với cả ba loại hương phát ra từ lõi sao neutron siêu nóng. Các nhà vật lý thiên văn cho rằng khoảng 1% các neutrino này chứa đủ năng lượng nằm ở các lớp bên ngoài lõi sao đủ để gây ra thảm họa sụp đổ lõi, nhưng chi tiết cho quá trình này vẫn chưa được giải thích đầy đủ bằng các mô hình hiện tại.[130] Động năng và lượng niken tạo ra thấp hơn so với siêu tân tinh loại Ia và do đó độ sáng cực đại trong bước sóng khả kiến của siêu tân tinh loại II thấp hơn, nhưng năng lượng từ quá trình làm ion hóa lượng hiđrô còn lại với khối lượng bằng vài lần khối lượng Mặt Trời đóng góp vào sự giảm độ sáng chậm hơn nhiều và tạo ra giai đoạn đường cong cường độ ánh sáng đi ngang (plateau phase) trên đồ thị như ở phần lớn các siêu tân tinh suy sụp lõi.
| Siêu tân tinh | Tổng năng lượng xấp xỉ 1044 joule (foe)c | Lượng Ni giải phóng (khối lượng Mặt Trời) | Năng lượng neutrino (foe) | Động năng (foe) | Bức xạ điện từ (foe) |
|---|---|---|---|---|---|
| Loại Ia[129][131][132] | 1.5 | 0.4 – 0.8 | 0.1 | 1.3 – 1.4 | ~0.01 |
| Suy sụp lõi[133][134] | 100 | (0.01) – 1 | 100 | 1 | 0.001 – 0.01 |
| Hypernova | 100 | ~1 | 1–100 | 1–100 | ~0.1 |
| Bất ổn định cặp electron-positron[99] | 5–100 | 0.5 – 50 | low? | 1–100 | 0.01 – 0.1 |
Ở một số siêu tân tinh suy sụp lõi, vật chất rơi trở lại lỗ đen tạo thành lên hai tia tương đối tinh dẫn đến tạo ra chớp gamma năng lượng lớn trong thời gian ngắn và tiếp tục truyền năng lượng đáng kể vào khối vật chất đã được giải phóng. Đây là một trong những kịch bản giải thích sự hình thành của siêu tân tinh siêu sáng và được cho là cơ chế ở một số vụ nổ hypernova loại Ic và chớp gamma dài. Nếu chùm tia tương đối tính quá ngắn và mờ để xuyên thủng lớp vật chất bao liên sao thì kết quả có thể là một siêu tân tinh với độ sáng thấp và chớp gamma yếu.[35]
Khi một siêu tân tinh xảy ra ở bên trong một đám mây liên sao dày đặc, nó sẽ tạo ra sóng xung kích mà có thể chuyển đổi lượng lớn động năng thành bức xạ điện từ một cách hữu hiệu. Ngay cả khi năng lượng ban đầu ở mức bình thường điển hình sẽ cho siêu tân tinh có độ sáng cao và kéo dài thời gian sáng do nó không phụ thuộc vào thời gian phân rã của các vật liệu phóng xạ nữa. Cơ chế này có thể xảy ra cho siêu tân tinh loại IIn.[35]
Mặc dù siêu tân tinh bất ổn định cặp electron-positron là các siêu tân tinh suy sụp hấp dẫn lõi với đường cong cường độ ánh sáng và quang phổ tương tự như loại II-P, bản chất sau khi lõi suy sụp lại giống nhiều với vụ nổ khổng lồ của siêu tân loại Ia với phản ứng tổng hợp hạt nhân cacbon, ôxy, silic vượt giới hạn nhiệt (runaway fusion). Tổng năng lượng giải phóng ở những sự kiện có sao gốc khối lượng lớn nhất là đáng kể so với các loại siêu tân tinh suy sụp lõi khác nhưng sản phẩm neutrino tạo ra được cho là rất thấp, vì động năng và năng lượng bức xạ điện từ giải phóng rất cao. Lõi của những sao này có khối lượng lớn hơn nhiều bất kỳ một sao lùn trắng nào và lượng niken và những nguyên tố phóng xạ khác phóng ra từ vụ nổ có thể cao hơn nhiều bậc độ lớn và hệ quả cho cường độ ánh sáng khả kiến rất cao.[35]
Sơ đồ phân loại siêu tân tinh có liên hệ chặt với loại sao ở thời điểm suy sụp hấp dẫn lõi. Sự xuất hiện của mỗi loại siêu tân tinh phụ thuộc lớn vào độ kim loại và do đó là tuổi của thiên hà chủ.[35]
Siêu tân tinh loại Ia có nguồn gốc từ sao lùn trắng trong hệ đôi và xảy ra ở mọi loại thiên hà. Siêu tân tinh sụp đổ hấp dẫn lõi chỉ được tìm thấy trong các thiên hà hiện tại hoặc gần đây đang trải qua quá trình hình thành sao, vì chúng có nguồn gốc từ những ngôi sao lớn có thời gian hoạt động ngắn. Chúng chủ yếu được tìm thấy ở các thiên hà xoắn ốc loại Sc, nhưng cũng xuất hiện ở nhánh của các thiên hà xoắn ốc loại khác và ở thiên hà vô định hình, đặc biệt là thiên hà bùng nổ sao.[35]
Các loại Ib/c và II-L và phần lớn loại IIn, siêu tân tinh được cho là chỉ xảy ra từ các ngôi sao có độ kim loại gần bằng với của Mặt Trời dẫn đến sự mất khối lượng lớn từ ngôi sao nặng, do đó chúng ít phổ biến ở các thiên hà xa hơn và già hơn.[35]
Bảng dưới liệt kê các sao tiền siêu tân tinh cho các loại siêu tân tinh suy sụp hấp dẫn lõi chính và ước lượng xấp xỉ tỷ lệ quan sát chúng trong các thiên hà lân cận.
