टाइप II सुपरनोवा

एक प्रकार II सुपरनोवा (बहुवचन: सुपरनोवा या सुपरनोवा) एक विशाल तारे के तेजी से पतन और हिंसक विस्फोट का परिणाम है। इस प्रकार के विस्फोट से गुजरने के लिए एक तारे के पास सूर्य के द्रव्यमान का कम से कम 8 गुना, लेकिन 40 से 50 गुना से अधिक नहीं होना चाहिए। टाइप II सुपरनोवा को उनके स्पेक्ट्रम में हाइड्रोजन की उपस्थिति से अन्य प्रकार के सुपरनोवा से अलग किया जाता है। वे आमतौर पर आकाशगंगाओं की सर्पिल भुजाओं और H II क्षेत्रों में देखे जाते हैं, लेकिन अण्डाकार आकाशगंगाओं में नहीं, वे आम तौर पर पुराने, कम-द्रव्यमान वाले सितारों से बने होते हैं, जिनमें से कुछ नए, बहुत बड़े सितारों के साथ सुपरनोवा पैदा करने के लिए आवश्यक होते हैं।

तारे तत्वों के नाभिकीय संलयन से ऊर्जा उत्पन्न करते हैं। सूर्य के विपरीत, बड़े सितारों में तत्वों को फ्यूज करने के लिए आवश्यक द्रव्यमान होता है, जिसका परमाणु द्रव्यमान हाइड्रोजन और हीलियम से अधिक होता है, यद्यपि उच्च तापमान और दबावों पर, तदनुसार कम तारकीय जीवन काल होता है। इन संलयन प्रतिक्रियाओं द्वारा उत्पन्न इलेक्ट्रॉनों का अध: पतन दबाव और ऊर्जा गुरुत्वाकर्षण बल का मुकाबला करने और तारकीय संतुलन को बनाए रखने के लिए तारे को ढहने से रोकने के लिए पर्याप्त हैं। तारा तेजी से उच्च द्रव्यमान वाले तत्वों को फ्यूज करता है, जो हाइड्रोजन और फिर हीलियम से शुरू होता है, आवर्त सारणी के माध्यम से तब तक बढ़ता है जब तक कि लोहे और निकल का उत्पादन नहीं हो जाता। लोहे या निकल के संलयन से कोई शुद्ध ऊर्जा उत्पादन नहीं होता है, इसलिए आगे कोई संलयन नहीं हो सकता है, जिससे निकल-लौह कोर निष्क्रिय हो जाता है। बाहरी तापीय दबाव पैदा करने वाले ऊर्जा उत्पादन की कमी के कारण, गुरुत्वाकर्षण के कारण मुख्य अनुबंध तब तक होता है जब तक कि तारे के अत्यधिक वजन को बड़े पैमाने पर इलेक्ट्रॉन अध: पतन दबाव द्वारा समर्थित नहीं किया जा सकता।

जब निष्क्रिय कोर का संकुचित द्रव्यमान लगभग की चंद्रशेखर सीमा से अधिक हो जाता है, तो गुरुत्वाकर्षण संपीड़न का मुकाबला करने के लिए इलेक्ट्रॉन अध: पतन पर्याप्त नहीं रह जाता है। सेकंड के भीतर कोर का एक प्रलयकारी अंतःस्फोट होता है। अब फटे आंतरिक कोर के समर्थन के बिना, बाहरी कोर गुरुत्वाकर्षण के तहत अंदर की ओर ढह जाता है और प्रकाश की गति के 23% तक के वेग तक पहुँच जाता है, और अचानक संपीड़न से आंतरिक कोर का तापमान 100 बिलियन केल्विन तक बढ़ जाता है। उल्टे बीटा-क्षय के माध्यम से न्यूट्रॉन और न्युट्रीनो बनते हैं, जो दस सेकंड के फटने में लगभग 1046 जूल (100 फ़ो) छोड़ते हैं। आंतरिक कोर के पतन को न्यूट्रॉन अध: पतन द्वारा रोक दिया जाता है, जिससे अंतःस्फोट प्रतिक्षेपित होता है और बाहर की ओर उछलता है। इस विस्तारित सदमे की लहर की ऊर्जा अतिव्यापी तारकीय सामग्री को बाधित करने और वेग से बचने के लिए इसे तेज करने के लिए पर्याप्त है, जिससे सुपरनोवा विस्फोट होता है। शॉक वेव और अत्यधिक उच्च तापमान और दबाव तेजी से समाप्त हो जाते हैं लेकिन लंबे समय तक मौजूद रहते हैं जिससे एक संक्षिप्त अवधि के लिए अनुमति मिलती है जिसके दौरान लोहे से भारी तत्वों का उत्पादन होता है। तारे के प्रारंभिक द्रव्यमान के आधार पर, कोर के अवशेष न्यूट्रॉन स्टार या ब्लैक होल बनाते हैं। अंतर्निहित तंत्र के कारण, परिणामी सुपरनोवा को कोर-पतन सुपरनोवा के रूप में भी वर्णित किया जाता है।

