Supernoba: berrikuspenen arteko aldeak

Erregistratutako lehenengo supernoba, [[SN 185]], [[Txinatar astronomia|astronomo txinatarrek]] ikusi zuten [[k. a. 185]]. urtean. Behatutako supernobarik distiratsuena [[SN 1006]] izan zen, [[k. a. 1006]]. urtean gertatu zena eta [[Txina]], [[Japonia]], [[Irak]], [[Egipto]] eta [[Europa]]ko behatzaileek deskribatua.<ref>{{Erreferentzia|izena=Murdin,|abizena=Paul.|urtea=|izenburua=Supernovae|argitaletxea=Cambridge University Press|orrialdea=|orrialdeak=14-16|ISBN=|hizkuntza=|data=1985|url=https://www.worldcat.org/oclc/11316158|edizioa=Rev. ed|isbn=052130038X|pmc=11316158|sartze-data=2018-10-02}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izena=Robert|abizena=Burnham|urtea=|izenburua=Burnham's Celestial Handbook: An Observer's Guide to the Universe Beyond the Solar System|argitaletxea=Courier Corporation|orrialdea=|orrialdeak=1117-1122|ISBN=|hizkuntza=en|data=1978|url=https://books.google.es/books/about/Burnham_s_Celestial_Handbook.html?id=PJzIt3SIlkUC&redir_esc=y|isbn=9780486236735|sartze-data=2018-10-02}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izena=P. Frank|abizena=Winkler|izenburua=The SN 1006 Remnant: Optical Proper Motions, Deep Imaging, Distance, and Brightness at Maximum|orrialdeak=324|hizkuntza=en|abizena2=Gupta|abizena3=Long|izena2=Gaurav|izena3=Knox S.|data=2003|url=http://stacks.iop.org/0004-637X/585/i=1/a=324|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=1|zenbakia=585|issn=0004-637X|doi=10.1086/345985|sartze-data=2018-10-02}}</ref> [[SN 1054]] supernobak, leku askotan behatu zena, [[Karramarroaren nebulosa]] sortu zuen. SN 1572 eta SN 1604 supernobek, begi hutsez [[Esne Bidea|Esne Bidean]]n behatu ziren azkenak, [[Astronomiaren historia#Astronomia modernoa|Europako astronomia]] garatzeko ondorio nabarmenak izan zituzten, [[planeta]] eta [[Ilargia|Ilargitik]] haratago [[unibertsoa]] estatiko eta aldaketarik gabekoa zelaren ideia [[Aristoteles|aristotelikoa]] errefusatzen lagundu baitzuten.<ref>{{Erreferentzia|izena=Clark, D.|abizena=H.|izenburua=The Historical Supernovae|hizkuntza=en|abizena2=R.|izena2=Stephenson, F.|data=1982-11|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1982ASIC...90..355C|zenbakia=90|sartze-data=2018-10-02}}</ref> [[Johannes Kepler]] [[1604]]<nowiki/>ko urriaren 17an hasi zen [[1604 Supernoba|SN 1604]] supernoba aztertzen, bere distiraren gorenean, eta bere distira kalkulatzen jarraitu zuen, begi hutsez ikustetik urtebete beranduago desagertu zen arte.<ref>{{Erreferentzia|izena=Baade,|abizena=W.|izenburua=No. 675. Nova Ophiuchi of 1604 as a supernova.|hizkuntza=en|data=1943|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1943CMWCI.675....1B|aldizkaria=Contributions from the Mount Wilson Observatory / Carnegie Institution of Washington|zenbakia=675|issn=0898-1892|sartze-data=2018-10-02}}</ref> Belaunaldi batean ikusi ahal izan zen bigarren supernoba izan zen ([[Tycho Brahe|Tycho Brahek]]k [[Cassiopeia (konstelazioa)|Kasiopean]] ikusitako SN 1572aren ondoren).<ref>{{Erreferentzia|izena=Motz, Lloyd,|abizena=1909-2004.|urtea=|izenburua=The story of astronomy|argitaletxea=Perseus Pub|orrialdea=76|orrialdeak=|ISBN=|hizkuntza=|data=1995|url=https://www.worldcat.org/oclc/50647810|isbn=0738205869|pmc=50647810|sartze-data=2018-10-02}}</ref>

Zenbait ikerketen arabera, galaxian gertatutako azkeneko supernoba G1.9 + 0.3 izan zen. [[XIX. mendea]]ren bukaeran gertatu zen, 1680. urte inguruan gertatu zen [[Cassiopeia A]] baino nabarmen beranduago.<ref>{{Erreferentzia|izena=Sayan|abizena=Chakraborti|izenburua=Young Remnants of Type Ia Supernovae and Their Progenitors: A Study of SNR G1.9+0.3|orrialdeak=37|hizkuntza=en|abizena2=Childs|abizena3=Soderberg|izena2=Francesca|izena3=Alicia|data=2016|url=http://stacks.iop.org/0004-637X/819/i=1/a=37|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=1|zenbakia=819|issn=0004-637X|doi=10.3847/0004-637X/819/1/37|sartze-data=2018-10-02}}</ref> Bietako bat ere ez zen bere garaian behatu. G1.9 + 0.3 supernobaren kasuan, galaxiaren planoan dagoen desagertze handiak eragin ahal izan zuen oharkabean pasatzea. Cassiopeia Arekin gertatutako ez dago hain argi. Argi-infragorriaren [[Argi ohiartzun|oihartzunen]] bidez detektatu da IIb motako supernoba bat izan zela eta ez zegoen desagertze zonalde batean.<ref>{{Erreferentzia|izena=Oliver|abizena=Krause|izenburua=The Cassiopeia A Supernova Was of Type IIb|orrialdeak=1195–1197|hizkuntza=en|abizena2=Birkmann|abizena3=Usuda|abizena4=Hattori|abizena5=Goto|abizena6=Rieke|abizena7=Misselt|izena2=Stephan M.|izena3=Tomonori|izena4=Takashi|izena5=Miwa|izena6=George H.|izena7=Karl A.|data=2008-05-30|url=http://science.sciencemag.org/content/320/5880/1195|aldizkaria=Science|alea=5880|zenbakia=320|issn=0036-8075|pmid=18511684|doi=10.1126/science.1155788|sartze-data=2018-10-02}}</ref>

[[Teleskopio|Teleskopioaren]]aren garapenaren aurretik, azkeneko [[Milurtekoak|milurtekoan]] bost supernoba ikusi dira bakarrik. Izar baten bizitza osoarekin alderatuta, supernoba galaktiko baten agerpen bisuala oso laburra da, agian zenbait hilabetez irauten duena, beraz, bat behatzeko aukera bizitzan behin bakarrik eman daiteke. Ohiko [[galaxia]] batean dauden 100 mila milioi izarren zati txiki batek bakarrik du supernoba izateko gaitasuna: behar adinako masa handia dutenak edo [[Nano zuri|izar nano zuriak]] dituzten [[Izar binario|izar bitar]] izugarri arraroak.<ref>{{Erreferentzia|izena=Murdin,|abizena=Paul.|urtea=|izenburua=Supernovae|argitaletxea=Cambridge University Press|orrialdea=|orrialdeak=1-3|ISBN=|hizkuntza=|data=1985|url=https://www.worldcat.org/oclc/11316158|edizioa=Rev. ed|isbn=052130038X|pmc=11316158|sartze-data=2018-10-02}}</ref>

