b'\n_START_ARTICLE_\nSupernov\xc4\x83\n_START_PARAGRAPH_\nO supernov\xc4\x83 este o explozie stelar\xc4\x83 mai puternic\xc4\x83 dec\xc3\xa2t o nov\xc4\x83. Supernovele sunt extrem de luminoase \xc8\x99i cauzeaz\xc4\x83 o explozie de radia\xc8\x9bii care adesea este mai str\xc4\x83lucitoare dec\xc3\xa2t o \xc3\xaentreag\xc4\x83 galaxie, \xc3\xaenainte de a disp\xc4\x83rea dup\xc4\x83 c\xc3\xa2teva s\xc4\x83pt\xc4\x83m\xc3\xa2ni sau luni. De-a lungul acestui interval, o supernov\xc4\x83 poate radia tot at\xc3\xa2ta energie c\xc3\xa2t ar putea emite Soarele pe toat\xc4\x83 durata sa de via\xc8\x9b\xc4\x83. Explozia elimin\xc4\x83 mare parte sau tot materialul unei stele cu o vitez\xc4\x83 de p\xc3\xa2n\xc4\x83 la 30.000\xc2\xa0km/s (o zecime din viteza luminii), declan\xc8\x99\xc3\xa2nd propagarea unei unde de \xc8\x99oc \xc3\xaen mediul interstelar \xc3\xaenconjur\xc4\x83tor. Unda de \xc8\x99oc duce la r\xc4\x83sp\xc3\xa2ndirea unui nor de gaz \xc8\x99i praf denumit r\xc4\x83m\xc4\x83\xc8\x99i\xc8\x9b\xc4\x83 de supernov\xc4\x83._NEWLINE_Exist\xc4\x83 mai multe feluri de supernove care pot fi declan\xc8\x99ate \xc3\xaentr-unul din dou\xc4\x83 moduri, fie prin oprirea, fie prin pornirea brusc\xc4\x83 a produc\xc8\x9biei de energie prin fuziune nuclear\xc4\x83. Dup\xc4\x83 ce centrul unei stele masive \xc8\x99i b\xc4\x83tr\xc3\xa2ne \xc3\xaenceteaz\xc4\x83 s\xc4\x83 mai genereze energie prin fuziune nuclear\xc4\x83, ea poate suferi un colaps gravita\xc8\x9bional brusc devenind stea neutronic\xc4\x83 sau gaur\xc4\x83 neagr\xc4\x83 \xc8\x99i elimin\xc3\xa2nd energie poten\xc8\x9bial\xc4\x83 gravita\xc8\x9bional\xc4\x83 ce \xc3\xaenc\xc4\x83lze\xc8\x99te \xc8\x99i \xc3\xaempinge \xc3\xaen afar\xc4\x83 straturile exterioare ale stelei. Altfel, o pitic\xc4\x83 alb\xc4\x83 poate acumula suficient material de la o stea companion (de regul\xc4\x83 prin acre\xc8\x9bie, rareori prin fuziune) pentru a-\xc8\x99i cre\xc8\x99te temperatura miezului suficient pentru a declan\xc8\x99a fuziunea nuclear\xc4\x83 a carbonului. Centrele stelare ale c\xc4\x83ror surse de energie se epuizeaz\xc4\x83 complet se pr\xc4\x83bu\xc8\x99esc c\xc3\xa2nd limita lor dep\xc4\x83\xc8\x99e\xc8\x99te limita Chandrasekhar, iar piticele albe se aprind atunci c\xc3\xa2nd se apropie de aceast\xc4\x83 limit\xc4\x83 (aproximativ 1,38 de mase solare). Piticele albe sunt \xc8\x99i supuse unui alt tip, mai mic de explozie termonuclear\xc4\x83 alimentat\xc4\x83 de hidrogen la suprafa\xc8\x9ba lor, explozie denumit\xc4\x83 nova. Stelele solitare cu o mas\xc4\x83 sub o limit\xc4\x83 de aproximativ nou\xc4\x83 mase solare, cum ar fi chiar Soarele, evolueaz\xc4\x83 \xc3\xaen pitice albe f\xc4\x83r\xc4\x83 a deveni supernove._NEWLINE_\xc3\x8en medie, supernovele apar o dat\xc4\x83 la fiecare 50\xc2\xa0de ani \xc3\xaentr-o galaxie de dimensiunile C\xc4\x83ii Lactee. Ele joac\xc4\x83 un rol semnificativ \xc3\xaen \xc3\xaembog\xc4\x83\xc8\x9birea mediului interstelar cu elemente de mase mari. Mai mult, undele de \xc8\x99oc propagate dup\xc4\x83 explozie pot declan\xc8\x99a formarea de noi stele._NEWLINE_Nova \xc3\xaenseamn\xc4\x83 \xe2\x80\x9enou\xe2\x80\x9d \xc3\xaen limba latin\xc4\x83, o referin\xc8\x9b\xc4\x83 la ceea ce pare a fi o nou\xc4\x83 stea, foarte str\xc4\x83lucitoare pe sfera cereasc\xc4\x83; Prefixul \xe2\x80\x9esuper-\xe2\x80\x9d face distinc\xc8\x9bia \xc3\xaentre supernove \xc8\x99i nove, obi\xc8\x99nuite care implic\xc4\x83 \xc8\x99i ele cre\xc8\x99terea \xc3\xaen str\xc4\x83lucire a unei stele, dar mai pu\xc8\x9bin \xc8\x99i printr-un cu totul alt mecanism.