टाइप II सुपरनोवा विस्फोटों की कई श्रेणियां मौजूद हैं, जिन्हें परिणामी प्रकाश वक्र के आधार पर वर्गीकृत किया गया है - विस्फोट के बाद चमकदारता बनाम समय का एक ग्राफ। टाइप II-L सुपरनोवा विस्फोट के बाद प्रकाश वक्र की एक स्थिर (रैखिक) गिरावट दिखाते हैं, जबकि टाइप II-P सामान्य क्षय के बाद उनके प्रकाश वक्र में धीमी गिरावट (एक पठार) की अवधि प्रदर्शित करते हैं। टाइप आईबी और आईसी सुपरनोवा एक विशाल तारे के लिए एक प्रकार का कोर-पतन सुपरनोवा है जिसने हाइड्रोजन के अपने बाहरी लिफाफे और (टाइप आईसी के लिए) हीलियम को बहाया है। नतीजतन, उनमें इन तत्वों की कमी दिखाई देती है।

गठन
सूर्य से कहीं अधिक विशाल तारे जटिल तरीकों से विकसित होते हैं। तारे के केंद्र में, हाइड्रोजन को हीलियम में जोड़ा जाता है, जो तापीय ऊर्जा को मुक्त करता है जो तारे के कोर को गर्म करता है और बाहरी दबाव प्रदान करता है जो तारे की परतों को ढहने से रोकता है - ऐसी स्थिति जिसे तारकीय या हाइड्रोस्टेटिक संतुलन के रूप में जाना जाता है। कोर में निर्मित हीलियम वहां जमा हो जाती है। कोर में तापमान अभी इतना अधिक नहीं है कि यह फ्यूज हो जाए। आखिरकार, जैसे ही कोर में हाइड्रोजन समाप्त हो जाती है, संलयन धीमा होने लगता है, और गुरुत्वाकर्षण के कारण कोर सिकुड़ जाता है। यह संकुचन हीलियम संलयन के एक छोटे चरण की अनुमति देने के लिए तापमान को काफी अधिक बढ़ा देता है, जो कार्बन और ऑक्सीजन का उत्पादन करता है, और स्टार के कुल जीवनकाल के 10% से कम के लिए खाता है।

आठ से कम सौर द्रव्यमान वाले सितारों में, हीलियम संलयन द्वारा उत्पादित कार्बन फ्यूज नहीं होता है, और तारा धीरे-धीरे ठंडा होकर सफेद बौना बन जाता है। यदि वे किसी अन्य तारे या किसी अन्य स्रोत से अधिक द्रव्यमान जमा करते हैं, तो वे टाइप Ia सुपरनोवा बन सकते हैं। लेकिन इस बिंदु से परे संलयन जारी रखने के लिए एक बहुत बड़ा तारा काफी बड़ा है।