Hala ere, galaxiaz kanpoko supernoben behaketa eta aurkikuntza askoz arruntagoak dira orain. [[SN 1885A]] supernoba izan zen lehena, [[Andromeda galaxia|Andromedako galaxian]]. Gaur egun, astronomo amateur eta profesionalek urtero ehunaka aurkitzen dituzte, batzuk distira handieneko momentutik hurbil eta beste batzuk astronomia argazki zaharretan oharkabean pasatakoak. [[Rudolph Minkowski]] eta [[Fritz Zwicky]] astronomo estatubatuarrek supernoba modernoen sailkapen sistema garatu zuten [[1941]]. urtean.<ref>{{Erreferentzia|izena=L. A. L.|abizena=Da Silva|izenburua=The classification of supernovae|orrialdeak=215–236|hizkuntza=en|data=1993-04|url=https://doi.org/10.1007/BF00626878|aldizkaria=Astrophysics and Space Science|alea=2|zenbakia=202|issn=0004-640X|doi=10.1007/bf00626878|sartze-data=2018-10-02}}</ref> [[1960ko hamarkada|1960ko hamarkadan]]n, astronomoek supernoben intentsitate maximoak [[kandela estandar]] gisa erabil zitezkeela aurkitu zuten, era horretan distantzi astronomikoen adierazle gisa erabili ahal dira.<ref>{{Erreferentzia|izena=C. T.|abizena=Kowal|izenburua=Absolute magnitudes of supernovae.|orrialdeak=1021|hizkuntza=en|data=1968-12|url=https://doi.org/10.1086/110763|aldizkaria=The Astronomical Journal|zenbakia=73|issn=0004-6256|doi=10.1086/110763|sartze-data=2018-10-02}}</ref> 2003an behatutako supernoba urrunenen arteko batzuk, espero zena baino distira gutxiago zuten. Honek [[Azeleratutako unibertsoa|unibertsoaren hedapena azeleratzen]] ari denaren ustea babesten du.<ref>{{Erreferentzia|izena=R. A.|abizena=Knop|izenburua=New Constraints on ΩM, ΩΛ, and w from an Independent Set of 11 High-Redshift Supernovae Observed with the Hubble Space Telescope|orrialdeak=102|hizkuntza=en|abizena2=Aldering|abizena3=Amanullah|abizena4=Astier|abizena5=Blanc|abizena6=Burns|abizena7=Conley|abizena8=Deustua|abizena9=Doi|izena2=G.|izena3=R.|izena4=P.|izena5=G.|izena6=M. S.|izena7=A.|izena8=S. E.|izena9=M.|data=2003|url=http://stacks.iop.org/0004-637X/598/i=1/a=102|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=1|zenbakia=598|issn=0004-637X|doi=10.1086/378560|sartze-data=2018-10-02}}</ref> Teknika ezberdinak garatu ziren behaketa erregistrorik ez zuten supernoben gertaerak berreraikitzeko. Cassiopea A supernobaren data [[Nebulosa|nebulosarennebulosa]]ren oihartzun argiaren arabera zehaztu zen,<ref>{{Erreferentzia|izena=Andrew C.|abizena=Fabian|izenburua=A Blast from the Past|orrialdeak=1167–1168|hizkuntza=en|data=2008-05-30|url=http://science.sciencemag.org/content/320/5880/1167|aldizkaria=Science|alea=5880|zenbakia=320|issn=0036-8075|pmid=18511676|doi=10.1126/science.1158538|sartze-data=2018-10-02}}</ref> RX J0852.0-4622 supernobaren hondarren adina tenperatura neurketetan<ref>{{Erreferentzia|izena=Bernd|abizena=Aschenbach|izenburua=Discovery of a young nearby supernova remnant|orrialdeak=141–142|hizkuntza=En|data=1998-11|url=https://doi.org/10.1038/24103|aldizkaria=Nature|alea=6707|zenbakia=396|issn=0028-0836|doi=10.1038/24103|sartze-data=2018-10-02}}</ref> eta [[Titanio|titanioarentitanio]]aren [[isotopo]] baten desintegrazio erradioaktiboaren [[gamma izpi]] emisioetan oinarritu zen.<ref>{{Erreferentzia|izena=A. F.|abizena=Iyudin|izenburua=Emission from 44Ti associated with a previously unknown Galactic supernova|orrialdeak=142–144|hizkuntza=En|abizena2=Schönfelder|abizena3=Bennett|abizena4=Bloemen|abizena5=Diehl|abizena6=Hermsen|abizena7=Lichti|abizena8=van der Meulen|abizena9=Ryan|izena2=V.|izena3=K.|izena4=H.|izena5=R.|izena6=W.|izena7=G. G.|izena8=R. D.|izena9=J.|data=1998-11|url=https://doi.org/10.1038/24106|aldizkaria=Nature|alea=6707|zenbakia=396|issn=0028-0836|doi=10.1038/24106|sartze-data=2018-10-02}}</ref>

Detonazio-denboratik hurbilen detektatu direnen artean, SN 2013fs II motako supernoba da lehena. Leherketa gertatu zenetik 6 ordutik aurrera dago espektroa erregistratua. [[Palomar Transient Factory|Intermediate Palomar Transient Factory]] behategiak 2013ko urriaren 6ean erregistratu zuen supernoba gertatu eta 3 ordutara. Izarra NGC 7610 izeneko [[Galaxiagalaxia kiribil|galaxia kiribilean]]ean dago kokatua, 160 milioi [[Argiargi-urte|argi-urtera]]ra [[Pegasus (konstelazioa)|Pegasus]] konstelazioan.<ref>{{Erreferentzia|izena=Ian|abizena=Sample|izenburua=Massive supernova visible millions of light years from Earth|hizkuntza=en|data=2017-02-13|url=http://www.theguardian.com/science/2017/feb/13/massive-supernova-visible-millions-of-light-years-from-earth|aldizkaria=the Guardian|sartze-data=2018-10-02}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izena=O.|abizena=Yaron|izenburua=Confined dense circumstellar material surrounding a regular type II supernova|orrialdeak=510–517|hizkuntza=En|abizena2=Perley|abizena3=Gal-Yam|abizena4=Groh|abizena5=Horesh|abizena6=Ofek|abizena7=Kulkarni|abizena8=Sollerman|abizena9=Fransson|izena2=D. A.|izena3=A.|izena4=J. H.|izena5=A.|izena6=E. O.|izena7=S. R.|izena8=J.|izena9=C.|data=2017-02-13|url=https://doi.org/10.1038/nphys4025|aldizkaria=Nature Physics|alea=5|zenbakia=13|issn=1745-2473|doi=10.1038/nphys4025|sartze-data=2018-10-02}}</ref>

2016ko irailaren 20an [[Rosario|Rosarioko]]ko Victor Buso astronomo amateurra bere 16 hazbeteko teleskopio berria probatzen ari zen.<ref>{{Erreferentzia|izena=M. C.|abizena=Bersten|izenburua=A surge of light at the birth of a supernova|orrialdeak=497–499|hizkuntza=En|abizena2=Folatelli|abizena3=García|abizena4=Van Dyk|abizena5=Benvenuto|abizena6=Orellana|abizena7=Buso|abizena8=Sánchez|abizena9=Tanaka|izena2=G.|izena3=F.|izena4=S. D.|izena5=O. G.|izena6=M.|izena7=V.|izena8=J. L.|izena9=M.|data=2018-02-21|url=https://doi.org/10.1038/nature25151|aldizkaria=Nature|alea=7693|zenbakia=554|issn=0028-0836|doi=10.1038/nature25151|sartze-data=2018-10-02}}</ref><ref name=":0">{{Erreferentzia|izenburua=Amateur astronomer makes once-in-lifetime discovery – Astronomy Now|hizkuntza=en-US|url=https://astronomynow.com/2018/02/23/amateur-astronomer-makes-once-in-lifetime-discovery|aldizkaria=astronomynow.com|sartze-data=2018-10-02}}</ref> NGC 613 galaxiaren hogei segundo esposizioak hartzen ari zelarik, Buso lurretik ikusgai egin berri zen supernoba bat behatu zuen. Argazkiak aztertu ondoren, La Platako Astrofisikako Institutuarekin harremanetan jarri zen. ''"Lehenengo aldia izan zen norbaitek supernoba optiko baten eztandaren hasierako momentuak behatzen zituela, gamma-izpien edo X izpien lehertzearekin lotu gabekoa.''<ref name=":0" />" Instituto de Astrófisicako Melina Bersten astronomoaren arabera, horrelako gertaera bat harrapatzeko oso baxuak dira, hamar miloi edo ehun miloi artean batekoa.