\n_START_SECTION_\nIstoria observa\xc8\x9biilor\n_START_PARAGRAPH_\nPrima supernov\xc4\x83 atestat\xc4\x83 istoric, SN 185, a fost v\xc4\x83zut\xc4\x83 de astronomii chinezi \xc3\xaen anul 185 \xc3\xae.Hr. Cea mai str\xc4\x83lucitoare supernov\xc4\x83 a fost SN 1006, descris\xc4\x83 \xc3\xaen detaliu de astronomii chinezi \xc8\x99i arabi. Supernova SN 1054 a produs nebuloasa Crabului. Supernovele SN 1572 \xc8\x99i SN 1604, ultimele observate cu ochiul liber \xc3\xaen galaxia Calea Lactee, au avut efecte semnificative asupra dezvolt\xc4\x83rii astronomiei europene, deoarece au fost utilizate ca argument \xc3\xaempotriva ideii aristoteliene c\xc4\x83 universul de dincolo de lun\xc4\x83 \xc8\x99i de planete este fix._NEWLINE_De la dezvoltarea telescopului, descoperirile de supernove s-au extins la alte galaxii, \xc3\xaencep\xc3\xa2nd cu observarea \xc3\xaen 1885 a supernovei S Andromedae \xc3\xaen galaxia Andromeda. Supernovele aduc informa\xc8\x9bii importante despre distan\xc8\x9bele cosmologice. \xc3\x8en secolul al XX-lea, s-au dezvoltat modelele de succes pentru fiecare tip de supernov\xc4\x83, \xc8\x99i a \xc3\xaenceput s\xc4\x83 se \xc3\xaen\xc8\x9beleag\xc4\x83 rolul supernovelor \xc3\xaen procesul de formare a stelelor._NEWLINE_\xc3\x8en anii 1960, astronomii au descoperit c\xc4\x83 intensit\xc4\x83\xc8\x9bile maxime ale exploziilor supernovelor pot fi folosite ca indicatori de distan\xc8\x9b\xc4\x83. Unele dintre cele mai \xc3\xaendep\xc4\x83rtate supernove observate recent par mai slabe dec\xc3\xa2t s-ar a\xc8\x99tepta. Aceasta este un indiciu ce sugereaz\xc4\x83 c\xc4\x83 expansiunea universului accelereaz\xc4\x83. S-au dezvoltat noi tehnici de reconstituire a exploziilor de supernove despre care nu exist\xc4\x83 dovezi scrise ale observa\xc8\x9biilor. Data supernovei Cassiopeia A a fost determinat\xc4\x83 dup\xc4\x83 ecoul luminos \xc3\xaen raport cu nebuloasele, iar v\xc3\xa2rsta r\xc4\x83m\xc4\x83\xc8\x99i\xc8\x9bei de supernov\xc4\x83 RX J0852.0-4622 s-a estimat din m\xc4\x83sur\xc4\x83tori de temperatur\xc4\x83 \xc8\x99i din emisiile de radia\xc8\x9bii gamma din descompunerea titanului 44. \xc3\x8en 2009, s-au descoperit azota\xc8\x9bi \xc3\xaen depozitele de ghea\xc8\x9b\xc4\x83 din Antarctica, ceea ce ar putea corespunde unor supernove din trecut.\n_START_SECTION_\nDescoperire\n_START_PARAGRAPH_\n\xc3\x8entruc\xc3\xa2t supernovele sunt evenimente relativ rare la scara unei galaxii, \xc8\x99i au loc o dat\xc4\x83 la fiecare aproximativ 50\xc2\xa0de ani \xc3\xaen Calea Lactee, ob\xc8\x9binerea unui e\xc8\x99antion de supernove pentru studiat impune monitorizarea constant\xc4\x83 a numeroase galaxii._NEWLINE_Supernovele din alte galaxii nu pot fi prezise cu acurate\xc8\x9be. De obicei, atunci c\xc3\xa2nd sunt descoperite, ele sunt deja \xc3\xaen plin\xc4\x83 desf\xc4\x83\xc8\x99urare. Observarea luminozit\xc4\x83\xc8\x9bii lor maxime este de foarte mare interes \xc8\x99tiin\xc8\x9bific. De aceea, este important ca ele s\xc4\x83 fie descoperite cu mult \xc3\xaenainte de a atinge punctul de maxim. Astronomii amatori, cu mult mai numero\xc8\x99i dec\xc3\xa2t cei profesioni\xc8\x99ti, au jucat un rol important \xc3\xaen descoperirea de supernove, de regul\xc4\x83 prin urm\xc4\x83rirea unor galaxii apropiate cu telescopul optic \xc8\x99i compar\xc3\xa2nd imaginea cu fotografii mai vechi._NEWLINE_Spre sf\xc3\xa2r\xc8\x99itul secolului al XX-lea, astronomii au \xc3\xaenceput s\xc4\x83 utilizeze telescoape controlate de calculator \xc8\x99i cu CCD-uri pentru detec\xc8\x9bia de supernove. Asemenea sisteme sunt populare printre amatori \xc8\x99i exist\xc4\x83 instala\xc8\x9bii mari