Сверхновая II типа () — тип сверхновой звезды с коллапсирующим ядром, в которой в результате быстрого сжатия и последующего мощного взрыва массивной звезды происходит резкий (в 108 — 1010 раз) рост светимости звезды. Чтобы такой взрыв стал возможен, масса звезды должна превышать массу Солнца () по крайней мере в 8 раз, но не более чем в 40-50 раз. Классификация сверхновых основана на различии в их спектрах, и сверхновые типа II можно определить по характерной спектральной серии водорода. Такие сверхновые, как правило, наблюдаются в спиральных рукавах галактик и в областях Н II, но не в эллиптических галактиках.
Энергия в звёздах выделяется в результате реакций термоядерного синтеза элементов. В отличие от Солнца, большие звёзды обладают массой, необходимой для термоядерного синтеза элементов с атомной массой, большей, чем водород и гелий. Так как температура и давление внутри звезды при этом гораздо выше, жизненный цикл таких звёзд короче. Давление отталкивания электронов и энергия, генерируемая реакциями синтеза, являются достаточными для поддержания равновесия звезды, — когда эти процессы противостоят силе сжатия и удерживают звезду от коллапса. Звезда синтезирует элементы со всё более высокими массами, начиная с водорода и гелия, а затем двигаясь через периодическую таблицу до тех пор, пока не будет образовано железо и никель. Термоядерный синтез железа и никеля не даёт выхода энергии, достаточного для синтеза более тяжёлых элементов, поэтому никель и железо постепенно накапливаются в центральной зоне звезды, образуя ядро с пониженным содержанием лёгких элементов, участвующих в термоядерном синтезе. Из-за нехватки энергии снижается противодействие внешнему давлению, равновесие нарушается, и центральное ядро сжимается массой внешних оболочек звезды.
Когда масса сжатого центрального ядра превышает предел Чандрасекара (около 1,4 ), энергии отталкивания электронов уже недостаточно для противодействия гравитационному сжатию. Катастрофическая имплозия ядра происходит в течение нескольких секунд. Без противодействия схлопнувшегося внутреннего ядра, внешнее вещество коллапсирует под действием силы тяжести и достигает скорости до 23 % от скорости света, а стремительное сжатие увеличивает температуру внутреннего ядра до 100 миллиардов кельвинов. В результате начинают протекать реакции нейтронизации, образуя при этом нейтроны и нейтрино. Это вызывает быструю потерю энергии, уносимой образующимися нейтрино, высвобождая около 1046 Дж (100 foe) в десятисекундном взрыве. Коллапс внутреннего ядра останавливается нейтронным вырождением — начинает сказываться отталкивание между нуклонами атомного ядра (протонами, нейтронами), заставляя имплозию развернуться и направиться наружу. Энергии этой расширяющейся ударной волны достаточно, чтобы разрушить внешние слои звезды и увеличить их скорость, образуя взрыв сверхновой. Взрыв оказывается настолько мощным что позволяет синтезировать элементы, более тяжёлые, чем железо. В зависимости от начального размера звезды остатки ядра образуют нейтронную звезду или чёрную дыру. Из-за основного механизма образовавшаяся сверхновая звезда также называется сверхновой с коллапсирующим ядром.
Существует несколько категорий взрывов сверхновой II типа, которые классифицируются на основе полученной кривой блеска (графика блеска в зависимости от времени) после взрыва. В сверхновых типа II-L наблюдается устойчивое линейное снижение кривой блеска после взрыва, тогда как тип II-P наблюдается период более медленного снижения (плато) их кривой блеска, за которым следует нормальное снижение. Сверхновые типа Ib и Ic — это массивные звёзды с коллапсирующим ядром, которые сбросили водородную и (для типа Ic) гелиевую оболочку. В результате в их спектре отсутствуют эти элементы.