इन बड़े सितारों के कोर सीधे तापमान और दबाव पैदा करते हैं, जिससे कोर में कार्बन फ्यूज होना शुरू हो जाता है, जब स्टार हीलियम-बर्निंग स्टेज के अंत में सिकुड़ता है। कोर धीरे-धीरे एक प्याज की तरह स्तरित हो जाता है, क्योंकि केंद्र में उत्तरोत्तर भारी परमाणु नाभिक का निर्माण होता है, हाइड्रोजन गैस की सबसे बाहरी परत के साथ, हाइड्रोजन की एक परत के चारों ओर हीलियम में फ्यूज़िंग, हीलियम की एक परत के आसपास ट्रिपल-अल्फा प्रक्रिया के माध्यम से कार्बन में फ़्यूज़िंग होती है। प्रक्रिया, आसपास की परतें जो उत्तरोत्तर भारी तत्वों को फ्यूज करती हैं। एक तारे के रूप में यह द्रव्यमान विकसित होता है, यह बार-बार चरणों से गुजरता है जहां कोर में संलयन बंद हो जाता है, और कोर तब तक ढह जाता है जब तक कि दबाव और तापमान संलयन के अगले चरण को शुरू करने के लिए पर्याप्त नहीं हो जाते हैं, पतन को रोकने के लिए शासन करते हैं।


 * {| class="wikitable"

! rowspan="2" | Process ! rowspan="2" | Main fuel ! rowspan="2" | Main products ! colspan="3" | star ! style="font-weight: normal" | Temperature (K) ! style="font-weight: normal" | Density (g/cm3) ! style="font-weight: normal" | Duration
 * + 25-सौर द्रव्यमान वाले तारे के लिए कोर-बर्निंग परमाणु संलयन चरण
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कोर पतन
इस प्रक्रिया को सीमित करने वाला कारक संलयन के माध्यम से जारी ऊर्जा की मात्रा है, जो इन परमाणु नाभिकों को एक साथ रखने वाली बाध्यकारी ऊर्जा पर निर्भर है। प्रत्येक अतिरिक्त कदम उत्तरोत्तर भारी नाभिक पैदा करता है, जो फ्यूज़ होने पर उत्तरोत्तर कम ऊर्जा छोड़ता है। इसके अलावा, कार्बन-बर्निंग प्रक्रिया से | कार्बन जलाने की प्रक्रिया, न्यूट्रिनो उत्पादन के माध्यम से ऊर्जा की हानि महत्वपूर्ण हो जाती है, जिससे प्रतिक्रिया की उच्च दर हो जाती है, अन्यथा नहीं। यह तब तक जारी रहता है जब तक सिलिकॉन जलने की प्रक्रिया | निकल-56 का उत्पादन नहीं हो जाता है, जो कुछ महीनों के दौरान कोबाल्ट|कोबाल्ट-56 और फिर आयरन|आयरन-56 में रेडियोधर्मी रूप से क्षय हो जाता है। लोहे और निकेल में सभी तत्वों की प्रति न्यूक्लिऑन उच्चतम बाध्यकारी ऊर्जा होती है, नाभिक में संलयन द्वारा ऊर्जा का उत्पादन नहीं किया जा सकता है, और निकल-लौह कोर बढ़ता है। यह कोर भारी गुरुत्वाकर्षण दबाव में है। चूंकि तारे के पतन के खिलाफ समर्थन करने के लिए तारे के तापमान को और बढ़ाने के लिए कोई संलयन नहीं है, यह केवल इलेक्ट्रॉनों के अध: पतन दबाव द्वारा समर्थित है। इस अवस्था में, पदार्थ इतना सघन होता है कि आगे संघनन के लिए समान ऊर्जा स्तर पर कब्जा करने के लिए इलेक्ट्रॉनों की आवश्यकता होगी। हालांकि, यह समान फर्मियन कणों के लिए वर्जित है, जैसे कि इलेक्ट्रॉन - एक घटना जिसे पाउली अपवर्जन सिद्धांत कहा जाता है।