profesionale, cum ar fi Katzman Automatic Imaging Telescope. Recent, a fost demarat proiectul Supernova Early Warning System (SNEWS) cu ajutorul unei re\xc8\x9bele de detectoare de neutrini cu scopul de a afla din timp de eventualitatea unei supernove \xc3\xaen galaxia Calea Lactee. Neutrinii sunt particule produse \xc3\xaen mari cantit\xc4\x83\xc8\x9bi de o explozie de supernova, \xc8\x99i nu sunt absorbi\xc8\x9bi de gazul \xc8\x99i praful interstelar din discul galactic._NEWLINE_C\xc4\x83ut\xc4\x83rile de supernove se clasific\xc4\x83 \xc3\xaen dou\xc4\x83 categorii: cele concentrate pe evenimente apropiate \xc8\x99i cele care caut\xc4\x83 explozii \xc3\xaen spa\xc8\x9biul mai \xc3\xaendep\xc4\x83rtat. Din cauza expansiunii universului, distan\xc8\x9ba fa\xc8\x9b\xc4\x83 de un obiect \xc3\xaendep\xc4\x83rtat cu un spectru de emisie cunoscut poate fi estimat\xc4\x83 prin m\xc4\x83surarea deplas\xc4\x83rii spre ro\xc8\x99u; \xc3\xaen medie, obiectele mai \xc3\xaendep\xc4\x83rtate se \xc3\xaendep\xc4\x83rteaz\xc4\x83 cu viteze mai mari dec\xc3\xa2t cele apropiate, \xc8\x99i au o deplasare spre ro\xc8\x99u mai pronun\xc8\x9bat\xc4\x83. Astfel, c\xc4\x83utarea se \xc3\xaemparte \xc3\xaentre deplasarea mare \xc8\x99i deplasarea mic\xc4\x83, limita fiind \xc3\xaen preajma unei deplas\xc4\x83ri spre ro\xc8\x99u de\'z\xc2\xa0=\xc2\xa00,1\xe2\x80\x930,3\xe2\x80\x94unde z este o m\xc4\x83sur\xc4\x83 adimensional\xc4\x83 a deplas\xc4\x83rii frecven\xc8\x9bei spectrului._NEWLINE_C\xc4\x83ut\xc4\x83rile de supernove cu deplas\xc4\x83ri spre ro\xc8\x99u mari implic\xc4\x83 de regul\xc4\x83 observarea curbelor de lumin\xc4\x83 ale supernovei. Acestea sunt utile pentru generarea de diagrame Hubble \xc8\x99i pentru a face predic\xc8\x9bii cosmologice. La deplas\xc4\x83ri spre ro\xc8\x99u mici, spectroscopia supernovelor este mai practic\xc4\x83 dec\xc3\xa2t la deplas\xc4\x83ri mari, \xc8\x99i este folosit\xc4\x83 pentru a studia fizica supernovelor. Observa\xc8\x9biile la deplasare spre ro\xc8\x99u mic\xc4\x83 dau \xc8\x99i cap\xc4\x83tul de distan\xc8\x9b\xc4\x83 mic\xc4\x83 al curbei Hubble, un grafic al deplas\xc4\x83rii spre ro\xc8\x99u \xc3\xaen func\xc8\x9bie de distan\xc8\x9b\xc4\x83 pentru galaxiile vizibile.\n_START_SECTION_\nConven\xc8\x9bie de denumire\n_START_PARAGRAPH_\nDescoperirile de supernove se raporteaz\xc4\x83 la Biroul Central de Telegrame Astronomice al Uniunii Astronomice Interna\xc8\x9bionale, care trimite o circular\xc4\x83 cu numele pe care i-l asigneaz\xc4\x83. Numele este format din anul descoperirii, urmat imediat de o denumire dintr-una sau dou\xc4\x83 litere. Primele 26 de supernove ale anului primesc o liter\xc4\x83 mare de la A la Z. Dup\xc4\x83 acestea, se utilizeaz\xc4\x83 perechi de litere mici, \xc3\xaencep\xc3\xa2nd cu aa, ab, \xc8\x99i a\xc8\x99a mai departe. Astronomii profesioni\xc8\x99ti \xc8\x99i cei amatori descoper\xc4\x83 c\xc3\xa2teva sute de supernove \xc3\xaen fiecare an (367 \xc3\xaen 2005, 551 \xc3\xaen 2006 \xc8\x99i 572 \xc3\xaen 2007). De exemplu, ultima supernov\xc4\x83 din 2005 a fost SN 2005nc, ceea ce arat\xc4\x83 c\xc4\x83 a fost a 367-a supernov\xc4\x83 g\xc4\x83sit\xc4\x83 \xc3\xaen 2005._NEWLINE_Supernovele istorice sunt cunoscute doar dup\xc4\x83 anul \xc3\xaen care au avut loc: SN 185, SN 1006, SN 1054, SN 1572 (Noval lui Tycho) \xc8\x99i SN 1604 (Steaua lui Kepler). Din 1885, s-a utilizat nota\xc8\x9bia cu litere, chiar dac\xc4\x83 a existat o singur\xc4\x83 supernova descoperit\xc4\x83 \xc3\xaen acel an (de exemplu, SN 1885A, 1907A etc.)\xe2\x80\x94ultima oar\xc4\x83 c\xc3\xa2nd s-a \xc3\xaent\xc3\xa2mplat aceasta a fost cu SN 1947A. Abrevierea "SN" este un prefix op\xc8\x9bional.