Supernoba: berrikuspenen arteko aldeak

Eguzkiaren masa zortzi aldiz baino gutxiago duten izarrek inoiz ez dute kolapsoan sartzeko bezain nukleo handirik garatzen, eta haien atmosfera pixkanaka galtzen joaten dira nano zuri bihurtu arte. Gutxienez 9 MM☉ dituzten izarrek (gehienez 12 M☉ arte ziurrenik[88]<ref name=":9">{{Erreferentzia|izena=A. J. T.|abizena=Poelarends|izenburua=The Supernova Channel of Super‐AGB Stars|orrialdeak=614–625|hizkuntza=en|abizena2=Herwig|abizena3=Langer|abizena4=Heger|izena2=F.|izena3=N.|izena4=A.|data=2008-03|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008ApJ...675..614P|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=1|zenbakia=675|issn=0004-637X|doi=10.1086/520872|sartze-data=2018-10-09}}</ref>) modu konplexu batean eboluzionatzen dute, pixkanaka elementu gero eta astunagoaz errez haien nukleoetan gero eta tenperatura altuagoetan.<ref [82]name=":7" [89]/><ref>{{Erreferentzia|izena=Gerry|abizena=Gilmore|izenburua=The Short Spectacular Life of a Superstar|orrialdeak=1915–1916|hizkuntza=en|data=2004-06-25|url=http://science.sciencemag.org/content/304/5679/1915|aldizkaria=Science|alea=5679|zenbakia=304|issn=0036-8075|pmid=15218132|doi=10.1126/science.1100370|sartze-data=2018-10-09}}</ref> Izarra geruzatua bihurtzen da, tipula bat bezala, eta errazago fusionatzen diren elementuak kanpoko geruzetan erretzen dira.<ref [2]name=":6" [90]/><ref>{{Erreferentzia|izena=Gunter|abizena=Faure|izenburua=Life and Death of Stars|argitaletxea=Springer Netherlands|orrialdeak=35–48|hizkuntza=en|abizena2=Mensing|izena2=Teresa M.|data=2007|url=https://doi.org/10.1007/978-1-4020-5544-7_4|aldizkaria=Introduction to Planetary Science|isbn=9781402052330|doi=10.1007/978-1-4020-5544-7_4|sartze-data=2018-10-09}}</ref> Nahiz eta burdin nukleodun tipula gisa ezagunak izan, masa gutxien duten supernobek oxigeno eta neonez osaturiko nukleoak dituzte, batzuetan magnesioa ere badagoelarik. AGB super izar hauek nukleo kolapsoaren bidez sortzen diren supernoben gehiengoa osatzen dute, baina masa handiagoa duten supernobak bezain argitsuak ez direnez, ez dira hainbestetan behatzen.<ref name=":9" [88]/>

Hasierako masa Eguzkiarena 90 aldiz duten izarrek, edo pixka bat gutxiago eta metaltasun altua, II-P motako supernobak sortu ohi dituzte. Hori baino masa handiagoa izateaz gain metaltasun erdiko eta altuko izarrek, haien hidrogeno gehiena galdu izango dute nukleoaren kolapsoa gertatzen denean eta emaitza II-L motako supernoba bat izango da. Metaltasun oso baxua dutenen artean, 140-250 M M☉ inguruko izarrek nukleoaren kolapsoa jasango dute bikote ezegonkortasunagatik. Hidrogeno atmosfera eta oxigeno nukleo bat izango dute oraindik momentu horretan. Honek II motako ezaugarriak dituen supernoba bat eratzea eragingo du, baina kanporatutako 56Ni⁵⁶Ni masa handiasko eta argitasun handiarekin.