जब कोर का द्रव्यमान चंद्रशेखर की सीमा से लगभग अधिक हो जाता है, अध: पतन का दबाव अब इसका समर्थन नहीं कर सकता है, और विपत्तिपूर्ण पतन होता है। कोर का बाहरी भाग तक के वेग तक पहुँचता है ⇭⇭⇭ (प्रकाश की गति का 23%) जब यह तारे के केंद्र की ओर गिरता है।

 तेजी से सिकुड़ने वाला कोर गर्म होता है, उच्च-ऊर्जा गामा किरणों का उत्पादन करता है जो लोहे के परमाणु नाभिक को हीलियम नाभिक और मुक्त न्यूट्रॉन में photodisintegration के माध्यम से विघटित करता है। जैसे-जैसे कोर का घनत्व बढ़ता है, यह इलेक्ट्रॉनों और प्रोटॉन के लिए व्युत्क्रम बीटा क्षय के माध्यम से विलय करने के लिए ऊर्जावान रूप से अनुकूल हो जाता है, न्यूट्रॉन और न्यूट्रिनो नामक प्राथमिक कणों का उत्पादन करता है। क्योंकि न्यूट्रिनो शायद ही कभी सामान्य पदार्थ के साथ बातचीत करते हैं, वे कोर से बच सकते हैं, ऊर्जा को दूर कर सकते हैं और पतन को और तेज कर सकते हैं, जो कि मिलीसेकंड के समय से आगे बढ़ता है। जैसे ही कोर तारे की बाहरी परतों से अलग होता है, इनमें से कुछ न्यूट्रिनो तारे की बाहरी परतों द्वारा अवशोषित हो जाते हैं, जिससे सुपरनोवा विस्फोट शुरू हो जाता है। Re f चाटना = हयाकावा> 

टाइप II सुपरनोवा के लिए, पतन अंततः कम दूरी के प्रतिकारक न्यूट्रॉन-न्यूट्रॉन इंटरैक्शन, मजबूत बल द्वारा मध्यस्थता के साथ-साथ परमाणु नाभिक के बराबर घनत्व पर न्यूट्रॉन के अध: पतन दबाव द्वारा रोका जाता है। जब ढहना बंद हो जाता है, तो गिरने वाला पदार्थ उछलता है, जिससे शॉक वेव पैदा होती है जो बाहर की ओर फैलती है। इस झटके की ऊर्जा कोर के भीतर भारी तत्वों को अलग कर देती है। यह झटके की ऊर्जा को कम करता है, जो बाहरी कोर के भीतर विस्फोट को रोक सकता है।

कोर पतन चरण इतना घना और ऊर्जावान होता है कि केवल न्यूट्रिनो ही बच पाते हैं। जैसा कि प्रोटॉन और इलेक्ट्रॉन इलेक्ट्रॉन कैप्चर के माध्यम से न्यूट्रॉन बनाने के लिए गठबंधन करते हैं, एक इलेक्ट्रॉन न्यूट्रिनो का उत्पादन होता है। एक विशिष्ट टाइप II सुपरनोवा में, नवगठित न्यूट्रॉन कोर का प्रारंभिक तापमान लगभग 100 बिलियन केल्विन होता है, 10सूर्य के केंद्र के तापमान का 4 गुना। एक स्थिर न्यूट्रॉन तारे के निर्माण के लिए इस तापीय ऊर्जा का अधिकांश भाग बहाया जाना चाहिए, अन्यथा न्यूट्रॉन उबल जाएंगे। यह न्यूट्रिनो के एक और रिलीज द्वारा पूरा किया जाता है। ये 'थर्मल' न्यूट्रिनो सभी न्यूट्रिनो दोलनों के न्यूट्रिनो-एंटीन्यूट्रिनो जोड़े के रूप में बनते हैं, और इलेक्ट्रॉन-कैप्चर न्यूट्रिनो की संख्या से कई गुना अधिक होते हैं। दो न्यूट्रिनो उत्पादन तंत्र पतन की गुरुत्वाकर्षण ऊर्जा को दस सेकंड के न्यूट्रिनो विस्फोट में परिवर्तित करते हैं, जिससे लगभग 10 न्यूट्रिनो निकलते हैं।46 जूल (100 foe (यूनिट))।

