десно|мини|320x320пкс| Растечкиот остаток од SN 1987A, необична супер нова од типот II во Големиот Магеланов Облак. Слика на НАСА. Супернова од типот II или СНII (SNII) ― супернова која произлегува од брзата пропаст и насилната експлозија на масивна ѕвезда. Ѕвездата мора да има најмалку осум пати, но не повеќе од 40 до 50 пати, од масата на Сонцето (M☉) за да претрпи ваков тип на експлозија. Суперновите од типот II се разликуваат од другите типови на супернови по присуството на водород во нивните спектри. Тие обично се забележувани во спиралните краци на галаксиите и во подрачјето H II, но не и во елиптичните галаксии; тие претежно се составени од постари ѕвезди со мала маса, со неколку млади, многу масивни ѕвезди неопходни за да биде предизвикана супернова.
Ѕвездите создаваат енергија со јадрено соединување на елементи. За разлика од Сонцето, масивните ѕвезди ја поседуваат масата потребна за спојување на елементите кои имаат атомска маса поголема од водородот и хелиумот, иако при сè повисоки температури и притисоци, предизвикувајќи соодветно пократок животен век на ѕвездите. Притисокот на изродување на електроните и енергијата создавана од овие соединувачки реакции се доволни за да се спротивстават на силата на гравитацијата и да биде спречена пропаста на ѕвездата, одржувајќи ја ѕвездената рамнотежа. Ѕвездата спојува елементи со поголема маса, почнувајќи со водород, а потоа хелиум, напредувајќи низ периодниот систем додека не биде направено јадро од железо и никел. Спојувањето на железо или никел не произведува нето излезна енергија, така што не може да се случи понатамошно соединување, оставајќи го јадрото никел-железо да е инертно. Поради недостатокот на излезна енергија што создава надворешен топлински притисок, јадрото се собира поради гравитацијата сè додека прекриената тежина на ѕвездата не може да биде поддржана главно од притисокот на изродување на електрони.
Кога набиената маса на инертното јадро ја надминува Чандрасекаровата граница од околу , електромското изродување повеќе не е доволна за да се спротивстави на гравитациското притискање. Во рок од неколку секунди се случува катаклизмична имплозија на јадрото. Без поддршка на сега веќе имплодираното внатрешно јадро, надворешното јадро пропаѓа навнатре под гравитација и достигнува брзина до 23% од брзината на светлината, а ненадејното притискање ја зголемува температурата на внатрешното јадро до 100 милијарди келвини. Неутроните и неутрините настануваат преку обратно бетараспаѓање, ослободувајќи околу 1046 џули (100 фои) во изблик од десет секунди. Пропаста на внатрешното јадро е запрен од одбивната јадрена сила и неутронското изродување, предизвикувајќи имплозијата да се врати и да отскокнува нанадвор. Енергијата на овој проширувачки ударен бран е доволна за да го наруши прекриениот ѕвезден материјал и да го забрза за да избега од брзината, настанувајќи експлозија на супернова. Ударниот бран и крајно високата температура и притисок брзо се распаѓаат, но се присутни доволно долго за да овозможат краток период во кој се јавува производство на елементи потешки од железото. Во зависност од почетната маса на ѕвездата, остатоците од јадрото образуваат неутронска ѕвезда или црна дупка. Поради основниот механизам, добиената супернова е опишана и како супернова со пропаст на јадрото.
Постојат неколку категории на експлозии на супернова од типот II, кои се категоризирани врз основа на добиената светлинска крива - графикон на сјајност наспроти времето - по експлозијата. Суперновите од типот II-L покажуваат постојан (линеарен) пад на светлинската крива по експлозијата, додека типот II-P прикажува период на побавно опаѓање (рамнина) во неговата светлинска крива проследен со нормално распаѓање. Суперновите од типот Ib и Ic се тип на супернова со пропаст на јадрото за масивна ѕвезда што ја отфрлила својата надворешна обвивка од водород и (за тип Ic) хелиум. Како резултат на тоа, се чини дека им недостасуваат овие елементи.
