Supernoba: berrikuspenen arteko aldeak

Nukleoaren kolapsoa mekanismo ezberdinek eragin dezakete: [[elektroi-harrapaketa]]; [[Chandrasekharren muga]] gainditzea; [[Bikote-ezegonkortasun supernoba|bikote-ezegonkortasuna]]; edo [[fotodesintegrazio]]a.<ref name=":6">{{Erreferentzia|izena=A.|abizena=Heger|izenburua=How Massive Single Stars End Their Life|orrialdeak=288|hizkuntza=en|abizena2=Fryer|abizena3=Woosley|abizena4=Langer|abizena5=Hartmann|izena2=C. L.|izena3=S. E.|izena4=N.|izena5=D. H.|data=2003|url=http://stacks.iop.org/0004-637X/591/i=1/a=288|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=1|zenbakia=591|issn=0004-637X|doi=10.1086/375341|sartze-data=2018-10-05}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izena=Ken’ichi|abizena=Nomoto|izenburua=Hypernovae, gamma-ray bursts, and first stars|orrialdeak=191–200|abizena2=Tanaka|abizena3=Tominaga|abizena4=Maeda|izena2=Masaomi|izena3=Nozomu|izena4=Keiichi|data=2010-03|url=https://doi.org/10.1016/j.newar.2010.09.022|aldizkaria=New Astronomy Reviews|alea=3-6|zenbakia=54|issn=1387-6473|doi=10.1016/j.newar.2010.09.022|sartze-data=2018-10-05}}</ref> [78] Izar masibo batek Chandrasekharren masa baino handiagoa den burdin nukleoa garatzen duenean, ezingo du [[Elektroien endekapenezko presio]]aren bidez egonkor mantendu, eta neutroi izar bat edo zulo beltz bat sortuko du. O/Ne/Mg motako nukleo degeneratu batean elektroiak harrapatzeak [[grabitazio kolapso]]a eragiten du, eta, ondoren, oxigeno leherkariaren fusioa, emaitzak oso antzekoak izanik. Elektroi-positroi bikotearen ekoizpenak helioa erre izan duen nukleo batean laguntza termodinamikoa eteten du. Honek hasieran kolapsoa sortzen du eta ondoren hondamendi termikoa, bikote-ezegonkortasun supernoba bat eraginez. Nahiko handi eta beroa den [[Eguzki nukleo|izar nukleo]] batek energia altuko [[gamma izpi]]ak sor ditzake, bere kabuz fotodesintegrazioa hasteko. Honek nukleoaren kolapso osoa eragingo du.

|+ Nukleoaren kolapso motak masa eta metaltasunaren arabera<ref name=":6" />

Hasierako nukleo degeneratuen kolapsoa beta desintegrazioaren, fotodesintegrazioaren eta elektroien harrapaketaren eraginez azeleratzen da, neutrinoen elektroien leherketa eraginez. Dentsitatea handitzen doan heinean, neutrino-emisioak moztu eten egiten dira nukleoan harrapatuta geratzen direlako. Barne-nukleoak normalean 30 kilometroko diametroa<ref name=":7">{{Erreferentzia|izena=Stan|abizena=Woosley|izenburua=The physics of core-collapse supernovae|orrialdeak=147–154|hizkuntza=En|abizena2=Janka|izena2=Thomas|data=2005-12|url=https://doi.org/10.1038/nphys172|aldizkaria=Nature Physics|alea=3|zenbakia=1|issn=1745-2473|doi=10.1038/nphys172|sartze-data=2018-10-05}}</ref> eta nukleo atomiko baten antzekoa den dentsitate batetara iristen da, eta neutroi-endekapenaren presioa kolapsoa geldiarazten saiatzen da. Nukleoaren masa 15 M baino gehiagokoa bada, orduan neutroien endekapena ez da nahikoa kolapsoa gelditzeko, eta zulo beltz bat bihurtuko da zuzenean supernoba gabe.

Masa baxuagoetan, kolapsoa gelditu egiten da eta berriki sorturiko neutroi nukleo berriak 100 milioi kelvin inguruko tenperatura du, eguzkiaren nukleoaren tenperatura baino 6000 aldiz handiagoa.<ref>{{Erreferentzia|izena=H|abizena=JANKA|izenburua=Theory of core-collapse supernovae|orrialdeak=38–74|hizkuntza=en|abizena2=LANGANKE|abizena3=MAREK|abizena4=MARTINEZPINEDO|abizena5=MULLER|izena2=K|izena3=A|izena4=G|izena5=B|data=2007-04|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007PhR...442...38J|aldizkaria=Physics Reports|alea=1-6|zenbakia=442|issn=0370-1573|doi=10.1016/j.physrep.2007.02.002|sartze-data=2018-10-05}}</ref> Tenperatura honetan, neutrino-antineutrino bikote mota guztiak era eraginkorrean sortzen dira emisio termikoaren bidez. Neutrino termiko hauek elektroi harrapaketa neutrinoak baino ugariagoak dira.<ref>{{Erreferentzia|izena=Gribbin, John,|abizena=1946-|izenburua=Stardust : supernovae and life-- the cosmic connection|argitaletxea=Yale University Press|data=2000|url=https://www.worldcat.org/oclc/43701624|isbn=0300084196|pmc=43701624|sartze-data=2018-10-05}}</ref> 1046 joule inguru, izarraren geratzen den masaren %10 inguru, hamar segundoko neutrino eztanda batean bihurtzen da, gertaeraren ekoizpen nagusia izanik.<ref name=":7" /><ref name=":8">{{Erreferentzia|izena=Steve W.|abizena=Barwick|izenburua=APS Neutrino Study: Report of the Neutrino Astrophysics and Cosmology Working Group|abizena2=Beacom|abizena3=Cianciolo|abizena4=Dodelson|abizena5=Feng|abizena6=Fuller|abizena7=Kaplinghat|abizena8=McKay|abizena9=Meszaros|izena2=John F.|izena3=Vince|izena4=Scott|izena5=Jonathan L.|izena6=George M.|izena7=Manoj|izena8=Doug W.|izena9=Peter|data=2004-12-20|url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0412544|aldizkaria=arXiv:astro-ph/0412544|sartze-data=2018-10-05}}</ref> Bat-batean gelditu den nukleoaren kolapsoak errebotatu egiten du eta milisegundotan<ref>{{Erreferentzia|izena=Eric S.|abizena=Myra|izenburua=Neutrinos from type II supernovae - The first 100 milliseconds|orrialdeak=222|hizkuntza=en|abizena2=Burrows|izena2=Adam|data=1990-11|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1990ApJ...364..222M|aldizkaria=The Astrophysical Journal|zenbakia=364|issn=0004-637X|doi=10.1086/169405|sartze-data=2018-10-05}}</ref> gelditzen den shock-uhin bat sortzen du, elementu astunen disoziazioan energia galtzen den bitartean. Guztiz ulertzen ez den prozesu bat beharrezkoa da nukleoaren kanpoaldeko geruzak neutrino pultsutik 1044 joule<ref (85)name=":8" /> inguru berreskuratzeko, argi distiratsua sortuz. Hala ere, badaude leherketa azaltzeko beste teoria batzuk.<ref [82]name=":7" />