Supernova
En supernova är den våldsamma och otroligt ljusstarka slutfasen i en massiv stjärnas liv och kan resultera i en neutronstjärna, svart hål eller i vissa fall att stjärnan heltenkelt spränger sig själv i bitar och inte lämnar någon massiv rest efter sig. Supernovor delas upp i två huvudtyper med undergrupper typ I vilka saknar linjer från väte och typ II vilka har dessa linjer. De olika typerna av supernovor kan även ha olika mekanismer bakom explosionen (typ Ia jämfört med Ib,c samt typ II).
Typ Ia
Dessa supernovor antas komma från en vit dvärg som samlar på sig materia från en närliggande stjärna vilket leder till att tryck och temperatur i dess kärna ökar tills dess att stjärnans kärna kan börja fusionera kol detta leder till att en markant del av stjärnans massa inom ett fåtal sekunder fusionerar och släpper ut ofantliga mängder energi (1-2)*10^44J vilket leder till att dessa supernovor håller en relativt jämn ljusstyrka med en absolut magnitud av -19,3 Typ Ia har normalt en karakteristisk absorbtionslinje från joniserat kisel vid 615nm och saknar linjer från väte.
Typ Ib och Ic
Dessa supernovor härrör från massiva stjärnor som genom en kraftig solvind har förlorat större delen av sina yttre lager av väte och för Ic även helium. När kärnorna i centrum av stjärnorna inte längre kan generera energi genom fusion av väte kommer fusionsprocesserna att "flytta utåt" och ske i ett lager runt kärnan, när kärnan når tillräckligt tryck och temperatur kommer det helium den består av att börja fusionera, denna process upprepas tills dess att det sista fusionssteget som genererar Nickel-56 (som radioaktivt sönderfaller till Järn-56) startar, detta sista steg tar enbart ett par dagar varefter ytterligare fusion inte längre kan producera energi för att hålla stjärnan i jämvikt. när kärnans massa når Chandrasekhar gränsen (1,38 solmassor) kan degenerationstrycket från elektronerna i kärnan inte längre hindra kärnan från att kollapsa ytterligare. när detta sker kommer en antas en extremt het (100*10^9K) neutronstjärna bildas, denna kommer dock att förlora det mesta av sin termiska energi mycket fort genom att bilda otroliga mängder neutrinos. Den nybildade neutronstjärnan kollapsar till ungefär 30 km diameter där vidare kollaps stoppas av neutrondegenerationstryck. Detta leder till att den infallande massan som inte inngår i neutronstjärnan kommer att plötsligt stoppas i sitt fall mot centrum och börjar studsa tillbaks utåt denna energi tillsammans med trycket från de otroliga mängderna alstrade neutrinos som absorberas i stjärnan är dock inte tillräcklig för aat "spränga stjärnan i småbitar" som vi tydligt ser, den exakta mekanismen som åstadkommer detta är inte fullt känd men rotation, magnetfält och chockvågor ingår i de modeller som dagens forskning inriktar sig på.
Typ II
Dessa supernovor har en kollapsmekanik som motsvarar den hos typ Ib/c supernovor med skillnaden att dessa stjärnor inte har blåst bort sina yttre lager av Väte