\n_START_SECTION_\nTipul Ia\n_START_PARAGRAPH_\nExist\xc4\x83 mai multe moduri prin care se poate forma o supernov\xc4\x83 de acest tip, dar aceste moduri au toate un mecanism de baz\xc4\x83 comun. Dac\xc4\x83 o pitic\xc4\x83 alb\xc4\x83 cu miezul de carbon-oxigen a adunat suficient\xc4\x83 materie pentru a atinge limita Chandrasekhar de aproximativ 1,38\xc2\xa0mase solare (pentru o stea f\xc4\x83r\xc4\x83 mi\xc8\x99care de rota\xc8\x9bie), ea nu va mai putea sus\xc8\x9bine cantitatea mare de plasm\xc4\x83 cu ajutorul presiunii de degenerare a electronilor \xc8\x99i va \xc3\xaencepe s\xc4\x83 se contracte. Opinia actual\xc4\x83 este aceea c\xc4\x83 limita aceasta nu este atins\xc4\x83 \xc3\xaen mod normal; cre\xc8\x99terea temperaturii \xc8\x99i a densit\xc4\x83\xc8\x9bii din interiorul miezului duc la declan\xc8\x99area fuziunii carbonului pe m\xc4\x83sur\xc4\x83 ce steaua se apropie de limit\xc4\x83 (la o distan\xc8\x9b\xc4\x83 de aproximativ 1%), \xc3\xaenainte de declan\xc8\x99area colapsului. \xc3\x8en c\xc3\xa2teva secunde, o por\xc8\x9biune substan\xc8\x9bial\xc4\x83 din materia piticei albe intr\xc4\x83 \xc3\xaen fuziune nuclear\xc4\x83, eliber\xc3\xa2nd suficient\xc4\x83 energie (1\xe2\x80\x932 \xc3\x97 10\xe2\x81\xb4\xe2\x81\xb4\xc2\xa0jouli) pentru a dezlega steaua \xc3\xaentr-o explozie supernova. Se genereaz\xc4\x83 o und\xc4\x83 de \xc8\x99oc, materia ating\xc3\xa2nd viteze de ordinul a 5.000\xe2\x80\x9320.000\xc2\xa0km/s, aproximativ 3% din viteza luminii. Apare \xc8\x99i o cre\xc8\x99tere semnificativ\xc4\x83 de luminozitate, p\xc3\xa2n\xc4\x83 la magnitudinea absolut\xc4\x83 de -19.3 (de 5 miliarde de ori mai mare dec\xc3\xa2t Soarele)._NEWLINE_Un model de formare a acestei categorii de supernove este un sistem solar binar cu dou\xc4\x83 stele apropiate. Cea mai mare dintre cele dou\xc4\x83 stele este prima care iese din secven\xc8\x9ba principal\xc4\x83, \xc8\x99i se m\xc4\x83re\xc8\x99te form\xc3\xa2nd o gigant\xc4\x83 ro\xc8\x99ie. Orbita comun\xc4\x83 a celor dou\xc4\x83 stele \xc3\xaencepe acum s\xc4\x83 se mic\xc8\x99oreze, \xc3\xaentruc\xc3\xa2t cele dou\xc4\x83 stele ajung s\xc4\x83 aib\xc4\x83 o coroan\xc4\x83 comun\xc4\x83. Giganta \xc3\xae\xc8\x99i expulzeaz\xc4\x83 apoi propria coroan\xc4\x83, pierz\xc3\xa2nd mas\xc4\x83 p\xc3\xa2n\xc4\x83 \xc3\xaen momentul \xc3\xaen care nu mai poate continua fuziunea nuclear\xc4\x83. \xc3\x8en acest punct, ea devine o pitic\xc4\x83 alb\xc4\x83, compus\xc4\x83 mai ales din carbon \xc8\x99i oxigen. \xc3\x8en cele din urm\xc4\x83, \xc8\x99i cea de-a doua stea iese de pe secven\xc8\x9ba principal\xc4\x83, devenind gigant\xc4\x83 ro\xc8\x99ie. Materia expulzat\xc4\x83 de giganta ro\xc8\x99ie este \xc3\xaens\xc4\x83 adunat\xc4\x83 prin acre\xc8\x9bie de pitica alb\xc4\x83, ceea ce cauzeaz\xc4\x83 cre\xc8\x99terea masei celei din urm\xc4\x83._NEWLINE_Un alt model de formare a exploziilor de tip Ia implic\xc4\x83 fuziunea a dou\xc4\x83 pitice albe, masa combinat\xc4\x83 dep\xc4\x83\xc8\x99ind pentru scurt timp limita Chandrasekhar. O pitic\xc4\x83 alb\xc4\x83 poate prelua materie \xc8\x99i de la alte tipuri de stele companion, inclusiv de la o stea din secven\xc8\x9ba principal\xc4\x83 (dac\xc4\x83 orbita este suficient de mic\xc4\x83)._NEWLINE_Supernovele de tip Ia descrie o curb\xc4\x83 de lumin\xc4\x83 caracteristic\xc4\x83 dup\xc4\x83 explozie. Luminozitatea este generat\xc4\x83 de dezintegrarea izotopului radioactiv nichel-56 \xc3\xaen cobalt-56 \xc8\x99i mai departe \xc3\xaen fier-56. Luminozitatea maxim\xc4\x83 pe curba de