Формирование
Звёзды, гораздо более массивные, чем Солнце, эволюционируют довольно сложным образом. В ядре звезды из водорода синтезируется гелий с высвобождением тепловой энергии, которая обеспечивает давление расширяющегося газа. Это давление удерживает звезду от гравитационного коллапса или, иными словами, обеспечивает так называемое звёздное или гидростатическое равновесие. Образующийся гелий постепенно накапливается, так как температура в ядре ещё недостаточно высока для его горения и синтеза новых элементов. В конце концов водород в ядре исчерпывается, энерговыделение от его горения уменьшается и сила тяжести заставляет ядро сжиматься. Это сжатие повышает температуру достаточно для того чтобы инициировать более короткую фазу термоядерной реакции с участием гелия, на которую приходится менее 10 % общей продолжительности жизни звезды. У звёзд массой менее 8 солнечных углерод, образующийся при слиянии гелия, не вступает в реакции синтеза, и звезда постепенно остывает, становясь белым карликом. Белые карлики, если у них есть близкий спутник в виде красного гиганта, могут стать сверхновой типа Ia за счёт аккреции материи от своего соседа.
Однако более крупная звезда достаточно массивна для того, чтобы при очередном сжатии, когда исчерпывается и гелий, в ядре начал гореть углерод. Центральные области этих массивных звёзд становятся слоистыми, как лук, по мере того, как в центре накапливаются более тяжёлые атомные ядра: во внешних оболочках водород выгорает в гелий, затем следует слой гелия, превращающегося в углерод через процесс тройной гелиевой реакции и далее идут слои со всё более тяжёлыми элементами. В звезде этот процесс постоянно эволюционирует, претерпевая повторяющиеся стадии: когда термоядерный синтез очередного элемента прекращается, ядро сжимается до тех пор, пока давление и температура не станут достаточными для начала следующего этапа синтеза, останавливающего сжатие.
{| class="wikitable" |+ Этапы превращения элементов ядерным синтезом для звезды с массой в 25 солнечных !rowspan="2"| Процесс !rowspan="2"| Основное топливо !rowspan="2"| Основные продукты !colspan="3"| Звезда в 25 M |- !style="font-weight: normal"| Температура(К) !style="font-weight: normal"| Плотность(г/см3) !style="font-weight: normal"| Продолжительность |- || Горение водорода || водород || гелий | style="text-align:center;"| 7×107 | style="text-align:center;"| 10 | style="text-align:center;"| 107 лет |- || Тройная гелиевая реакция || гелий || углерод, кислород | style="text-align:center;"| 2×108 | style="text-align:center;"| 2000 | style="text-align:center;"| 106 лет |- || Горение углерода || углерод || Ne, Na, Mg, Al | style="text-align:center;"| 8×108 | style="text-align:center;"| 106 | style="text-align:center;"| 103 лет |- || Горение неона || неон || O, Mg | style="text-align:center;"| 1,6×109 | style="text-align:center;"| 107 | style="text-align:center;"| 3 года |- || Горение кислорода || кислород || Si, S, Ar, Ca | style="text-align:center;"| 1,8×109 | style="text-align:center;"| 107 | style="text-align:center;"| 0,3 года |- || Горение кремния || кремний || никель (распадается на железо) | style="text-align:center;"| 2,5×109 | style="text-align:center;"| 108 | style="text-align:center;"| 5 дней
Гравитационный коллапс ядра Фактор, ограничивающий процесс горения звезды, — это количество энергии, выделяющейся при термоядерном синтезе, которая зависит от энергии связи, удерживающей нуклоны в атомном ядре. Каждый дополнительный шаг производит всё более тяжёлые ядра, которые при синтезе выделяют всё меньше энергии. Кроме того, при ядерном горении углерода происходит значительная потеря энергии через легко покидающие звезду нейтрино, что приводит к более скоротечной реакции, чем в остальных случаях. Это продолжается до тех пор, пока не образуется никель-56, который радиоактивно распадается на кобальт-56, а затем на железо-56 в течение нескольких месяцев. Поскольку железо и никель имеют самую высокую энергию связи на нуклон среди всех элементов, энергия в звезде не может быть получена путём дальнейшего термоядерного синтеза, и никель-железное ядро растёт. Это ядро находится под огромным гравитационным давлением. Поскольку нет источника энергии для дальнейшего повышения температуры звезды, гравитационное сжатие сдерживается только давлением отталкивания электронов. В этом состоянии вещество настолько плотно, что дальнейшее уплотнение потребует, чтобы электроны занимали одни и те же энергетические уровни. Однако такая ситуация невозможна для идентичных фермионных частиц, таких как электрон, согласно принципу исключения Паули.
