כוכבים בעלי מסה העולה על 8 מסות שמש מתפתחים במסלול שונה. לאחר שנוצרת ליבת פחמן וחמצן, הלחץ והטמפרטורה בליבה גבוהים דיים על מנת להצית תגובות גרעיניות נוספות והכוכב מייצר ניאון, צורן ויסודות נוספים עד שהוא מגיע לליבת ברזל. כמו כוכבים בעלי מסה בינונית, גם כוכבים מסיביים מאבדים כמויות מסה עצומות במהלך השלבים המאוחרים של התפתחותם. כוכבים שמסתם ההתחלתית גבוהה מ-40 מסות שמש יאבדו את כל מעטפת המימן שלהם במהלך התפתחותם.
השלבים המאוחרים של התפתחות הכוכב הם קצרים מאד. קיימות לכך שתי סיבות. הראשונה היא שכמות האנרגיה שמופקת מיחידת מסה הולכת ופוחתת ככל שמתקדמים בשרשרת התגובות הגרעיניות ולכן הכוכב מבעיר את היסודות בקצב הולך וגובר על מנת לאזן את הכבידה העצומה שלו. הסיבה השנייה היא שהתהליכים הללו מתבצעים בטמפרטורות הולכות וגדלות. בטמפרטורות אלו נוצרים חלקיקי ניוטרינו רבים. הניוטרינו הוא חלקיק זעיר שיש לו תגובות חלשות מאד עם חלקיקים אחרים. ברגע שהוא נוצר, הכוכב כמעט "שקוף" לו ורוב רובם של הניוטרינים נפלטים אל מחוץ לכוכב וגורמים לאבדן אנרגיה גדול.
כאשר הכוכב מכיל ליבה עשויה מברזל, הוא לא יכול להמשיך להפיק אנרגיה מהיתוך גרעיני. הסיבה היא שהברזל הוא היסוד בעל הגרעין היציב ביותר מבחינת אנרגיה, כלומר הן היתוך של ברזל והן ביקועו צורכים יותר אנרגיה מאשר תתקבל על ידי התהליך. הלחץ והטמפרטורה בליבה הולכים וגדלים ולבסוף ליבת הכוכב קורסת.
תהליך הקריסה המדויק תלוי במסה ההתחלתית של הכוכב. בכל מקרה, מדובר על תהליך מהיר ביותר המתרחש בחלקיקי שנייה. החומר נופל פנימה לכיוון מרכז הכוכב הקורס ונדחס לצפיפויות האופייניות לגרעין. הצפיפות הגבוהה שנוצרת, עוצרת בפתאומיות את הקריסה ונוצר גל הלם שמפוצץ את החלקים החיצוניים של הכוכב בהתפוצצות סופר נובה. התהליך המדויק עדיין לא ברור, אבל מהתצפיות ברור כי מדובר בתהליך שפולט אנרגיה עצומה. מעטפת הכוכב מועפת בעוצמה רבה ביותר בעוד שבמרכז הכוכב נותר כוכב נייטרונים או חור שחור. לאחר ההתפוצצות, מעטפת הכוכב ממשיכה להתפשט וניתן להבחין בשרידים שלה למשך עשרות אלפי שנה לאחר ההתפוצצות.
כאמור, התהליך פולט כמויות עצומות של אנרגיה. רק כ-1% מהאנרגיה הוא בצורת אור נראה, ובכל זאת למשך מספר ימים סופר נובה בודדה יכולה להאיר כמו גלקסיה שלמה. בנוסף, חלק משמעותי מהאנרגיה נפלט כחלקיקי ניוטרינו. קיימים מספר סוגים של סופרנובה (SN type Ib, SN type Ic, SN type II), התלויים בגודל הכוכב שהתפוצץ. לדוגמה, כוכב שמסתו הראשונית הייתה מעל 40 מסות שמש מתפוצץ כאשר כל מעטפת המימן שלו כבר נפלטה לחלל ולכן בעקומת האור של הסופרנובה שנוצרת ממנו אין קווי מימן כלל. החום והלחץ הנוצרים במהלך הסופרנובה מאפשרים יצירת יסודות כבדים יותר מברזל. קיימת השערה כי לסופרנובות אלו זה תרומה משמעותית לאחד התהליכים האחראיים להיווצרות היסודות הכבדים מברזל (תהליך-R), אולם אין וודאות לגבי השערה זו.
אין תגובות:
הוסף רשומת תגובה