| Loại | Sao tiền siêu tân tinh | Tỷ lệ |
|---|---|---|
| Ib | WC Wolf–Rayet hoặc sao heli | 9,0% |
| Ic | WO Wolf–Rayet | 17,0% |
| II-P | Sao siêu khổng lồ | 55,5% |
| II-L | Sao siêu khổng lồ với lớp vỏ hiđrô đã cạn | 3,0% |
| IIn | Sao siêu khổng lồ trong một đám mây dày đặc chứa vật chất bị đẩy ra (như sao khổng lồ xanh biến đổi LBV) | 2,4% |
| IIb | Sao siêu khổng lồ với lớp vỏ hiđrô đã cạn gần hết (bị tước bởi sao đồng hành?) | 12,1% |
| IIpec | Sao siêu khổng lồ xanh? | 1,0% |
Có một số khó khăn trong việc tương thích giữa mô hình và quan sát tiến hóa sao dẫn đến siêu tân tinh suy sụp lõi. Các sao siêu khổng lồ đỏ được cho là sao tiền siêu tân tinh ở hầu hết các vụ nổ siêu tân tinh suy sụp lõi và chúng đã được quan sát nhưng với khối lượng và độ sáng tương đối thấp, nhỏ hơn tương ứng 18 M☉ và 100.000 L. Đa phần không phát hiện được sao tiền siêu tân tinh loại II và phải coi là tương đối mờ và có lẽ khối lượng thấp hơn. Hiện nay có đề xuất cho rằng sao siêu khổng lồ đỏ với khối lượng cao hơn sẽ không phát nổ thành siêu tân tinh, nhưng tiến triển ngược lại thành sao có nhiệt độ nóng hơn. Một vài sao tiền siêu tân tinh loại IIb đã được xác nhận và chúng là các sao siêu khổng lồ loại K và loại G và một sao siêu khổng lồ loại A.[135] Sao siêu khổng lồ vàng hoặc LBV cũng được cho là sao tiền siêu tân tinh loại IIb và hầu hết các loại siêu tân tinh loại IIb đủ gần đã chỉ ra dấu hiệu của các sao tiền siêu tân tinh.[136][137]
Chỉ cho đến vài thập kỷ trước, các sao siêu khổng lồ không được xem là sẽ phát nổ, nhưng nhờ các quan sát mà đã làm thay đổi quan điểm. Sao siêu khổng lồ xanh lam chiếm tỷ lệ cao ngoài mong đợi về số lượng các sao tiền khởi được xác nhận, một phần vì độ sáng cao của nó và dễ dàng phát hiện, trong khi chưa có một sao Wolf–Rayet từng được xác nhận.[135][138] Các mô hình đã gặp phải khó khăn trong việc giải thích cách mà sao siêu khổng lồ xanh lam mất đủ khối lượng để đạt tới suy sụp lõi mà không tiến triển sang giai đoạn tiến hóa khác. Một nghiên cứu đã chỉ ra một lộ trình có thể xảy ra đối với sao biến đổi xanh lam sáng mà tiến triển thành sao siêu khổng lồ độ sáng thấp rồi tiến tới suy sụp lõi, mà phần lớn trở thành siêu tân tinh loại IIn.[139] Một vài ví dụ cho các sao tiền khởi nóng sáng của siêu tân tinh loại IIn đã được phát hiện: SN 2005gy và SN 2010jl dường như phát nổ từ những sao khối lượng lớn và sáng, nhưng nằm ở rất xa; và SN 2009ip có sao tiền khởi với độ sáng rất cao mà dường như là một sao biến đổi xanh lam (LBV), nhưng hiện lên là siêu tân tinh bất thường mà bản chất chính xác của nó vẫn gây tranh cãi.[135]
Sao tiền siêu tân tinh loại Ib/c vẫn chưa được phát hiện và những giới hạn về độ sáng có thể của chúng thường thấp hơn so với của các sao WC.[135] Các sao WO cực kỳ hiếm và độ sáng biểu kiến tương đối mờ, do vậy khó có thể nói rằng liệu đang thiếu những sao tiền siêu tân tinh loại này hay là chúng vẫn chưa được phát hiện. Sao tiền siêu tân tinh rất sáng vẫn chưa được phát hiện chắc chắn, mặc dù nhiều siêu tân tinh đã được quan sát nằm ở gần giúp cho chụp ảnh rõ hơn những sao tiền khởi này.[140] Mô hình phân bố số lượng cho thấy các siêu tân tinh loại Ib/c đã quan sát có thể được tái tạo lại bằng tập hợp các sao với những sao khối lượng lớn và những sao đã bị mất lớp bao ngoài bởi tương tác trong hệ đôi.[106] Việc tiếp tục thiếu bằng chứng về sao tiền khởi của siêu tân tinh loại Ib và Ic có thể là do phần lớn các sao khối lượng lớn suy sụp hấp dẫn trực tiếp thành lỗ đen mà không phát sáng ra ngoài. Hầu hết những siêu tân tinh này có nguồn gốc từ các sao heli khối lượng nhỏ hơn và độ sáng yếu hơn trong hệ đôi. Một số nhỏ có thể có nguồn gốc từ các sao khối lượng lớn quay rất nhanh, mà dường như là nguồn gốc cho các sự kiện loại Ic-BL năng lượng cao và đi kèm với các chớp gamma dài.[135]
Thực đơn
Siêu_tân_tinhLiên quan
Tài liệu tham khảo
WikiPedia: Siêu_tân_tinh