एक ऐसी प्रक्रिया के माध्यम से जो स्पष्ट रूप से समझ में नहीं आती है, लगभग 1% या 1044 जूल (1 foe), छोड़ी गई ऊर्जा (सुपरनोवा न्यूट्रिनो के रूप में) रुके हुए झटके से पुन: अवशोषित हो जाती है, जिससे सुपरनोवा विस्फोट होता है। सुपरनोवा 1987ए के मामले में सुपरनोवा न्यूट्रिनो देखे गए, प्रमुख खगोल भौतिकीविदों ने निष्कर्ष निकाला कि कोर पतन की तस्वीर मूल रूप से सही है। पानी आधारित कामिओका वेधशाला और इरविन-मिशिगन-ब्रुकहैवन (डिटेक्टर) उपकरणों ने तापीय मूल के एंटीन्यूट्रिनो का पता लगाया, जबकि गैलियम-71-आधारित बाकसन न्यूट्रिनो वेधशाला इंस्ट्रूमेंट ने थर्मल या इलेक्ट्रॉन-कैप्चर मूल के न्यूट्रिनो (लेपटन संख्या = 1) का पता लगाया।



जब पूर्वज तारा लगभग नीचे होता है - विस्फोट की ताकत और वापस गिरने वाली सामग्री की मात्रा के आधार पर - एक कोर पतन का पतित अवशेष एक न्यूट्रॉन स्टार है। इस द्रव्यमान के ऊपर, अवशेष ब्लैक होल बनाने के लिए ढह जाते हैं। इस प्रकार के कोर पतन परिदृश्य के लिए सैद्धांतिक सीमित द्रव्यमान लगभग है. माना जाता है कि उस द्रव्यमान के ऊपर, एक तारा सुपरनोवा विस्फोट किए बिना सीधे एक ब्लैक होल में गिर जाता है, हालांकि सुपरनोवा पतन के मॉडल में अनिश्चितताएं इन सीमाओं की गणना को अनिश्चित बनाती हैं।

सैद्धांतिक मॉडल
कण भौतिकी का मानक मॉडल एक सिद्धांत है जो सभी पदार्थों को बनाने वाले प्राथमिक कणों के बीच चार ज्ञात मूलभूत अंतःक्रियाओं में से तीन का वर्णन करता है। यह सिद्धांत भविष्यवाणी करने की अनुमति देता है कि कण कई परिस्थितियों में कैसे बातचीत करेंगे। एक सुपरनोवा में प्रति कण ऊर्जा आमतौर पर 1-150 picojoule (दसियों से सैकड़ों MeV) होती है। एक सुपरनोवा में शामिल प्रति-कण ऊर्जा इतनी कम होती है कि कण भौतिकी के मानक मॉडल से प्राप्त भविष्यवाणियां मूल रूप से सही होने की संभावना होती है। लेकिन उच्च घनत्व के लिए मानक मॉडल में सुधार की आवश्यकता हो सकती है।  विशेष रूप से, पृथ्वी-आधारित कण त्वरक सुपरनोवा में पाए जाने वाले कणों की तुलना में बहुत अधिक ऊर्जा वाले कण इंटरैक्शन उत्पन्न कर सकते हैं, रेफरी> लेकिन इन प्रयोगों में अलग-अलग कणों को अलग-अलग कणों के साथ बातचीत करना शामिल है, और यह संभावना है कि सुपरनोवा के भीतर उच्च घनत्व उपन्यास प्रभाव पैदा करेगा। सुपरनोवा में न्यूट्रिनो और अन्य कणों के बीच परस्पर क्रिया कमजोर परमाणु बल के साथ होती है, जिसे अच्छी तरह से समझा जाता है। हालांकि, प्रोटॉन और न्यूट्रॉन के बीच की बातचीत में मजबूत परमाणु बल शामिल होता है, जिसे बहुत कम समझा जाता है। रेफरी>