[[1930ko hamarkada]]n, [[Walter Baade]] eta [[Fritz Zwicky]] astronomoek [[noba]] kategoria berri soil bat zenaren inguruko lehen lanak egin zituzten, New Wilsoneko Behatokian.<ref>{{Erreferentzia|izena=W.|abizena=Baade|izenburua=On Super-Novae|orrialdeak=254–259|hizkuntza=en|abizena2=Zwicky|izena2=F.|data=1934-05-01|url=http://www.pnas.org/content/20/5/254|aldizkaria=Proceedings of the National Academy of Sciences|alea=5|zenbakia=20|issn=0027-8424|pmid=16587881|doi=10.1073/pnas.20.5.254|sartze-data=2018-10-03}}</ref> Super-novae izena lehen aldiz Baade eta Zwickyk 1931. urtean [[Caltech]]en emandako klaseetan erabili zen, eta 1933an publikoki erabili zuten Amerikako Fisika Elkartearen bilera batean.<ref>{{Erreferentzia|izena=Osterbrock, D.|abizena=E.|izenburua=Who Really Coined the Word Supernova? Who First Predicted Neutron Stars?|hizkuntza=en|data=2001-12|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2001AAS...199.1501O|zenbakia=33|sartze-data=2018-10-03}}</ref> 1938. urterako, gidoia galdu egin zen eta izen modernoa erabiltzen zen.<ref>{{Erreferentzia|izena=Murdin,|abizena=Paul.|izenburua=Supernovae|argitaletxea=Cambridge University Press|data=1985|url=https://www.worldcat.org/oclc/11316158|edizioa=Rev. ed|isbn=052130038X|pmc=11316158|sartze-data=2018-10-03}}</ref> Supernobak [[galaxia]] baten barnean gertakari oso arraroak direla eta ([[Esne Bidea]]n mende bakoitzean hiru gertatzen dira batazbeste<ref>{{Erreferentzia|izena=Stephen P.|abizena=Reynolds|izenburua=The Youngest Galactic Supernova Remnant: G1.9+0.3|orrialdeak=L41–L44|hizkuntza=en|abizena2=Borkowski|abizena3=Green|abizena4=Hwang|abizena5=Harrus|abizena6=Petre|izena2=Kazimierz J.|izena3=David A.|izena4=Una|izena5=Ilana|izena6=Robert|data=2008-05-15|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008ApJ...680L..41R|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=1|zenbakia=680|issn=0004-637X|doi=10.1086/589570|sartze-data=2018-10-03}}</ref>), ikerketak egiteko supernoba on bat lortzeko galaxia askoren jarraipen erregularra egin behar da.

[[Fitxategi:A star set to explode.jpg|ezkerrera|thumb|[[Supererraldoi urdin|Superrerraldoi urdin]] bat, [[nebulosa]] batez inguraturik [[Karinaren nebulosa|Karinaren nebulosan]]n. Ikertzaileen arabera, supernoba bilakatuko da.]]

[[Fitxategi:Keplers supernova.jpg|thumb|[[Johannes Kepler|Keplerren]] supernobaren ([[1604 Supernoba|SN 1604]]) [[Supernoba hondar|hondarren]] uhin luzera ezberdinez osaturiko irudia: [[X izpi|X-izpiak]], [[Infragorri|infragorriakinfragorri]]ak eta [[Optika|optikoak]].]]

Supernobak ulertzeko saiakuntzen barnean, astronomoek beren [[Argi kurba|argi kurben]] eta bere espektroan agertzen diren [[Elementuelementu kimiko|elementu kimikoen]]en [[Espektro lerro|xurgapen-ildoen]] arabera sailkatu dituzte. Banaketa egiteko lehen elementua [[Hidrogeno|hidrogenoakhidrogeno]]ak sortutako lerro baten presentzia edo gabezia da. Supernobaren espektroan hidrogeno lerroa badago ([[Balmer lerroak]] ere deitua) II motakoa da; bestela I motakoa da. Bi mota horietako bakoitzean azpimotak daude, beste elementuen presentziaren edo argia kurbaren formaren (supernobaren [[Itxurazkoitxurazko magnitude|itxurazko magnitudearen]]aren grafikoa denbora-funtzioaren arabera) arabera.<ref name=":1">{{Erreferentzia|izena=Enrico|abizena=Cappellaro|izenburua=Supernova Types and Rates|argitaletxea=Springer Netherlands|orrialdeak=199–214|hizkuntza=en|abizena2=Turatto|izena2=Massimo|data=2001|url=https://doi.org/10.1007/978-94-015-9723-4_16|aldizkaria=The Influence of Binaries on Stellar Population Studies|isbn=9789048157457|doi=10.1007/978-94-015-9723-4_16|sartze-data=2018-10-03}}</ref><ref name=":2">{{Erreferentzia|izena=Massimo|abizena=Turatto|izenburua=Classification of Supernovae|argitaletxea=Springer Berlin Heidelberg|orrialdeak=21–36|hizkuntza=en|data=2003|url=https://doi.org/10.1007/3-540-45863-8_3|aldizkaria=Supernovae and Gamma-Ray Bursters|isbn=9783540440536|doi=10.1007/3-540-45863-8_3|sartze-data=2018-10-03}}</ref>

Aurreko atalean aipatutako sailkapena, supernoba motak, [[Taxonomia|taxonomikoa]] da: mota bakoitzak supernobaren ikusitako argia deskribatzen du, ez nahitaez kausa. Adibidez, Ia motako supernobak ihes fusioagatik sortzen dira ([[Nanonano zuri|nano zurietan]]etan), eta antzeko espektroa duten Ib/c motak Wolf-Rayet masiboen nukleoa kolapsatzean sortzen dira. Ondoren laburbiltzen dira gaur egun supernobak gertatzeko onartuen dauden azalpenak.

Nano zuri batek [[Izar bitar|ondoko izar]] bateko material nahikoa pilatzen badu, bere nukleoaren tenperatura igo egingo da [[Karbonoaren erretzekuntza prozesu|karbono fusioa]] [[Karbonoaren detonazio|pizteraino]]. Puntu horretan kontrolik gabeko fusio nuklearrean sartu da. Hiru bide teorizatu dira horrelako detonazioa gertatu dadin: kide batengandik material [[akrezio]] egonkorra, bi nano zuriaren talka, edo egitura baten piztea eragiten duen gehikuntza. Ez dago argi zein den Ia motako supernobak sortzen dituen mekanismo nagusia.<ref>{{Erreferentzia|izena=Anthony L.|abizena=Piro|izenburua=Reconciling 56Ni production in Type Ia supernovae with double degenerate scenarios|orrialdeak=3456–3464|hizkuntza=en|abizena2=Thompson|abizena3=Kochanek|izena2=Todd A.|izena3=Christopher S.|data=2014-01-14|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2014MNRAS.438.3456P|aldizkaria=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|alea=4|zenbakia=438|issn=1365-2966|doi=10.1093/mnras/stt2451|sartze-data=2018-10-04}}</ref> Ia motako supernobak sortzearen inguruko ziurgabetasun hori izan arren, Ia motako supernobak propietate oso uniformeak dituzte eta distantzia intergalektikoak neurtzeko kandela estandar erabilgarriak dira. Zenbait kalibrazio beharrezkoak dira propietateetan aldaketa gradualak konpentsatzeko edota gorriranzko lerratze handietan distira anormaleko maiztasun desberdinetarako, baita argi kurbaren edo espektroaren aldaketa txikietarako.<ref>{{Erreferentzia|izena=Wen-Cong|abizena=Chen|izenburua=On the Progenitors of Super-Chandrasekhar Mass Type Ia Supernovae|orrialdeak=686|hizkuntza=en|abizena2=Li|izena2=Xiang-Dong|data=2009|url=http://stacks.iop.org/0004-637X/702/i=1/a=686|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=1|zenbakia=702|issn=0004-637X|doi=10.1088/0004-637X/702/1/686|sartze-data=2018-10-04}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izena=D. Andrew|abizena=Howell|izenburua=Predicted and Observed Evolution in the Mean Properties of Type Ia Supernovae with Redshift|orrialdeak=L37–L40|hizkuntza=en|abizena2=Sullivan|abizena3=Conley|abizena4=Carlberg|izena2=Mark|izena3=Alex|izena4=Ray|data=2007-09-07|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007ApJ...667L..37H|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=1|zenbakia=667|issn=0004-637X|doi=10.1086/522030|sartze-data=2018-10-04}}</ref>