lumin\xc4\x83 era considerat\xc4\x83 a fi constant\xc4\x83 la toate supernovele de tip Ia (din care marea majoritate se formeaz\xc4\x83 cu aceea\xc8\x99i mas\xc4\x83, prin mecanismul de acre\xc8\x9bie), cu o magnitudine absolut\xc4\x83 de aproximativ -19.3. Aceasta le-ar permite s\xc4\x83 fie folosite ca o unitate standard secundar\xc4\x83 pentru m\xc4\x83surarea distan\xc8\x9bei p\xc3\xa2n\xc4\x83 la galaxia gazd\xc4\x83. Descoperiri mai recente au ar\xc4\x83tat, \xc3\xaens\xc4\x83, c\xc4\x83 lungimea acestei curbe standard evolueaz\xc4\x83, \xc8\x99i deci \xc8\x99i luminozitatea intrinsec\xc4\x83 a supernovelor, dar c\xc4\x83 aceast\xc4\x83 evolu\xc8\x9bie poate fi g\xc4\x83sit\xc4\x83 doar prin studiul supernovelor pe o gam\xc4\x83 larg\xc4\x83 de valori ale deplas\xc4\x83rii spre ro\xc8\x99u.\n_START_SECTION_\nTipurile Ib \xc8\x99i Ic\n_START_PARAGRAPH_\nAceste evenimente, ca \xc8\x99i supernovele de tip\xc2\xa0II, sunt probabil stele masive care r\xc4\x83m\xc3\xa2n f\xc4\x83r\xc4\x83 material pentru alimentarea centrului lor; stelele generatoare de supernove de tipurile\xc2\xa0Ib \xc8\x99i Ic \xc8\x99i-au pierdut, \xc3\xaens\xc4\x83, mare parte din coroana exterioar\xc4\x83 de hidrogen din cauza v\xc3\xa2nturilor stelare puternice sau prin interac\xc8\x9biunea cu o stea companion. Supernovele de tip\xc2\xa0Ib sunt considerate a fi rezultatul unei stele masive de tip Wolf-Rayet. Conform c\xc3\xa2torva indicii, c\xc3\xa2teva procente din supernovele de tip\xc2\xa0Ic ar putea fi surse de explozii de radia\xc8\x9bii gamma (GRB), dar se crede \xc8\x99i c\xc4\x83 orice supernov\xc4\x83 de tip\xc2\xa0Ib sau Ic lipsit\xc4\x83 de hidrogen ar putea fi surs\xc4\x83 de GRB, \xc3\xaen func\xc8\x9bie de geometria exploziei.\n_START_SECTION_\nTipul II\n_START_PARAGRAPH_\nStelele cu cel pu\xc8\x9bin nou\xc4\x83 mase solare evolueaz\xc4\x83 \xc3\xaentr-o manier\xc4\x83 complex\xc4\x83. \xc3\x8en centrul stelei, hidrogenul se transform\xc4\x83 prin fuziune \xc3\xaen heliu \xc8\x99i energia termic\xc4\x83 eliberat\xc4\x83 creeaz\xc4\x83 o presiune \xc3\xaendreptat\xc4\x83 spre exterior, ceea ce men\xc8\x9bine miezul \xc3\xaen echilibru hidrostatic \xc8\x99i previne colapsul._NEWLINE_C\xc3\xa2nd rezerva de hidrogen din miez se epuizeaz\xc4\x83, aceast\xc4\x83 presiune spre exterior nu se mai creeaz\xc4\x83. Miezul \xc3\xaencepe s\xc4\x83 se str\xc3\xa2ng\xc4\x83, ceea ce cauzeaz\xc4\x83 o cre\xc8\x99tere a temperaturii \xc8\x99i presiunii p\xc3\xa2n\xc4\x83 \xc3\xaen punctul \xc3\xaen care heliul \xc3\xaencepe s\xc4\x83 fuzioneze \xc8\x99i el produc\xc3\xa2nd carbon, reac\xc8\x9bie ce produce \xc8\x99i ea suficient\xc4\x83 presiune pentru a fr\xc3\xa2na colapsul. Miezul se extinde \xc8\x99i se r\xc4\x83ce\xc8\x99te u\xc8\x99or \xc3\xaentr-un strat exterior unde mai fuzioneaz\xc4\x83 \xc3\xaenc\xc4\x83 hidrogenul, av\xc3\xa2nd \xc3\xaen centru un miez cu presiune mai mare, \xc3\xaen care fuzioneaz\xc4\x83 heliul. (\xc3\x8en aceste reac\xc8\x9bii se creeaz\xc4\x83 \xc8\x99i, \xc3\xaen unele cazuri, se consum\xc4\x83 \xc8\x99i alte elemente cum ar fi magneziu, sulf \xc8\x99i calciu.)