टाइप II सुपरनोवा के साथ प्रमुख अनसुलझी समस्या यह है कि यह समझ में नहीं आता है कि न्यूट्रिनो के फटने से शॉक वेव उत्पन्न करने वाले शेष तारे में अपनी ऊर्जा कैसे स्थानांतरित होती है जिसके कारण तारे में विस्फोट होता है। उपरोक्त चर्चा से, विस्फोट उत्पन्न करने के लिए केवल एक प्रतिशत ऊर्जा को स्थानांतरित करने की आवश्यकता होती है, लेकिन यह समझाना कि एक प्रतिशत स्थानांतरण कैसे होता है, अत्यंत कठिन साबित हुआ है, भले ही इसमें शामिल कणों की बातचीत को अच्छी तरह से समझा जाता है। 1990 के दशक में, ऐसा करने के लिए एक मॉडल में संवहन पलटना शामिल था, जो बताता है कि संवहन, या तो नीचे से न्यूट्रिनो से, या ऊपर से गिरने वाले पदार्थ से, पूर्वज तारे को नष्ट करने की प्रक्रिया को पूरा करता है। इस विस्फोट के दौरान न्यूट्रॉन कैप्चर द्वारा लोहे की तुलना में भारी तत्व बनते हैं, और न्यूट्रिनोस्फियर की सीमा में न्यूट्रिनो के दबाव से, आस-पास के स्थान को गैस और धूल के बादल से सींचते हैं जो सामग्री की तुलना में भारी तत्वों में समृद्ध होता है। स्टार मूल रूप से बना।

मानक मॉडल द्वारा प्रतिरूपित कमजोर अंतःक्रिया इस प्रक्रिया को समझने के लिए महत्वपूर्ण है। जांच का अन्य महत्वपूर्ण क्षेत्र प्लाज्मा का जल-गत्यात्मकता है जो मरने वाले सितारे को बनाता है; कोर पतन के दौरान यह कैसे व्यवहार करता है यह निर्धारित करता है कि Shockwave कब और कैसे बनती है और यह कब और कैसे रुकती है और पुन: सक्रिय होती है। वास्तव में, कुछ सैद्धांतिक मॉडलों में स्टेल्ड शॉक में एक हाइड्रोडायनेमिकल अस्थिरता शामिल है जिसे स्थायी अभिवृद्धि शॉक अस्थिरता (एसएएसआई) के रूप में जाना जाता है। यह अस्थिरता गैर-गोलाकार गड़बड़ी के परिणाम के रूप में आती है, जिससे रुके हुए झटके को विकृत किया जाता है। रुके हुए झटके को फिर से सक्रिय करने के लिए कंप्यूटर सिमुलेशन में एसएएसआई का उपयोग अक्सर न्यूट्रिनो सिद्धांतों के साथ मिलकर किया जाता है। झटके बनने पर टाइप II सुपरनोवा के व्यवहार की गणना करने में कंप्यूटर मॉडल बहुत सफल रहे हैं। विस्फोट के पहले सेकंड की अनदेखी करके, और यह मानते हुए कि एक विस्फोट शुरू हो गया है, खगोल वैज्ञानिक सुपरनोवा द्वारा उत्पादित तत्वों और सुपरनोवा से अपेक्षित प्रकाश वक्र के बारे में विस्तृत भविष्यवाणी करने में सक्षम हैं।

प्रकार II-L और प्रकार II-P सुपरनोवा
के लिए प्रकाश वक्र जब टाइप II सुपरनोवा के तारकीय स्पेक्ट्रम की जांच की जाती है, तो यह सामान्य रूप से बामर श्रृंखला प्रदर्शित करता है - विशेषता आवृत्ति पर कम प्रवाह जहां हाइड्रोजन परमाणु ऊर्जा को अवशोषित करते हैं। इन पंक्तियों की उपस्थिति का उपयोग सुपरनोवा की इस श्रेणी को टाइप Ia सुपरनोवा से अलग करने के लिए किया जाता है। टाइप I सुपरनोवा।