Когда масса ядра превышает предел Чандрасекара, составляющий примерно 1,4 M, давление отталкивания электронов больше не может сдерживать сжатие, и возникает катастрофический коллапс. Внешняя часть ядра устремляется к центру звезды со скоростью достигающей 70 000 км/с (23 % скорости света). Быстро сжимающееся ядро нагревается, излучая высокоэнергетические гамма-лучи, которые расщепляют ядра железа посредством ядерного фотоэффекта с испусканием ядер гелия и свободных нейтронов. По мере увеличения плотности ядра становится энергетически выгодной реакция нейтронизации в которой электроны и протоны сливаются через обратный бета-распад, создавая нейтроны и элементарные частицы, называемые нейтрино. Поскольку нейтрино редко взаимодействуют с нормальным веществом, они легко могут уйти из ядра, унося энергию и ускоряя коллапс, происходящий в течение миллисекунд. Когда внутренняя область отделяется от внешних слоёв звезды, некоторые из этих нейтрино поглощаются внешними слоями звезды, до конца неизученным образом начиная взрыв сверхновойВо время коллапса сила притяжения оболочки к ядру, зависящая от квадрата расстояния между объектами, очень резко падает, ввиду уменьшения геометрических размеров ядра, и приводит к выбросу оболочки, находящейся под воздействием внутренних ядерных и электромагнитных напряжений, т.е наступает момент, когда энергии отталкивания электронов и ядер становится достаточно для противодействия гравитационному сжатию. Затем, когда внешняя оболочка отлетает на некоторое расстояние, нижняя её часть, сколлапсировавшись с ядром не полностью, снова расталкивается, с ещё большей энергией, создавая вторую, более сильную ударную волну, распространяющуюся наружу, и ускоряющую первую..
Для сверхновых II типа при достижении плотности, сравнимой с плотностью атомного ядра, коллапс, в конце концов, останавливается силами отталкивания между нейтронами. Эти силы обусловлены как сильным взаимодействием так и давлением вырождения нейтронов. Когда коллапс прекращается, сжимающееся вещество расталкивается, создавая ударную волну, распространяющуюся наружу. Реакции деления атомных ядер также как и реакции захвата электронов могут уменьшить энергию выброса и затормозить волну на пробеге в 100—200 километров.
Фаза коллапса ядра настолько коротка и энергична, что вырваться могут только нейтрино. По мере того, как протоны и электроны объединяются, образуя нейтроны посредством электронного захвата, создаётся электронное нейтрино. В типичной сверхновой II типа новообразованное нейтронное ядро имеет начальную температуру около 100 миллиардов кельвинов, что в 104 раза больше температуры ядра Солнца. Большая часть этой тепловой энергии должна быть потеряна, иначе возникновение стабильной нейтронной звезды невозможно, так как нейтроны попросту «выкипают». Такая утечка энергии достигается путём дальнейшего высвобождения нейтрино. Эти «тепловые» нейтрино создаются в результате осцилляции в виде пар нейтрино-антинейтрино всех ароматов, которых в несколько раз больше нейтрино высвобожденных электронным захватом. Эти два механизма рождения нейтрино преобразуют гравитационную потенциальную энергию коллапса в десятисекундный всплеск нейтрино, высвобождая около 1046 Дж (100 foe).