_NEWLINE_Acest proces se repet\xc4\x83 de c\xc3\xa2teva ori, \xc8\x99i de fiecare dat\xc4\x83 c\xc3\xa2nd miezul intr\xc4\x83 \xc3\xaen colaps, colapsul este oprit de declan\xc8\x99area unui proces de fuziune de nuclee mai masive la temperaturi \xc8\x99i presiuni mai mari. Fiecare strat este \xc3\xaempiedicat s\xc4\x83 se pr\xc4\x83bu\xc8\x99easc\xc4\x83 de c\xc4\x83ldura \xc8\x99i de presiunea spre exterior a procesului de fuziune din stratul de sub el; reac\xc8\x9bia din fiecare strat are loc la temperaturi mai mari \xc8\x99i \xc3\xaentr-un timp mai scurt dec\xc3\xa2t cel anterior\xe2\x80\x94fuziunea final\xc4\x83 a siliciului cu producere de nichel \xc3\xae\xc8\x99i consum\xc4\x83 resursele \xc3\xaentr-un timp de ordinul zilelor. Steaua ajunge s\xc4\x83 aib\xc4\x83 o structur\xc4\x83 stratificat\xc4\x83, \xc3\xaen cele exterioare consum\xc3\xa2ndu-se elemente ce fuzioneaz\xc4\x83 mai u\xc8\x99or._NEWLINE_\xc3\x8en ultimele etape, elemente din ce \xc3\xaen ce mai grele sufer\xc4\x83 fuziune nuclear\xc4\x83, \xc8\x99i energia de leg\xc4\x83tur\xc4\x83 a nucleelor relevante cre\xc8\x99te. Fuziunea produce niveluri de energie din ce \xc3\xaen ce mai joase, \xc8\x99i la energii ale miezului din ce \xc3\xaen ce mai mari, au loc fotodezintegrarea \xc8\x99i captarea electronilor, ceea ce determin\xc4\x83 pierderi de energie \xc3\xaen miez \xc8\x99i o accelerare general\xc4\x83 a proceselor de fuziune pentru a men\xc8\x9bine echilibrul hidrostatic. Aceast\xc4\x83 escaladare culmineaz\xc4\x83 cu producerea de nichel-56, element ce nu mai poate produce energie prin fuziune (de\xc8\x99i produce fier-56 prin dezintegrare radioactiv\xc4\x83). Ca rezultat, se formeaz\xc4\x83 un miez de nichel-fier care nu mai poate produce presiune spre exterior la nivelul necesar pentru a sus\xc8\x9bine restul structurii. Ea poate sus\xc8\x9bine cople\xc8\x99itoarea mas\xc4\x83 a stelei doar prin presiunea de degenerare a electronilor din miez. Dac\xc4\x83 steaua este suficient de mare, atunci miezul de nichel-fier ajunge \xc3\xaen cele din urm\xc4\x83 s\xc4\x83 dep\xc4\x83\xc8\x99easc\xc4\x83 limita Chandrasekhar (1,38\xc2\xa0mase solare), punct \xc3\xaen care acest mecanism nu mai rezist\xc4\x83. For\xc8\x9bele care \xc8\x9bin nucleele atomice \xc3\xaentregi \xc3\xaen straturile interioare ale miezului cedeaz\xc4\x83, miezul implodeaz\xc4\x83 din cauza propriei mase, \xc8\x99i nu mai poate porni niciun proces de fuziune care s\xc4\x83 se declan\xc8\x99eze \xc8\x99i s\xc4\x83 \xc3\xaempiedice \xc8\x99i de aceast\xc4\x83 dat\xc4\x83 colapsul.\n_START_SECTION_\nColapsul miezului\n_START_PARAGRAPH_\nMiezul se pr\xc4\x83bu\xc8\x99e\xc8\x99te \xc3\xaen el \xc3\xaensu\xc8\x99i cu viteze ce ating 70.000\xc2\xa0km/s (0,23c), duc\xc3\xa2nd la o cre\xc8\x99tere rapid\xc4\x83 a temperaturii \xc8\x99i densit\xc4\x83\xc8\x9bii. Procesele cu pierdere de energie ce au loc \xc3\xaen miez \xc3\xaenceteaz\xc4\x83 s\xc4\x83 mai fie \xc3\xaen echilibru. Prin fotodezintegrare, radia\xc8\x9biile gamma descompun fierul \xc3\xaen nuclee de heliu \xc8\x99i \xc3\xaen neutroni liberi, absorbind energie, \xc3\xaen timp ce electronii \xc8\x99i protonii fuzioneaz\xc4\x83 prin captur\xc4\x83 de electroni, produc\xc3\xa2nd neutroni \xc8\x99i neutrini electronici care p\xc4\x83r\xc4\x83sesc steaua._NEWLINE_\xc3\x8entr-o supernov\xc4\x83 de tip II, miezul de neutroni nou format are o temperatur\xc4\x83 ini\xc8\x9bial\xc4\x83 de aproximativ 100\xc2\xa0miliarde de kelvini (100\xc2\xa0GK); de 6000 de ori mai mare ca temperatura centrului Soarelui. Mare parte din aceast\xc4\x83 energie termic\xc4\x83 trebuie eliberat\xc4\x83 pentru a se forma o stea neutronic\xc4\x83 stabil\xc4\x83, \xc8\x99i aceasta se realizeaz\xc4\x83 printr-o nou\xc4\x83 eliberare de neutrini. Ace\xc8\x99ti neutrini \xe2\x80\x9etermici\xe2\x80\x9d se formeaz\xc4\x83 sub form\xc4\x83 de perechi neutrino-antineutrino de toate aromele, \xc8\x99i totalizeaz\xc4\x83 de c\xc3\xa2teva ori num\xc4\x83rul de neutrini rezulta\xc8\x9bi din capturarea electronilor. Aproximativ 10\xe2\x81\xb4\xe2\x81\xb6\xc2\xa0jouli de energie gravita\xc8\x9bional\xc4\x83\xe2\x80\x94aproximativ 