Çökme merkezinde üstnova oluşumu iki ana mekanizmalardan birisidir üstnovaya , diğeri Tip la süpernova ( gibi I idi ). Karşılık gelen tayf türleri tip II , tip I b (yıldız hidrojen zarfını kaybetmişse ) veya tip I c'dir (yıldız hidrojen ve helyum zarflarını kaybetmişse ).
Bu tür süpernova , yaşamlarının sonunda büyük kütleli yıldızların (8 güneş kütlesinden ) dış katmanlarının şiddetli bir şekilde dışarı atılmasına karşılık gelir . Bu patlamadan hemen önce yıldızın en merkezi kısmı kasılır. Bu, bir nötron yıldızı veya bir kara delik oluşumu ile sonuçlanır .
Bir süpernova üretebilecek bir yıldızın maksimum kütlesinin yaklaşık 40 güneş kütlesi olduğu tahmin edilmektedir . Bu kütlenin ötesinde, yıldız bir süpernova oluşturmadan doğrudan bir kara delik oluşturmalıdır (bkz. Çöküş ).
Süpernova fenomeninden önce, büyük bir yıldız elementleri birleştirir ve nihayetinde bir demir çekirdek oluşturur . Çekirdek çöken süpernovanın kendisinin üç aşaması vardır: demir çekirdeğin nötron maddesine dönüşmesiyle birlikte çöküş, yıldızın dış katmanlarının üzerine sıçraması ve patlama.
Yıldızın ömrü çoğu yer alır ana dizinin kendi arasında yaklaşık 10% kadar hidrojen içerisine kaynaştırılır helyum . Bu noktadan sonra yıldız büzülür ve sıcaklık helyumun eriyerek karbona dönüşmesine izin verecek kadar yükselir . Helyum erime takip eder karbon erime neon, magnezyum ve oksijen, erime içine oksijen silisyum içine ve son olarak silikon demire.
Demir termonükleer olarak atıl bir elementtir, yani ne füzyonla ne de nükleer fisyonla ondan enerji elde edilemez, bunun tarafından oluşturulan yıldızın kalbi, hiçbir enerji salınımı sürece karşı çıkmadan büzülür. Bu kasılma ilerledikçe, kalbin yoğunluğu, yalnızca elektronların dejenere edici basıncı onun çökmesini önleyene kadar artar . Diğer elementler birleşmeye devam ettiğinden (özellikle silisyum demir üretmeye devam ettiğinden), demir çekirdeğin kütlesi Chandrasekhar kütlesine veya yaklaşık 1,4 güneş kütlesine ulaşır : dejenerasyon basıncı artık yerçekimini telafi etmek için yeterli değildir. Bu, çöküşün gerçekleştiği zamandır.
Demir çekirdeğin kendi üzerine çökmesi, yoğunluğunda ve sıcaklığında bir artışa yol açar, bu da elektronik yakalamaları destekler : elektronlar , nötronları ve nötrinoları oluşturmak için demir çekirdeğin protonlarıyla reaksiyona girer . Bu elektronik yakalamalar, mevcut elektronların sayısını azaltır ve dolayısıyla kalpteki elektronların dejenerasyon basıncını azaltır . Demir çekirdeğin kendi kendine yerçekimi daha sonra baskıdan daha fazla ağır basar ve bu nedenle çöküş pratikte serbest düşüştedir.
Çöküşün başlangıcında , elektron yakalamaları tarafından oluşturulan nötrinolar , enerji ve entropiyi alarak özgürce kaçarlar. Sonra, yoğunluğu 10 aşan 12 kg / 3 nötrinolar kıstırılmış başlar.
Demir çekirdeğin merkezi esas olarak nötron oluşan bir madde içine transforme edildiği zaman, yoğunluğu olan yaklaşık 10 ulaşır 17 kg / 3 .
Kalbin çökmesi nükleer kuvvet tarafından durdurulur . Gerçekten de, atom çekirdeğinin yoğunluğunun ötesinde, nükleer kuvvet çok itici hale gelir. Kalbin nükleer yoğunluğa ulaşan en iç kısmı, geri tepme başladığında birkaç kilometreye kadar uzanır. Bu iç kısma düşen malzeme artık onu sıkıştıramaz, daha sonra geri döner ve şoku oluşturur.
Şok , ışık hızının yaklaşık dörtte biri hızında hareket eder . Daha sonra merkezden ~ 100 km uzaklıkta durur, kinetik enerjisi demir çekirdeklerin ayrışması tarafından ve daha az ölçüde elektronik yakalamalar tarafından tüketilir. Genellikle şokun yeniden başlamasına neden olanın nötrinoların ısınması olduğuna inanılır.
Şok, yıldızın farklı katmanları arasında yayılır. Şok dalgasının hızı, iki eleman arasındaki her arayüzde artar. Yıldızın yüzeyine ulaştığında hızı ışık hızının yarısına ulaşabilir. İşte o zaman madde dışarı atılır ve yıldız bir süpernova olur.
Patlama sırasındaki parlaklık, ortalama bir galaksinin parlaklığına kabaca eşdeğer olan güneş parlaklığının 10 milyar katına ulaşabilir. Bununla birlikte, süpernova tarafından üretilen parlaklık, patlama sırasında salınan enerjinin sadece %0.01'ine eşdeğerdir, bunun %99'u nötrinolar olarak taşınır ve geri kalanı yıldız tarafından salınan malzemede enerji olarak %0.99'u enerji olarak taşınır .
Önceki eğitim mekanizması, ilgili spektral tipe bağlı olarak biraz değişebilir.
Kalbi çöken bir süpernovanın sonucu, yıldızın ilk kütlesine bağlı olarak değişebilir. Mevcut teorik modeller, başlangıç kütlesi 8 ila 15 güneş kütlesi arasında olan bir yıldızın, yaşamını bir nötron yıldızı olarak sonlandıracağını tahmin ediyor. 15 güneş kütlesinden, ortaya çıkan kompakt nesnenin bir nötron yıldızı mı yoksa bir kara delik mi olduğunu bilmek için yıldızın ilk kütlesinin tek başına yeterli olmadığı anlaşılıyor. 15'ten fazla güneş kütlesine sahip bazı yıldızlar nötron yıldızları, bazıları ise kara delikler oluşturur. İlk kütlenin ötesinde, belirli bir yıldızın oluşturduğu kompakt nesneyi güvenilir bir şekilde tahmin edebilecek hiçbir parametre veya parametre grubu tanımlanmadı.
: Bu makale için kaynak olarak kullanılan belge.