Mota honetako supernoba bat sortzeko hainbat modu daude, baina denek mekanismo komun bat dute. [[Karbono]]-[[Oxigeno|oxigenodunoxigeno]]dun [[nano zuri]] batek 1,44 [[Eguzki masa|Eguzki masako]]ko ([[Eguzki masa|M☉]]) [[Chandrasekharren muga|Chandrasekharren mugara]]ra iristeko materia nahikoa bereganatzen badu<ref name=":4">{{Erreferentzia|izena=Paolo A.|abizena=Mazzali|izenburua=A Common Explosion Mechanism for Type Ia Supernovae|orrialdeak=825–828|hizkuntza=en|abizena2=Röpke|abizena3=Benetti|abizena4=Hillebrandt|izena2=Friedrich K.|izena3=Stefano|izena4=Wolfgang|data=2007-02-09|url=http://science.sciencemag.org/content/315/5813/825|aldizkaria=Science|alea=5813|zenbakia=315|issn=0036-8075|pmid=17289993|doi=10.1126/science.1136259|sartze-data=2018-10-04}}</ref>, ezin izango du bere masaren handitzea jasan elektroien endekapenezko presioaren bidez<ref>{{Erreferentzia|izena=Elliott H.|abizena=Lieb|izenburua=A rigorous examination of the Chandrasekhar theory of stellar collapse|orrialdeak=140|hizkuntza=en|abizena2=Yau|izena2=Horng-Tzer|data=1987-12|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1987ApJ...323..140L|aldizkaria=The Astrophysical Journal|zenbakia=323|issn=0004-637X|doi=10.1086/165813|sartze-data=2018-10-04}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izena=R.|abizena=Canal|izenburua=The Possible White Dwarf-Neutron Star Connection|argitaletxea=Springer Netherlands|orrialdeak=49–55|hizkuntza=en|abizena2=Gutierrez|izena2=J.|data=1997|url=https://doi.org/10.1007/978-94-011-5542-7_7|aldizkaria=White Dwarfs|isbn=9789401063340|doi=10.1007/978-94-011-5542-7_7|sartze-data=2018-10-04}}</ref> eta kolapsatzen hasiko da. Hala ere, gaur egungo ikuspegiaren arabera ohikoena muga horretara ez iristea da. Horren ordez, izarra muga horretara iritsi aurretik (%1 inguru falta zaionean<ref>{{Erreferentzia|izena=Wheeler, J.|abizena=Craig.|izenburua=Cosmic catastrophes : supernovae, gamma-ray bursts, and adventures in hyperspace|argitaletxea=Cambridge University Press|data=2000|url=https://www.worldcat.org/oclc/42690140|isbn=0521651956|pmc=42690140|sartze-data=2018-10-04}}</ref>) nukleoaren barneko tenperatura eta dentsitatea igo egiten dira karbono fusioa piztuz, kolapsoa hasi aurretik.<ref name=":4" />

Segundo gutxiren buruan, nano zuriaren materia frakzio garrantzitsu batek fusio nuklearra jasaten du, prozesu horretan energia nahikoa askatuz (1-2 × 1044 [[Joule (unitatea)|J]])<ref>{{Erreferentzia|izena=Khokhlov,|abizena=A.|izenburua=Light curves of Type IA supernova models with different explosion mechanisms|hizkuntza=en|abizena2=E.|abizena3=P.|izena2=Mueller,|izena3=Hoeflich,|data=1993-3|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1993A&A...270..223K|aldizkaria=Astronomy and Astrophysics|zenbakia=270|issn=0004-6361|sartze-data=2018-10-04}}</ref> izarra supernoba bihurtzeko.<ref>{{Erreferentzia|izena=F. K.|abizena=Röpke|izenburua=The case against the progenitor's carbon-to-oxygen ratio as a source of peak luminosity variations in type Ia supernovae|orrialdeak=L1–L4|hizkuntza=en|abizena2=Hillebrandt|izena2=W.|data=2004-05-14|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004A&A...420L...1R|aldizkaria=Astronomy & Astrophysics|alea=1|zenbakia=420|issn=0004-6361|doi=10.1051/0004-6361:20040135|sartze-data=2018-10-04}}</ref> Kanporantz zabaltzen den olatu bat sortzen da eta bertako materiak 5.000-20.000 km / s-ko, edo argiaren abiaduraren %3 inguruko, abiadura lortzen du. Argitasuna ere nabarmen handitzen da, eta -19.3ko (edo Eguzkia baina 5 mila milioi aldiz distiratsuagoa) [[Magnitudemagnitude absolutu|magnitude absolutura]]ra iristen da, aldaera gutxirekin.<ref name=":5">{{Erreferentzia|izena=Wolfgang|abizena=Hillebrandt|izenburua=Type Ia Supernova Explosion Models|orrialdeak=191–230|hizkuntza=en|abizena2=Niemeyer|izena2=Jens C.|data=2000-09|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000ARA&A..38..191H|aldizkaria=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|alea=1|zenbakia=38|issn=0066-4146|doi=10.1146/annurev.astro.38.1.191|sartze-data=2018-10-04}}</ref>

Supernoba mota honen eraketa eredua [[izar bitar]] itxi sistema da. Bi izarretatik handiena da lehenengoa [[Sekuentzia nagusia|sekuentzia nagusitik]] [[Izar eboluzio|eboluzionatzen]] dena eta handitu egiten da [[erraldoi gorri]] bat eratuz. Bi izarrek inguru berdina elkarbanatzen dute orduan, elkarren arteko orbita txikituz. Izar erraldoiak bere inguruko zatirik handiena botatzen du, masa galduz [[Fusiofusio nuklear|fusio nuklearra]]ra jarraitzea ezinezkoa bilakatu arte. Puntu honetan izar nano zuria bihurtzen da, batez ere karbono eta oxigenoz osatuta.<ref>{{Erreferentzia|izena=Paczynski,|abizena=B.|izenburua=Common Envelope Binaries|hizkuntza=en|data=1976|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1976IAUS...73...75P|zenbakia=73|issn=1743-9221|sartze-data=2018-10-04}}</ref> Azkenean, bigarren mailako izarrak ere eboluzioa jasaten du erraldoi gorria bihurtuz. Erraldoiaren materia nano zuriak xurgatzen du, masa handituz. Oinarrizko ereduaren onarpen zabala badago ere, gertakari honen hasieraren xehetasunak eta bertan sortutako elementu astunak oraindik ez daude guztiz argi.

Ia motako supernobek [[argi kurba]] bereizgarria sortzen dute. Argitasun hau [[nikel]]-56 [[Isotopo|isotopoarenisotopo]]aren [[Desintegraziodesintegrazio erradioaktibo|desintegrazio erradioaktiboak]]ak sortzen du, [[kobalto]]-56tik [[Burdina|burdin]]-56raino.<ref name=":5" /> Argi kurbaren argitasun maximoa oso erregularra da Ia mota tipikoko supernobetan, eta gehienez ere -19.3 inguruko [[Magnitudemagnitude absolutu|magnitude absolutua]]a dauka. Honi esker, bigarren mailako<ref>{{Erreferentzia|izena=L. M.|abizena=Macri|izenburua=A New Cepheid Distance to the Maser‐Host Galaxy NGC 4258 and Its Implications for the Hubble Constant|orrialdeak=1133–1149|hizkuntza=en|abizena2=Stanek|abizena3=Bersier|abizena4=Greenhill|abizena5=Reid|izena2=K. Z.|izena3=D.|izena4=L. J.|izena5=M. J.|data=2006-12|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006ApJ...652.1133M|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=2|zenbakia=652|issn=0004-637X|doi=10.1086/508530|sartze-data=2018-10-04}}</ref> [[kandela estandar]] gisa erabiltzen dira supernoba geratu den galaxiaraino dagoen distantzia kalkulatzeko.<ref>{{Erreferentzia|izena=S. A.|abizena=Colgate|izenburua=Supernovae as a standard candle for cosmology|orrialdeak=404|hizkuntza=en|data=1979-09|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1979ApJ...232..404C|aldizkaria=The Astrophysical Journal|zenbakia=232|issn=0004-637X|doi=10.1086/157300|sartze-data=2018-10-04}}</ref>