जब टाइप II सुपरनोवा की चमक को एक निश्चित समयावधि में प्लॉट किया जाता है, तो यह विशिष्ट रूप से चरम चमक तक बढ़ जाता है जिसके बाद गिरावट आती है। इन प्रकाश वक्रों की औसत क्षय दर 0.008 पूर्ण परिमाण प्रति दिन है; प्रकार Ia सुपरनोवा की क्षय दर से बहुत कम। प्रकाश वक्र के आकार के आधार पर प्रकार II को दो वर्गों में विभाजित किया गया है। टाइप II-एल सुपरनोवा के लिए प्रकाश वक्र चरम चमक के बाद एक स्थिर (रैखिक) गिरावट दिखाता है। इसके विपरीत, टाइप II-पी सुपरनोवा के प्रकाश वक्र में गिरावट के दौरान एक विशिष्ट सपाट खिंचाव (जिसे पठार कहा जाता है) होता है; एक ऐसी अवधि का प्रतिनिधित्व करना जहां चमक धीमी गति से कम हो जाती है। टाइप II-पी के लिए प्रति दिन 0.0075 परिमाण पर शुद्ध चमक क्षय दर कम है, जबकि टाइप II-एल के लिए प्रति दिन 0.012 परिमाण है।



माना जाता है कि टाइप II-एल सुपरनोवा के मामले में, प्रकाश वक्रों के आकार में अंतर पूर्वज तारे के अधिकांश हाइड्रोजन आवरण के निष्कासन के कारण होता है। टाइप II-पी सुपरनोवा में पठार चरण बाहरी परत की अपारदर्शिता (ऑप्टिक्स) में बदलाव के कारण होता है। शॉक वेव बाहरी लिफाफे में हाइड्रोजन को आयनित करती है - हाइड्रोजन परमाणु से इलेक्ट्रॉन को अलग करती है - जिसके परिणामस्वरूप अपारदर्शिता (ऑप्टिक्स) में उल्लेखनीय वृद्धि होती है। यह फोटॉन को विस्फोट के अंदरूनी हिस्सों से निकलने से रोकता है। जब हाइड्रोजन पुनर्संयोजन के लिए पर्याप्त रूप से ठंडा हो जाता है, तो बाहरी परत पारदर्शी हो जाती है।

टाइप II सुपरनोवा में
एन संकीर्ण को दर्शाता है, जो स्पेक्ट्रा में संकीर्ण या मध्यवर्ती चौड़ाई हाइड्रोजन उत्सर्जन लाइनों की उपस्थिति को इंगित करता है। मध्यवर्ती चौड़ाई के मामले में, विस्फोट से निकलने वाला इजेक्टा तारे के चारों ओर गैस के साथ दृढ़ता से बातचीत कर सकता है - परिस्थितिजन्य माध्यम। प्रेक्षण संबंधी गुणों की व्याख्या करने के लिए अनुमानित परिस्थितितारकीय घनत्व मानक तारकीय विकास सिद्धांत की अपेक्षा से कहीं अधिक है। आमतौर पर यह माना जाता है कि उच्च परिस्थिति-तारकीय घनत्व टाइप II प्रजनकों की उच्च द्रव्यमान-हानि दर के कारण होता है। अनुमानित द्रव्यमान-हानि दर आमतौर पर इससे अधिक होती है  प्रति वर्ष। संकेत हैं कि वे विस्फोट से पहले बड़े पैमाने पर नुकसान के साथ चमकदार नीले चर के समान सितारों के रूप में उत्पन्न होते हैं। एसएन 1998एस और एसएन 2005जीएल सुपरनोवा में टाइप II के उदाहरण हैं; एसएन 2006जीवाई, एक अत्यंत ऊर्जावान सुपरनोवा, एक अन्य उदाहरण हो सकता है।