Supernoba hauek, II motakoak bezala, nukleoaren kolapsoa jasaten duten izar masiboak dira. Hala eta guztiz ere, Ib eta Ic motako supernoba bihurtzen diren izarrek kanpoko (hidrogeno) geruza gehienak galdu dituzte, bai haize estelar indartsuen eraginez edo bikote baten elkarrekintzarengatik.<ref>{{Erreferentzia|izena=Pols,|abizena=Onno|izenburua=Close [93]Binary Progenitors of Type Ib/Ic and IIb/II-L Supernovae|hizkuntza=en|data=1997|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1997ASPC..130..153P|zenbakia=130|issn=1050-3390|sartze-data=2018-10-09}}</ref> Izar hauek Wolf-Rayet izar gisa ezagutzen dira, eta metaltasun ertain eta altua dutenean gertatzen dira, non etengabeko haizeek masa galera nahikoak eragiten dituzten. Ib/c supernoben behaketak ez dira Wolf-Rayet izarretan behatutako edo espero diren datuekin bat etortzen. Azalpen alternatiboek hidrogenoa bitarren eraginez galdu dutela diote. Eredu bitarrak behatutako supernoben ezaugarriak hobeto azaltzen ditu, baina helioz osaturiko izar bitar egokirik ez da inoiz behatu.<ref>{{Erreferentzia|izena=J. [94]J.|abizena=Eldridge|izenburua=The death of massive stars - II. Observational constraints on the progenitors of Type Ibc supernovae|orrialdeak=774–795|hizkuntza=en|abizena2=Fraser|abizena3=Smartt|abizena4=Maund|abizena5=Crockett|izena2=M.|izena3=S. J.|izena4=J. R.|izena5=R. M.|data=2013-10-01|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2013MNRAS.436..774E|aldizkaria=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|alea=1|zenbakia=436|issn=0035-8711|doi=10.1093/mnras/stt1612|sartze-data=2018-10-09}}</ref> Supernoba bat nukleoaren kolapsoaren garaian izarren masa oso handia ez denean gertatzen denez (bestela zulo beltz bat eratuko luke), edozein izar masibok supernoba bat sor dezake nukleoaren kolapsoa gertatzen denerako masa nahikoa galdu badu.

Izar bitar batean, eztanda egiten duen izarrak materia gehiena galdu duenean<ref>{{Erreferentzia|izena=T. (98)M.|abizena=Tauris|izenburua=ULTRA-STRIPPED TYPE Ic SUPERNOVAE FROM CLOSE BINARY EVOLUTION|orrialdeak=L23|hizkuntza=en|abizena2=Langer|abizena3=Moriya|abizena4=Podsiadlowski|abizena5=Yoon|abizena6=Blinnikov|izena2=N.|izena3=T. J.|izena4=Ph.|izena5=S.-C.|izena6=S. I.|data=2013-11-08|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2013ApJ...778L..23T|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=2|zenbakia=778|issn=2041-8205|doi=10.1088/2041-8205/778/2/L23|sartze-data=2018-10-09}}</ref> oso material gutxi (0,1 M☉ inguru) kanporatu du. Muturreko kasuetan, supernobak soilik metalezko nukleoa duten izarretan gertatu daitezke, Chandrasekharren muga gutxigatik gainditzen dutenetan. SN 2005ek supernoba izan daiteke honen adibide bat.<ref>{{Erreferentzia|izena=M. R.|abizena=Drout|izenburua=THE FAST AND FURIOUS DECAY OF THE PECULIAR TYPE Ic SUPERNOVA 2005ek|orrialdeak=58|hizkuntza=en|abizena2=Soderberg|abizena3=Mazzali|abizena4=Parrent|abizena5=Margutti|abizena6=Milisavljevic|abizena7=Sanders|abizena8=Chornock|abizena9=Foley|izena2=A. M.|izena3=P. A.|izena4=J. T.|izena5=R.|izena6=D.|izena7=N. E.|izena8=R.|izena9=R. J.|data=2013-08-16|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2013ApJ...774...58D|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=1|zenbakia=774|issn=0004-637X|doi=10.1088/0004-637X/774/1/58|sartze-data=2018-10-09}}</ref> Argi gutxi eta azkar erortzen den argi kurba sortzen dute.