Ez-ohiko Ia motako supernoben azpi-sailkapenik formalik ez dago. Nano zuri batean [[helio]] [[Akrezio|akrezioaakrezio]]a dagoenean sortzen diren supernobei, ohikoak baino distira gutxiago dutenak, '''Iax mota''' izena ematea proposatu da.<ref>{{Erreferentzia|izena=B.|abizena=Wang|izenburua=Helium double-detonation explosions for the progenitors of type Ia supernovae|orrialdeak=442|hizkuntza=en|abizena2=Liu|abizena3=Jia|abizena4=Han|izena2=D.|izena3=S.|izena4=Z.|data=2013-05|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2014IAUS..298..442W|aldizkaria=Proceedings of the International Astronomical Union|alea=S298|zenbakia=9|issn=1743-9213|doi=10.1017/S1743921313007072|sartze-data=2018-10-04}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izena=Ryan J.|abizena=Foley|izenburua=TYPE Iax SUPERNOVAE: A NEW CLASS OF STELLAR EXPLOSION|orrialdeak=57|hizkuntza=en|abizena2=Challis|abizena3=Chornock|abizena4=Ganeshalingam|abizena5=Li|abizena6=Marion|abizena7=Morrell|abizena8=Pignata|abizena9=Stritzinger|izena2=P. J.|izena3=R.|izena4=M.|izena5=W.|izena6=G. H.|izena7=N. I.|izena8=G.|izena9=M. D.|data=2013-03-25|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2013ApJ...767...57F|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=1|zenbakia=767|issn=0004-637X|doi=10.1088/0004-637X/767/1/57|sartze-data=2018-10-04}}</ref> Supernoba-mota honek ez du beti guztiz nano zuria suntsitzen eta [[izar zonbi]] bat utzi dezake.<ref>{{Erreferentzia|izena=Curtis|abizena=McCully|izenburua=A luminous, blue progenitor system for the type Iax supernova 2012Z|orrialdeak=54–56|hizkuntza=En|abizena2=Jha|abizena3=Foley|abizena4=Bildsten|abizena5=Fong|abizena6=Kirshner|abizena7=Marion|abizena8=Riess|abizena9=Stritzinger|izena2=Saurabh W.|izena3=Ryan J.|izena4=Lars|izena5=Wen-fai|izena6=Robert P.|izena7=G. H.|izena8=Adam G.|izena9=Maximilian D.|data=2014-08|url=https://doi.org/10.1038/nature13615|aldizkaria=Nature|alea=7512|zenbakia=512|issn=0028-0836|doi=10.1038/nature13615|sartze-data=2018-10-04}}</ref>

Ez-ohiko Ia motako supernoba talde espezifiko batek [[Hidrogeno|hidrogenoahidrogeno]]a eta beste emisio lerro batzuk garatzen ditu, eta ohiko Ia motako eta IIn motako supernoba baten nahasketaren itxura ematen dute. Adibideak SN 2002 eta SN 2005gj dira. Supernoba hauei '''Ia / IIn mota''', '''Ian mota''', '''IIi mota '''eta '''IIan''' mota deitzea proposatu da.<ref>{{Erreferentzia|izena=Jeffrey M.|abizena=Silverman|izenburua=TYPE Ia SUPERNOVAE STRONGLY INTERACTING WITH THEIR CIRCUMSTELLAR MEDIUM|orrialdeak=3|hizkuntza=en|abizena2=Nugent|abizena3=Gal-Yam|abizena4=Sullivan|abizena5=Howell|abizena6=Filippenko|abizena7=Arcavi|abizena8=Ben-Ami|abizena9=Bloom|izena2=Peter E.|izena3=Avishay|izena4=Mark|izena5=D. Andrew|izena6=Alexei V.|izena7=Iair|izena8=Sagi|izena9=Joshua S.|data=2013-06-14|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2013ApJS..207....3S|aldizkaria=The Astrophysical Journal Supplement Series|alea=1|zenbakia=207|issn=0067-0049|doi=10.1088/0067-0049/207/1/3|sartze-data=2018-10-04}}</ref>

[[Fitxategi:Supernovae as initial mass-metallicity.svg|alt=Supernoba motak izarraren hasierako metaltasunaren arabera|thumb|Supernoba motak izarraren hasierako [[Metaltasun|metaltasunarenmetaltasun]]aren arabera]]

IIn motako supernobak ez dira zerrendan agertzen. Potentzialki hainbat nukleo kolapso mota desberdinek sor ditzakete, baita hasierako izar ezberdinetan. Baliteke Ia motako [[Nanonano zuri|nano zurien]]en pizteak ere eragitea, nahiz eta badirudien gehienak burdinazko nukleoaren kolapsoagatik gertatzen direla, argitsuak diren [[Supererraldoi|superrerraldoi]] edo [[Hipererraldoi|hiperrerraldoietan]] sortzen direla ([[Izarizar aldakor urdin argitsu|izar aldakor urdin argitsuetan]]etan (LBV) barne). Mota hau izendatzeko erabiltzen diren espektro lerro estuak supernoba material estelarreko hodei trinko txiki batean zabaltzen delako sortzen dira.<ref>{{Erreferentzia|izena=Takashi J.|abizena=Moriya|izenburua=Progenitors of Recombining Supernova Remnants|orrialdeak=L13|hizkuntza=en|data=2012|url=http://stacks.iop.org/2041-8205/750/i=1/a=L13|aldizkaria=The Astrophysical Journal Letters|alea=1|zenbakia=750|issn=2041-8205|doi=10.1088/2041-8205/750/1/L13|sartze-data=2018-10-05}}</ref> Badirudi orain arte IIn motako supernoba gisa sailkatu diren gertaera asko [[Supernoba faltsu|supernoba iruzurtiak]] direla, LBV antzeko izarretako erupzio masiboak, [[Eta Carinae]] izarreko erupzio handiaren antzekoak. Gertaera horietan, izarretik aurretik kanporatutako materialak xurgatze-lerro estuak sortzen ditu eta [[Shock-uhin|''shock-uhin'']] bat eragiten du berriki kanporatutako materialarekin sortzen duen elkarrekintzaren bidez.<ref>{{Erreferentzia|izena=Nathan|abizena=Smith|izenburua=SN 2008S: A Cool Super-Eddington Wind in a Supernova Impostor|orrialdeak=L49|hizkuntza=en|abizena2=Ganeshalingam|abizena3=Chornock|abizena4=Filippenko|abizena5=Li|abizena6=Silverman|abizena7=Steele|abizena8=Griffith|abizena9=Joubert|izena2=Mohan|izena3=Ryan|izena4=Alexei V.|izena5=Weidong|izena6=Jeffrey M.|izena7=Thea N.|izena8=Christopher V.|izena9=Niels|data=2009|url=http://stacks.iop.org/1538-4357/697/i=1/a=L49|aldizkaria=The Astrophysical Journal Letters|alea=1|zenbakia=697|issn=1538-4357|doi=10.1088/0004-637X/697/1/L49|sartze-data=2018-10-05}}</ref>

Hasierako nukleo degeneratuen kolapsoa [[Betabeta desintegrazio|beta desintegrazioaren]]aren, fotodesintegrazioaren eta elektroien harrapaketaren eraginez azeleratzen da, [[Elektroi neutrino|Elektroi neutrinoen]]en 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 [[atomo nukleo]] baten antzekoa den dentsitate batetara iristen da, eta neutroi-endekapenaren presioa kolapsoa geldiarazten saiatzen da. Nukleoaren masa 15 [[Eguzki masa|<var>M</var>_☉]] baino gehiagokoa bada, orduan neutroien endekapena ez da nahikoa kolapsoa gelditzeko, eta zulo beltz bat bihurtuko da zuzenean supernoba gabe.

Kanpoko azaleko materialaren zati bat neutroi izarrera erortzen dira berriz, eta 8 <var>M</var>_☉ baino gehiagoko nukleoek zulo beltz bat osatzeko nahikoa masa daukate. Atzera egite honek sortutako [[Energiaenergia zinetiko|energia zinetikoa]]a eta kanporatutako material erradioaktiboaren masa murriztuko ditu, baina zenbait kasutan gamma izpien eztanda edo oso argitsua den supernoba sortzen duten zurrustak ere sor daitezke.