टाइप IIb सुपरनोवा
टाइप IIb सुपरनोवा के शुरुआती स्पेक्ट्रम में एक कमजोर हाइड्रोजन लाइन होती है, यही वजह है कि इसे टाइप II के रूप में वर्गीकृत किया जाता है। हालांकि, बाद में एच उत्सर्जन का पता नहीं लगाया जा सकता था, और प्रकाश वक्र में एक दूसरा शिखर भी होता है जिसमें एक स्पेक्ट्रम होता है जो एक टाइप आईबी और आईसी सुपरनोवा के अधिक निकट होता है। टाइप आईबी सुपरनोवा। पूर्वज एक विशाल तारा हो सकता था जिसने अपनी अधिकांश बाहरी परतों को निष्कासित कर दिया था, या एक जिसने बाइनरी सिस्टम में एक साथी के साथ बातचीत के कारण अपने अधिकांश हाइड्रोजन लिफाफे को खो दिया था, जो लगभग पूरी तरह से हीलियम से युक्त कोर को पीछे छोड़ गया था। जैसे-जैसे टाइप IIb का इजेक्टा फैलता है, हाइड्रोजन परत जल्दी से ऑप्टिकल मोटाई बन जाती है और गहरी परतों को प्रकट करती है। प्रकार IIb सुपरनोवा का उत्कृष्ट उदाहरण एसएन 1993जे है, जबकि एक अन्य उदाहरण कैसिओपिया ए है। IIb क्लास को पहली बार (सैद्धांतिक अवधारणा के रूप में) वूस्ली एट अल द्वारा पेश किया गया था। 1987 में, और कक्षा को जल्द ही SN 1987K पर लागू कर दिया गया और एसएन 1993जे। <!--

Hypernovae
Hypernovae are a rare type of supernova substantially more luminous and energetic than standard supernovae. Hypernovae are produced by more than one type of event: relativistic jets during formation of a black hole from fallback of material onto the neutron star core, the collapsar model; interaction with a dense envelope of circumstellar material, the CSM model; the highest mass pair instability supernovae; possibly others such as binary and quark star model.

Stars with initial masses between about 25 and 90 times the sun develop cores large enough that after a supernova explosion, some material will fall back onto the neutron star core and create a black hole. In many cases this reduces the luminosity of the supernova, and above the star collapses directly into a black hole without a supernova explosion. However, if the progenitor is spinning quickly enough, the infalling material generates relativistic jets that emit more energy than the original explosion. They may also be seen directly if beamed towards us, giving the impression of an even more luminous object. In some cases these can produce gamma-ray bursts, although not all gamma-ray bursts are from supernovae.

In some cases a type II supernova occurs when the star is surrounded by a very dense cloud of material, most likely expelled during luminous blue variable eruptions. This material is shocked by the explosion and becomes more luminous than a standard supernova. It is likely that there is a range of luminosities for these type IIn supernovae with only the brightest qualifying as a hypernova.

Pair instability supernovae occur when an oxygen core in an extremely massive star becomes hot enough that gamma rays spontaneously produce electron-positron pairs. This causes the core to collapse, but where the collapse of an iron core causes endothermic fusion to heavier elements, the collapse of an oxygen core creates runaway exothermic fusion which completely unbinds the star. The total energy emitted depends on the initial mass, with much of the core being converted to nickel-56 and ejected which then powers the supernova for many months. At the lower end stars of about produce supernovae that are long-lived but otherwise typical, while the highest mass stars of around  produce supernovae that are extremely luminous and also very long lived; hypernovae. More massive stars die by photodisintegration. Only population III stars, with very low metallicity, can reach this stage. Stars with more heavy elements are more opaque and blow away their outer layers until they are small enough to explode as a normal type Ibc supernova. It is thought that even in our own galaxy, mergers of old low metallicity stars may form massive stars capable of creating a pair instability supernova. -->

यह भी देखें

 * सुपरनोवा अवलोकन का इतिहास
 * सुपरनोवा अवशेष