Настанување десно|мини|280x280пкс| Слоевите слични на кромид, на масивна, еволуирана ѕвезда непосредно пред пропаста на јадрото. (Не е во размер) Ѕвездите многу помасивни од Сонцето се развиваат на сложени начини. Во јадрото на ѕвездата, водородот се спојува во хелиум, ослободувајќи топлинска енергија што го загрева јадрото на ѕвездата и обезбедува надворешен притисок што ги поддржува слоевите на ѕвездата против пропаст - ситуација позната како ѕвездена или хидростатичка рамнотежа. Хелиумот произведен во јадрото се собира таму. Температурите во јадрото сè уште не се доволно високи за да предизвикаат негово спојување. На крајот, како што водородот во јадрото се исцрпува, соединувањето почнува да се забавува, а гравитацијата предизвикува јадрото да се собира. Оваа контракција ја подига температурата доволно висока за да овозможи пократка фаза на соединување на хелиум, која произведува јаглерод и кислород, и сочинува помалку од 10% од вкупниот животен век на ѕвездата.
Кај ѕвездите со помала од осум сончеви маси, јаглеродот произведен со соединување на хелиум не се спојува, а ѕвездата постепено се лади и станува бело џуџе. Ако тие насоберат поголема маса од друга ѕвезда или некој друг извор, тие може да станат супернова од типот Ia. Но, многу поголема ѕвезда е доволно масивна за да продолжи соединувањето надвор од оваа точка.
Јадрата на овие масивни ѕвезди директно создаваат температури и притисоци потребни за да предизвикаат јаглеродот во јадрото да почне да се спојува кога ѕвездата се собира на крајот од фазата на согорување на хелиум. Јадрото постепено станува слоевито како кромид, бидејќи во средиштето се создаваат напредно потешки атомски јадра, со најнадворешниот слој на водороден гас, кој опкружува слој од водород кој се спојува во хелиум, опкружува слој од хелиум кој се спојува во јаглерод преку тројниот алфа-процес, околните слоеви кои се спојуваат со постепено потешки елементи. Како ѕвезда, оваа масивна еволуција, таа минува низ повторени фази каде што соединувањето во јадрото престанува, а јадрото пропаѓа додека притисокот и температурата не бидат доволни за да започне следната фаза на соединување, повторно да се запали за да се запре пропаста.
{| class="wikitable" |+ Фази на јадрено соединување со горење на јадрото за ѕвезда од 25 сончеви маси !rowspan="2"| Постапка !rowspan="2"| Главно гориво !rowspan="2"| Главни производи !colspan="3"| Ѕвезда од |- !style="font-weight: normal"| Температура(K) !style="font-weight: normal"| Густина(g/cm3) !style="font-weight: normal"| Времетраење |- || Водородно согорување || водород || хелиум | style="text-align:center;"| | style="text-align:center;"| 10 | style="text-align:center;"| |- || Троен алфа-процес || хелиум || јаглерод, кислород | style="text-align:center;"| | style="text-align:center;"| 2000 | style="text-align:center;"| |- || Јаглеродно согорување || јаглерод || Ne, Na, Mg, Al | style="text-align:center;"| | style="text-align:center;"| | style="text-align:center;"| 1000 години |- || Неонско согорување || Неон || O, Mg | style="text-align:center;"| | style="text-align:center;"| | style="text-align:center;"| 3 години |- || Кислородно согорување || кислород || Si, S, Ar, Ca | style="text-align:center;"| | style="text-align:center;"| | style="text-align:center;"| 0.3 години |- || Силициумско согорување || силициум || никел (се распаѓа во железо) | style="text-align:center;"| | style="text-align:center;"| | style="text-align:center;"| 5 денови
Пропаст на јадрото Факторот што ja ограничува оваа постапка е количината на енергија што се ослободува преку соединување, која зависи од сврзувачката енергија што ги држи заедно овие атомски јадра. Секој дополнителен чекор произведува напредно потешки јадра, кои ослободуваат постепено помалку енергија при соединување. Дополнително, од согорувањето на јаглеродот наваму, загубата на енергија преку производството на неутрино станува значителна, што доведува до повисока стапка на реакција отколку што инаку би се случила. Ова продолжува додека не е произведен никел-56, кој радиоактивно се распаѓа во кобалт-56, а потоа и железо-56 во текот на неколку месеци. Бидејќи железото и никелот имаат најголема енергија на врзување по нуклеон од сите елементи, енергијата не може да биде произведена во јадрото со соединување, а јадрото од никел-железо расте. Ова јадро е под огромен гравитациски притисок. Бидејќи не постои соединување за дополнително да биде подигната температурата на ѕвездата за да се поддржи против пропаст, таа е поддржана само од изродениот притисок на електроните. Во оваа состојба, материјата е толку густа што дополнителното набивање би барало електроните да ги имаат истите енергетски состојби. Сепак, ова е забрането за идентични честички фермион, како што е електронот - феномен наречен Паулиево начело на исклучување.