[[Eguzki masa|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 M☉ dituzten izarrek (gehienez 12 M☉ arte ziurrenik<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 name=":7" /><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 name=":6" /><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 [[Burdina|burdin]] nukleodun tipula gisa ezagunak izan, masa gutxien duten supernobek [[oxigeno]] eta [[Neon|neonezneon]]ez osaturiko nukleoak dituzte, batzuetan [[Magnesio|magnesioamagnesio]]a ere badagoelarik. [[Adar asintotiko erraldoi|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" />

Nukleoaren kolapsoa [[Supererraldoi|superreraldoi]] fasean gertatzen bada, izarrak oraindik [[hidrogeno]] geruza bat duenean, emaitza II motako supernoba da. Izar distiratsu baten masa galera tasa [[Metaltasun|metaltasunarenmetaltasun]]aren eta argitasunaren araberakoa da. Eguzkiaren antzeko metaltasuna duten izar oso distiratsuek hidrogeno guztia galdu egingo dute nukleoaren kolapsoa gertatu aurretik eta, beraz, ez dute II motako supernoba bat osatuko. Metaltasun baxua badute, izar guztiak iritsiko dira nukleoaren kolapsora hidrogeno geruza batekin, baina masa nahikoa duten izarrak zuzenean [[zulo beltz]] bihurtuko dira, supernoba ikusgarririk sortu gabe.

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 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 [[Izar bitar|bitarren]] eraginez galdu dutela diote. Eredu bitarrak behatutako supernoben ezaugarriak hobeto azaltzen ditu, baina [[Helio|heliozhelio]]z osaturiko izar bitar egokirik ez da inoiz behatu.<ref name=":11">{{Erreferentzia|izena=J. 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.

Ic motako supernoben ehuneko txiki bat [[Gamma izpien eztanda|gamma izpien eztandekin]] (GRB) lotzen da, nahiz eta hidrogenoa galdu duen edozein Ib edo Ic motako supernobak sor ditzakeela uste den.<ref>{{Erreferentzia|izena=Stuart D.|abizena=Ryder|izenburua=Modulations in the radio light curve of the Type IIb supernova 2001ig: evidence for a Wolf-Rayet binary progenitor?|orrialdeak=1093–1100|hizkuntza=en|abizena2=Sadler|abizena3=Subrahmanyan|abizena4=Weiler|abizena5=Panagia|abizena6=Stockdale|izena2=Elaine M.|izena3=Ravi|izena4=Kurt W.|izena5=Nino|izena6=Christopher|data=2004-04|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004MNRAS.349.1093R|aldizkaria=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|alea=3|zenbakia=349|issn=0035-8711|doi=10.1111/j.1365-2966.2004.07589.x|sartze-data=2018-10-09}}</ref> Leherketa hauek [[Magnetar|magnetarrakmagnetar]]rak eratutako eremu magnetikoak sorturiko jarioekin lotzen dira. Jarioek energia bideratuko dute handitzen ari den kanpoko geruzara, [[Hipernoba|oso distiratsua den supernoba bat]] sortuz.<ref>{{Erreferentzia|izena=C.|abizena=Inserra|izenburua=Super-luminous type Ic supernovae: Catching a magnetar by the tail|orrialdeak=128|hizkuntza=en|abizena2=Smartt|abizena3=Jerkstrand|abizena4=Valenti|abizena5=Fraser|abizena6=Wright|abizena7=Smith|abizena8=Chen|abizena9=Kotak|izena2=S. J.|izena3=A.|izena4=S.|izena5=M.|izena6=D.|izena7=K.|izena8=T.-W.|izena9=R.|data=2013-06-04|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2013ApJ...770..128I|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=2|zenbakia=770|issn=0004-637X|doi=10.1088/0004-637X/770/2/128|sartze-data=2018-10-09}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izena=M.|abizena=Nicholl|izenburua=Slowly fading super-luminous supernovae that are not pair-instability explosions|orrialdeak=346–349|hizkuntza=en|abizena2=Smartt|abizena3=Jerkstrand|abizena4=Inserra|abizena5=McCrum|abizena6=Kotak|abizena7=Fraser|abizena8=Wright|abizena9=Chen|izena2=S. J.|izena3=A.|izena4=C.|izena5=M.|izena6=R.|izena7=M.|izena8=D.|izena9=T.-W.|data=2013-10|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2013Natur.502..346N|aldizkaria=Nature|alea=7471|zenbakia=502|issn=0028-0836|doi=10.1038/nature12569|sartze-data=2018-10-09}}</ref>

Gaur egun, zuzeneko behaketari esker, badakigu II motako supernoba bat gertatzen deneko argiaren kurba aurreikusitako [[Desintegraziodesintegrazio erradioaktibo|desintegrazio erradioaktiboak]]ak sortzen duela. Argi emisioa [[fotoi]] optikoek osatzen duten arren, isuritako gasek xurgatzen duten erradiazio indarra da hondarraren berotasuna mantentzen duena. [[SN 1987A|SN1987A]] supernoban ikusi zenez, argi kurbaren maximoa ⁵⁶[[Nikel|Ni]] ⁵⁶[[Kobalto|Co]] [[Isotopo|isotopoanisotopo]]an desintegratzean sortu zen (6 eguneko [[Semidesintegrazio-periodo|semi-desintegrazio periodoa]]), eta argi kurbaren ondorengo zatia ⁵⁶Co ⁵⁶[[Burdina|Fe]] isotopoan desintegratzeko behar duen denborarekin bat zetorren (77 eguneko semi-desitengrazio periodoa).<ref name=":10" /><ref>{{Erreferentzia|izena=Daniel|abizena=Kasen|izenburua=TYPE II SUPERNOVAE: MODEL LIGHT CURVES AND STANDARD CANDLE RELATIONSHIPS|orrialdeak=2205–2216|hizkuntza=en|abizena2=Woosley|izena2=S. E.|data=2009-09-17|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2009ApJ...703.2205K|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=2|zenbakia=703|issn=0004-637X|doi=10.1088/0004-637X/703/2/2205|sartze-data=2018-10-09}}</ref>

Supernoba mota desberdinen argi kurba ikusgai guztiak berotze erradioaktiboaren eraginez sortzen dira, baina forma eta anplitudea aldatu egiten dira sortze mekanismoen, erradiazio ikusgarria sortzen duen moduaren, bere behaketa garaiaren eta kanporatutako materialaren gardentasunaren arabera. Argi kurbak desberdinak izan daitezke beste uhin luzeratan. Adibidez, uhin [[Ultramore|ultramoreanultramore]]an behatu gero, eztanda oso argitsu bat dago ordu batzuk bakarrik irauten dituena, baina oso zaila da begi hutsez ikustea.

Ia motako supernoben argi kurba gehienak oso uniformeak izaten dira, magnitude absolutu maximo egonkorrarekin eta argitasun beherakada nahiko handiarekin. Ezaugarri hauengatik [[kandela estandar]] gisa erabiltzen dira [[Kosmologia|kosmologiankosmologia]]n, nahiz eta aurreikusitako 847keV eta 1238keV gamma izpiak 2014. urteraino ez ziren detektatu.<ref>{{Erreferentzia|izena=E.|abizena=Churazov|izenburua=Cobalt-56 γ-ray emission lines from the type Ia supernova 2014J|orrialdeak=406–408|hizkuntza=en|abizena2=Sunyaev|abizena3=Isern|abizena4=Knödlseder|abizena5=Jean|abizena6=Lebrun|abizena7=Chugai|abizena8=Grebenev|abizena9=Bravo|izena2=R.|izena3=J.|izena4=J.|izena5=P.|izena6=F.|izena7=N.|izena8=S.|izena9=E.|data=2014-08|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2014Natur.512..406C|aldizkaria=Nature|alea=7515|zenbakia=512|issn=0028-0836|doi=10.1038/nature13672|sartze-data=2018-10-09}}</ref> Ib eta Ic supernoben argi kurbak Ia motakoen antzekoan dira, nahiz eta bataz besteko argitasun maximo txikiagoa duten. Hala ere, Ic motako supernoba argitsuenei [[hipernoba]] deitzen zaie, eta argitasun maximoa altuagoa izateaz gain argi kurba zabalagoak ere badituzte. Energia gehigarriaren iturriak sortzen ari den zulo beltz birakari baten isurketak direla uste da, eta [[Gammagamma izpien eztanda|gamma izpien eztandak]]k ere sortzen ditu.