10% din masa de repaus a stelei\xe2\x80\x94sunt converti\xc8\x9bi \xc3\xaentr-o explozie de neutrini cu durata de zece secunde, principalul produs al evenimentului. Ace\xc8\x99tia transport\xc4\x83 energie de la miez \xc8\x99i accelereaz\xc4\x83 colapsul, de\xc8\x99i o parte din ei pot fi reabsorbi\xc8\x9bi ulterior de straturile exterioare ale stelei pentru a furniza energie exploziei supernova._NEWLINE_Miezul interior ajunge \xc3\xaen cele din urm\xc4\x83 la un diametru de aproximativ 30\xc2\xa0km, \xc8\x99i o densitate comparabil\xc4\x83 cu cea a unui nucleu atomic, iar continuarea colapsului este oprit\xc4\x83 brusc de for\xc8\x9ba nuclear\xc4\x83 tare \xc8\x99i de presiunea de degenerare a neutronilor. Materia \xc3\xaen pr\xc4\x83bu\xc8\x99ire, oprit\xc4\x83 brusc, reculeaz\xc4\x83, produc\xc3\xa2nd o und\xc4\x83 de \xc8\x99oc ce se propag\xc4\x83 spre exterior. Simul\xc4\x83rile computerizate indic\xc4\x83 faptul c\xc4\x83 aceast\xc4\x83 und\xc4\x83 de \xc8\x99oc nu cauzeaz\xc4\x83 \xc3\xaen mod direct explozia supernova; \xc3\xaen schimb, ea se opre\xc8\x99te \xc3\xaen c\xc3\xa2teva milisecunde \xc3\xaen partea exterioar\xc4\x83 a miezului pierz\xc3\xa2nd energie prin disocierea de elemente grele, \xc8\x99i un proces care nu a fost \xc3\xaen\xc8\x9beles \xc3\xaenc\xc4\x83 \xc3\xaen mod clar este necesar pentru a permite straturilor exterioare ale miezului s\xc4\x83 reabsoarb\xc4\x83 aproximativ 10\xe2\x81\xb4\xe2\x81\xb4\xc2\xa0jouli de energie, care produce explozia vizibil\xc4\x83. Cercet\xc4\x83rile actuale se concentreaz\xc4\x83 pe ipoteza unui proces bazat pe o combina\xc8\x9bie de re\xc3\xaenc\xc4\x83lzire de neutrini, efecte de rota\xc8\x9bie \xc8\x99i efecte magnetice._NEWLINE_C\xc3\xa2nd steaua generatoare are sub aproximativ 20\xc2\xa0mase solare (\xc3\xaen func\xc8\x9bie de t\xc4\x83ria exploziei \xc8\x99i cantitatea de material care cade \xc3\xaenapoi), r\xc4\x83m\xc4\x83\xc8\x99i\xc8\x9ba degenerat\xc4\x83 a miezului se transform\xc4\x83 \xc3\xaentr-o stea neutronic\xc4\x83. Peste aceast\xc4\x83 mas\xc4\x83, r\xc4\x83m\xc4\x83\xc8\x99i\xc8\x9ba formeaz\xc4\x83 o gaur\xc4\x83 neagr\xc4\x83. (Acest tip de colaps este una din numeroasele explica\xc8\x9bii pentru exploziile de radia\xc8\x9bii gamma\xe2\x80\x94ce ar produce, teoretic, o mare cantitate de radia\xc8\x9bii gamma printr-o explozie hipernova.) Masa-limit\xc4\x83, conform teoriei, pentru acest tip de colaps a fost estimat\xc4\x83 la aproximativ 40\xe2\x80\x9350\xc2\xa0de mase solare._NEWLINE_La peste 50\xc2\xa0de mase solare, se crede c\xc4\x83 stelele se pr\xc4\x83bu\xc8\x99esc direct \xc3\xaentr-o gaur\xc4\x83 neagr\xc4\x83, f\xc4\x83r\xc4\x83 a forma o supernova, de\xc8\x99i incertitudinile din modelele supernovelor fac calculele acestor limite extrem de dificile. De fapt, dovezile recente au ar\xc4\x83tat c\xc4\x83 stelele de aproximativ 140\xe2\x80\x93250\xc2\xa0mase solare, cu o propor\xc8\x9bie relativ sc\xc4\x83zut\xc4\x83 de elemente mai masive ca heliul, ar putea forma supernove f\xc4\x83r\xc4\x83 a l\xc4\x83sa \xc3\xaen urm\xc4\x83 g\xc4\x83uri negre. Acest rar tip de supernova se formeaz\xc4\x83 printr-un mecanism alternativ (par\xc8\x9bial analog celui de la exploziile de tip Ia) care nu necesit\xc4\x83 existen\xc8\x9ba unui miez de fier. Un astfel de exemplu este supernova de tip II SN 2006gy, estimat\xc4\x83 la 150\xc2\xa0de mase solare, \xc8\x99i care a demonstrat c\xc4\x83 explozia unei astfel de stele masive difer\xc4\x83 fundamental de predic\xc8\x9biile teoretice fundamentale.