Кога масата на јадрото ја надминува Чандрасекаровата граница од околу , притисокот на изродување повеќе не може да го поддржи и следува катастрофална пропаст. Надворешниот дел од јадрото достигнува брзини до (23% од брзината на светлината) додека се урива кон средиштето на ѕвездата. Јадрото што брзо се намалува, се загрева, создавајќи високоенергетски гама-зраци кои ги разложуваат железните јадра во јадра на хелиум и слободни неутрони преку фотодезинтеграција. Како што се зголемува густината на јадрото, станува енергетски поволно за електроните и протоните да се спојат преку инверзно бета-распаѓање, создавајќи неутрони и елементарни честички наречени неутрина. Бидејќи неутрините ретко општат со нормалната материја, тие можат да избегаат од јадрото, одземајќи ја енергијата и дополнително забрзувајќи ја пропаста, кој продолжува во временска рамка од милисекунди. Како што јадрото се одвојува од надворешните слоеви на ѕвездата, некои од овие неутрина се примани од надворешните слоеви на ѕвездата, со што започнува експлозијата на суперновата.
За супернова од типот II, пропаста на крајот е запрена со краткодострелни одбивни заемодејствија меѓу неутрон и неутрон, посредувани од силното заемодејство, како и од притисокот на изродување на неутроните, со густина споредлива со онаа на атомското јадро. Кога пропаста ќе престане, материјата што паѓа повторно се враќа, создавајќи ударен бран кој се шири нанадвор. Енергијата од овој удар ги дисоцира тешките елементи во јадрото. Ова ја намалува енергијата на ударот, што може да ја запре експлозијата во надворешното јадро.
Фазата на пропаст на јадрото е толку густа и енергична што само неутрините можат да избегаат. Како што протоните и електроните се комбинираат за да образуваат неутрони со помош на зафаќање електрони, е произведувано електронско неутрино. Во вообичаена супернова од типот II, новонастанатото неутронско јадро има почетна температура од околу 100 милијарди келвини, 104 пати поголема од температурата на јадрото на Сонцето. Голем дел од оваа топлинска енергија мора да биде отфрлена за да настане стабилна неутронска ѕвезда, инаку неутроните ќе „зовријат“. Ова е постигнувано со дополнително ослободување на неутрина. Овие „топлински“ неутрина настануваат како неутрински-антинеутрински парови со сите врсти, и вкупно неколку пати повеќе од бројот на електронско зафатените неутрина. Двата механизми за производство на неутрина ја претвораат гравитациската потенцијална енергија на пропаста во експлозија на неутрино од десет секунди, ослободувајќи околу 1046 џули (100 фои).
Преку постапка која не е јасно разбрана, околу 1%, или 1044 џули (1 фое), од ослободената енергија (во облик на неутрина) повторно е примано од застојот, предизвикувајќи експлозија на супернова. Неутрините создадени од супернова биле забележани во случајот на Супернова 1987А, што ги навело астрофизичарите да заклучат дека сликата од пропаста на јадрото е во основа точна. Инструментите Камиоканде II и Ирвинско-мичигенски-брукхејвенскиот забележувач засновани на вода, откриле антинеутрина од топлинско потекло, додека инструментот Баксан заснован на галиум-71, открил неутрина (лептонски број = 1) од топлинско потекло или со потекло од електронско зафаќање.