II motako supernoben argi kurbak I motakoena baino gainbehera askoz motelagoa du, eguneko 0,05 [[Magnitude absolutu|magnitude]] bataz beste,<ref>{{Erreferentzia|izena=Barbon,|abizena=R.|izenburua=Photometric properties of type II supernovae|hizkuntza=en|abizena2=F.|abizena3=L.|izena2=Ciatti,|izena3=Rosino,|data=1979-2|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1979A&A....72..287B|aldizkaria=Astronomy and Astrophysics|zenbakia=72|issn=0004-6361|sartze-data=2018-10-09}}</ref> meseta-fasean izan ezik. Desintegrazio erradioaktiboak beharrean, argi ikusgarria [[Energiaenergia zinetiko|energia zinetikoak]]ak sortzen du hainbat hilabetez, nagusiki [[Supererraldoi|superrerraldoi]] sortzailean dagoen hidrogenoa dela eta. Hasierako suntsipenean hidrogenoa berotzen eta ionizatzen da. II motako supernoben gehiengoak argi kurban meseta luzeak erakusten ditu, hidrogeno hau birkonbinatzen denean argia igorri eta gardenagoa bihurtzen baita. Ondoren, desintegrazio erradioaktiboak eragindako gainbehera hasten da, baina I motako supernobetan baino geldoagoa.<ref name=":3" />

Supernoba kopuru handiak katalogatu eta sailkatu dira, kandela estandar gisa erabili ahal izateko. Batez besteko ezaugarriak zertxobait aldatzen badira ere supernoba gertatu den [[Galaxia|galaxiarengalaxia]]ren distantzia eta motaren arabera, oro har, supernoba mota bakoitzerako zehaztu daitezke:

# Magnitude hauek R bandan neurtuak daude.

[[Fitxategi:Chandra-crab.jpg|alt=Karramarroaren nebulosako pulsarra 375 km/s abiaduran mugitzen ari da nebulosarekiko.|thumb|[[Karramarroaren nebulosa|Karramarroaren nebulosako]]ko [[Pulsar|pulsarrapulsar]]ra 375 km/s abiaduran mugitzen ari da nebulosarekiko.]]II motako supernobetan, geratzen den objektua abiadura handiaz urruntzen ari da leherketaren epizentrotik.<ref>{{Erreferentzia|izena=Dong|abizena=Lai|izenburua=Neutron Star Kicks and Supernova Asymmetry|data=2003-12-19|url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0312542|aldizkaria=arXiv:astro-ph/0312542|sartze-data=2018-10-09}}</ref> Honen zergatiaren azalpen zehatzik ez dago gaur egun, hainbat teoria baldin badaude ere. [[Pulsar|Pulsarrek]]rek, eta, beraz, [[Neutroi-izar|neutroi izarrek]], abiadura handiak izan ohi dituzte eta [[Zulozulo beltz|zulo beltzek]]ek ustez baita ere, nahiz eta hauek isolaturik behatzea oso zaila den. Hasierako bultzada handia izan daiteke, [[eguzki masa]] baino gehiagoko objektu bat 500 km/s abiadura edo handiagoarekin kanporatuz. Honek hedapena asimetrikoa dela adierazten du, baina abiadura hau objektu trinkora zergatik hedatzen den ez dago argi. Bultzada honen azalpen proposamenak kolapsatzen ari den izarrean sorturiko [[Konbekzio|konbekzioakonbekzio]]a da eta izpi neutroien eraketan zehar zurrusten sorrera dira.

Beste azalpen posible baten arabera, erdiko neutroi izarrera doan gas [[Akrezio|akrezioakakrezio]]ak disko bat sortuko luke, zehazki bideratutako zurrustak bidaltzen dituena. Horrela, materia izarretik abiadura handiz kanporatua izango litzateke eta izarra guztiz hondatuko luketen astinaldiak eragin. Zurrusta hauek ezinbesteko eragina lukete supernoban.<ref>{{Erreferentzia|izena=Avishai|abizena=Gilkis|izenburua=IMPLICATIONS OF TURBULENCE FOR JETS IN CORE-COLLAPSE SUPERNOVA EXPLOSIONS|orrialdeak=28|hizkuntza=en|abizena2=Soker|izena2=Noam|data=2015-06-05|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2015ApJ...806...28G|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=1|zenbakia=806|issn=1538-4357|doi=10.1088/0004-637X/806/1/28|sartze-data=2018-10-09}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izena=A. M.|abizena=Khokhlov|izenburua=Jet-induced Explosions of Core Collapse Supernovae|orrialdeak=L107–L110|hizkuntza=en|abizena2=Höflich|abizena3=Oran|abizena4=Wheeler|abizena5=Wang|abizena6=Chtchelkanova|izena2=P. A.|izena3=E. S.|izena4=J. C.|izena5=L.|izena6=A. Yu.|data=1999-10-20|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1999ApJ...524L.107K|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=2|zenbakia=524|issn=0004-637X|doi=10.1086/312305|sartze-data=2018-10-09}}</ref> (Antzeko eredu bat onartuagoa dago gaur egun, [[Gamma izpien eztanda|gamma-izpien eztandak]] azaltzeko ere balio duelako).

Supernoba moten sailkapena estuki lotuta dago kolapsoaren garaian izarra den motarekin. Supernobako mota bakoitzaren gertakaria [[Metaltasun|metaltasunarenmetaltasun]]aren araberakoa da, eta, ondorioz, galaxia ostalariaren adinaren araberakoa baita ere.

Ia motako supernobak sistema bitarretako [[Nanonano zuri|nano zuriek]]ek sortzen dituzte eta galaxia mota guztietan gertatzen dira. Nukleo kolapsoaren bidez gertatzen diren supernobak duela gutxi edo gaur egun izarren eraketa jasaten ari diren galaxietan bakarrik aurkitzen dira dira, bizitza laburreko izar masiboetan gertatzen direlako. Sc motako [[Galaxiagalaxia kiribil|galaxia kiribiletan]]etan sortzen dira gehienetan, baina baita beste galaxia kiribilen besoetan eta [[Galaxiagalaxia irregular|galaxia irregularretan]]retan,

[[Fitxategi:An isolated neutron star in the Small Magellanic Cloud.jpg|alt=Neutroi izar isolatua Magallaesen Hodei Txikian.|thumb|[[Neutroi-izar|Neutroi izar]] isolatua [[Magallaesen Hodei Txikia|Magallaesen Hodei Txikian]]n.<ref>{{Erreferentzia|abizena=information@eso.org|izenburua=Dead Star Circled by Light - MUSE data points to isolated neutron star beyond our galaxy|hizkuntza=en-GB|url=https://www.eso.org/public/news/eso1810/|aldizkaria=www.eso.org|sartze-data=2018-10-10}}</ref>]]Supernobak dira [[nitrogeno]]a baino astunagoak diren [[Elementu kimiko|elementuen]] iturri nagusia.<ref>{{Erreferentzia|izena=P.|abizena=François|izenburua=The evolution of the Milky Way from

its earliest phases: Constraints on stellar nucleosynthesis|orrialdeak=613–621|hizkuntza=en|abizena2=Matteucci|abizena3=Cayrel|abizena4=Spite|abizena5=Spite|abizena6=Chiappini|izena2=F.|izena3=R.|izena4=M.|izena5=F.|izena6=C.|data=2004-06-22|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004A&A...421..613F|aldizkaria=Astronomy & Astrophysics|alea=2|zenbakia=421|issn=0004-6361|doi=10.1051/0004-6361:20034140|sartze-data=2018-10-10}}</ref> Elementu horiek [[fusio nuklear]]raren bidez ekoizten dira ³⁴[[Sufre|SSrainiko]]rainiko nukleoetan. Bi mekanismo daude: Lehena, ³⁶[[Argon|Ar]] eta ⁵⁶[[Nikel|Ni]] arteko nukleoetan [[silizio]]a erretzean sortzen den silizio fotodesintegrazioaren berrantolaketa eta kuasiekilibrioa.<ref>{{Erreferentzia|izena=David|abizena=Bodansky|izenburua=Nuclear Quasi-Equilibrium during Silicon Burning|orrialdeak=299|hizkuntza=en|abizena2=Clayton|abizena3=Fowler|izena2=Donald D.|izena3=William A.|data=1968-11|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1968ApJS...16..299B|aldizkaria=The Astrophysical Journal Supplement Series|zenbakia=16|issn=0067-0049|doi=10.1086/190176|sartze-data=2018-10-10}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izena=David|abizena=Bodansky|izenburua=Nucleosynthesis During Silicon Burning|orrialdeak=161–164|hizkuntza=en|abizena2=Clayton|abizena3=Fowler|izena2=Donald D.|izena3=William A.|data=1968-01-22|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1968PhRvL..20..161B|aldizkaria=Physical Review Letters|alea=4|zenbakia=20|issn=0031-9007|doi=10.1103/PhysRevLett.20.161|sartze-data=2018-10-10}}</ref> Bigarrena, burdina baino astunagoak diren elementuetan gertatzen den neutroien harrapaketa. Silizio erretzean gertatzen den nukleosintesia [[r-prozesu]]etan gertatzen dena baino 1000-100,000 aldiz baino handiagoa da.<ref>{{Erreferentzia|izena=S. E.|abizena=Woosley|izenburua=The Explosive Burning of Oxygen and Silicon|orrialdeak=231|hizkuntza=en|abizena2=Arnett|abizena3=Clayton|izena2=W. David|izena3=Donald D.|data=1973-11|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1973ApJS...26..231W|aldizkaria=The Astrophysical Journal Supplement Series|zenbakia=26|issn=0067-0049|doi=10.1086/190282|sartze-data=2018-10-10}}</ref> Supernobak dira r-prozesua gertatzen den lekua izateko hautagai nagusiak, baina ez bakarrak. R-prozesua tenperatura eta dentsitate altuko neutroietan gertatzen den neutroi harrapaketa azkarra da. Erreakzio horiek [[neutroi]]etan aberatsak diren [[atomo nukleo|nukleo]] ezegonkorrak sortzen dituzte eta [[beta desintegrazio]]a azkar jasaten dute forma egonkorragoetara. R-prozesuak burdinatik haratagoko elementuen [[isotopo]] astunen erdia sortzen du, [[plutonio]]a eta [[uranio]]a barne.<ref>{{Erreferentzia|izena=Y.‐Z.|abizena=Qian|izenburua=Diverse Supernova Sources for ther‐Process|orrialdeak=285–296|hizkuntza=en|abizena2=Vogel|abizena3=Wasserburg|izena2=P.|izena3=G. J.|data=1998-02-10|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1998ApJ...494..285Q|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=1|zenbakia=494|issn=0004-637X|doi=10.1086/305198|sartze-data=2018-10-10}}</ref> Burdina baino astunagoak diren elementuak ekoizteko beste prozedura garrantzitsu bakarra [[Adar asintotiko erraldoi|AGB izar gorri erraldoi handi]] eta zaharragoetan ematen den [[s-prozesu]]a da. Prozesu honetan elementuak geldoago eta denboran luzeago sortzen dira, baina ez dira [[berun]]a baino astunagoak diren elementuak sortzen.<ref>{{Erreferentzia|izena=G|abizena=Gonzalez|izenburua=The Galactic Habitable Zone: Galactic Chemical Evolution|orrialdeak=185–200|hizkuntza=en|data=2001-07|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2001Icar..152..185G|aldizkaria=Icarus|alea=1|zenbakia=152|issn=0019-1035|doi=10.1006/icar.2001.6617|sartze-data=2018-10-10}}</ref>

[[Fitxategi:STScl-2005-15.png|thumb|N31A supernoba hondarrak [[Magallaesen Hodei Handia|Magallaesen Hodei Handian]]n gasa eta hautsa duen zonalde barruan daude.]][[Big Bang]]ak [[hidrogeno]]a, [[helio]]a eta [[litio]]zko aztarnak sortu zituen, elementu astunago guztiak izarretan eta supernobetan sintetizatzen diren bitartean. Supernobek inguruko izarrarteko espazioa aberasten laguntzen dute, hidrogeno eta helioz gaindiko elementuekin. Elementu hauei astronomian "[[metaltsasun|metalak]]" deitu ohi zaie.

[[Fitxategi:Type 1c Gamma Ray Burst 01.jpg|alt=Supernobetan sortzen diren gamma izpien eztandek Lurrean eragina izan dezakete, nahikoa hurbil gertatuz gero.|thumb|Supernobetan sortzen diren [[Gamma izpien eztanda|gamma izpien eztandek]] Lurrean eragina izan dezakete, nahikoa hurbil gertatuz gero.]]Supernoba batzuek, hurbil gertatuz gero, Lurraren [[Biosfera|biosferanbiosfera]]n nabaritzen diren eraginak sortu ditzakete. Supernoba motaren eta energiaren arabera, 3000 [[argi-urte]]rainoko distantzia izan liteke. Supernobatik ateratako [[gamma izpi]]ek goi [[Lurraren atmosfera|atmosferako]] [[nitrogeno]] molekularra [[nitrogeno oxido]] bihurtuko lukeen [[erreakzio kimiko]]a bultzatuko lukete, [[ozono geruza]] ahulduz. Honela, gainazala eguzkitik datorren erradiazio [[ultramore]] kaltegarriarekiko agerian geratuko litzateke. Gertaera hau [[Ordoviziar-Siluriar desagertzea]]ren kausa bezala proposatu da, Lurraren bizitza ozeanikoaren % 60 inguru hiltzea eragin zuena.<ref>{{Erreferentzia|izena=A.L.|abizena=Melott|izenburua=Did a gamma-ray burst initiate the late Ordovician mass extinction?|orrialdeak=55–61|hizkuntza=en|abizena2=Lieberman|abizena3=Laird|abizena4=Martin|abizena5=Medvedev|abizena6=Thomas|abizena7=Cannizzo|abizena8=Gehrels|abizena9=Jackman|izena2=B.S.|izena3=C.M.|izena4=L.D.|izena5=M.V.|izena6=B.C.|izena7=J.K.|izena8=N.|izena9=C.H.|data=2004-01|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004IJAsB...3...55M|aldizkaria=International Journal of Astrobiology|alea=1|zenbakia=3|issn=1473-5504|doi=10.1017/S1473550404001910|sartze-data=2018-10-10}}</ref> 1996an, iraganeko supernoben aztarnak lurrean antzeman zitezkeela teorizatu zen, arroka [[estratu]]etan egongo liratekeen isotopo metaliko moduan. ⁶⁰[[Burdina|Fe]] aberastua zuen harri bat topatu zen [[Ozeano Barea]]ren sakoneko itsasoetan.<ref>{{Erreferentzia|izena=Brian D.|abizena=Fields|izenburua=Deep‐Ocean Crusts as Telescopes: Using Live Radioisotopes to Probe Supernova Nucleosynthesis|orrialdeak=902–907|hizkuntza=en|abizena2=Hochmuth|abizena3=Ellis|izena2=Kathrin A.|izena3=John|data=2005-03-10|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...621..902F|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=2|zenbakia=621|issn=0004-637X|doi=10.1086/427797|sartze-data=2018-10-10}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izena=K.|abizena=Knie|izenburua=F60eAnomaly in a Deep-Sea Manganese Crust and Implications for a Nearby Supernova Source|hizkuntza=en|abizena2=Korschinek|abizena3=Faestermann|abizena4=Dorfi|abizena5=Rugel|abizena6=Wallner|izena2=G.|izena3=T.|izena4=E. A.|izena5=G.|izena6=A.|data=2004-10-22|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004PhRvL..93q1103K|aldizkaria=Physical Review Letters|alea=17|zenbakia=93|issn=0031-9007|doi=10.1103/PhysRevLett.93.171103|sartze-data=2018-10-10}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izena=Brian D.|abizena=Fields|izenburua=On deep-ocean as a fossil of a near-earth supernova|orrialdeak=419–430|hizkuntza=en|abizena2=Ellis|izena2=John|data=1999-09|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1999NewA....4..419F|aldizkaria=New Astronomy|alea=6|zenbakia=4|issn=1384-1076|doi=10.1016/S1384-1076(99)00034-2|sartze-data=2018-10-10}}</ref> 2009an, nitrato ioien maila altuak aurkitu ziren [[Antartika]]ko izotzean, 1006 eta 1054 supernobekin bat egin zutenak. Supernoba hauen gamma izpiek nitrogeno oxidoen maila handitu ahal izan zuten, gero izotzean harrapatuta geratuz.<ref>{{Erreferentzia|izenburua=In Brief|orrialdeak=28–28|hizkuntza=en|data=2009-05|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2009SciAm.300e..28.|aldizkaria=Scientific American|alea=5|zenbakia=300|issn=0036-8733|doi=10.1038/scientificamerican0509-28a|sartze-data=2018-10-10}}</ref>