\n_START_SECTION_\nCurbele de lumin\xc4\x83 \xc8\x99i spectrele neobi\xc8\x99nuite\n_START_PARAGRAPH_\nCurbele de lumin\xc4\x83 pentru supernovele de tip\xc2\xa0II se disting prin prezen\xc8\x9ba liniilor de absorb\xc8\x9bie Balmer ale hidrogenului \xc3\xaen spectru. Aceste curbe de lumin\xc4\x83 au o vitez\xc4\x83 de degradare de 0,008\xc2\xa0magnitudini pe zi; mult mai sc\xc4\x83zute dec\xc3\xa2t viteza de degradare a supernovelor de tip\xc2\xa0I. Cele de tip II se sub\xc3\xaempart \xc3\xaen dou\xc4\x83 clase, depinz\xc3\xa2nd dac\xc4\x83 exist\xc4\x83 un platou pe curba de lumin\xc4\x83 (tip\xc2\xa0II-P) sau viteza de degradare evolueaz\xc4\x83 liniar (tipul\xc2\xa0II-L). Viteza net\xc4\x83 de degradare este mai mare, de 0,012\xc2\xa0magnitudini pe zi la tipul\xc2\xa0II-L, prin compara\xc8\x9bie cu 0,0075\xc2\xa0magnitudini pe zi la tipul\xc2\xa0II-P. Se crede c\xc4\x83 diferen\xc8\x9ba de form\xc4\x83 a curbelor de lumin\xc4\x83 este cauzat\xc4\x83, \xc3\xaen cazul supernovelor de tip\xc2\xa0II-L, de expulzarea unei mari p\xc4\x83r\xc8\x9bi a stratului exterior de hidrogen a stelei._NEWLINE_Faza de platou a supernovelor de tip\xc2\xa0II-P se datoreaz\xc4\x83 unei schimb\xc4\x83ri a opacit\xc4\x83\xc8\x9bii stratului exterior. Unda de \xc8\x99oc ionizeaz\xc4\x83 hidrogenul din celelalte straturi, ceea ce duce la o cre\xc8\x99tere a opacit\xc4\x83\xc8\x9bii. Aceasta \xc3\xaempiedic\xc4\x83 fotonii din p\xc4\x83r\xc8\x9bile interioare ale exploziei s\xc4\x83 ias\xc4\x83. Dup\xc4\x83 ce hidrogenul se r\xc4\x83ce\xc8\x99te suficient pentru a se recombina, stratul exterior redevine transparent._NEWLINE_Din supernovele de tipul\xc2\xa0II cu tr\xc4\x83s\xc4\x83turi neobi\xc8\x99nuite \xc3\xaen spectre, cele de tipul\xc2\xa0IIn ar putea fi produse de interac\xc8\x9biunea materialului expulzat cu materialul circumstelar. Supernovele de tip\xc2\xa0IIb sunt foarte probabil stele masive care au pierdut mare parte din \xc3\xaenveli\xc8\x99ul de hidrogen din cauza atrac\xc8\x9biei unei stele companion. Pe m\xc4\x83sur\xc4\x83 ce materia expulzat\xc4\x83 de o supernov\xc4\x83 de tip\xc2\xa0IIb se extinde, stratul de hidrogen devine rapid foarte sub\xc8\x9bire \xc8\x99i las\xc4\x83 s\xc4\x83 se vad\xc4\x83 straturile interioare._NEWLINE_Magnitudinea absolut\xc4\x83 maxim\xc4\x83 a supernovelor de tip II nu este constant\xc4\x83, ele fiind mai slabe dec\xc3\xa2t cele de tipul Ia. De exemplu, SN 1987A, cu luminozitate joas\xc4\x83, a avut o magnitudine absolut\xc4\x83 vizual\xc4\x83 maxim\xc4\x83 de -15,5 (magnitudine aparent\xc4\x83 +3 pentru o distan\xc8\x9b\xc4\x83 de 51\xc2\xa0kpc), prin compara\xc8\x9bie cu -19,3 c\xc3\xa2t este pentru cele de tipul Ia.\n_START_SECTION_\nAsimetrie\n_START_PARAGRAPH_\nO problem\xc4\x83 demult nerezolvat\xc4\x83 \xc3\xaen ce prive\xc8\x99te supernovele o const\xc4\x83 necesitatea unei explica\xc8\x9bii pentru viteza mare de \xc3\xaendep\xc4\x83rtare de centru a obiectului compact r\xc4\x83mas dup\xc4\x83 explozie. (s-a observat c\xc4\x83 stelele neutronice, ca pulsari, au viteze mari; probabil c\xc4\x83 \xc8\x99i g\xc4\x83urile negre, dar ele sunt mult mai greu de observat c\xc3\xa2nd sunt izolate.) Impulsul ini\xc8\x9bial poate fi substan\xc8\x9bial, propuls\xc3\xa2nd un obiect de mai mult de o mas\xc4\x83 solar\xc4\x83 la o vitez\xc4\x83 de 500\xc2\xa0km/s sau chiar mai mare. Se crede c\xc4\x83 aceasta s-ar datora unei asimetrii a exploziei, dar mecanismul prin care acest impuls este transferat obiectului compact r\xc4\x83m\xc3\xa2ne un mister. Printre explica\xc8\x9biile posibile aduse acestui fenomen se num\xc4\x83r\xc4\x83 convec\xc8\x9bia din steaua \xc3\xaen colaps \xc8\x99i producerea de jeturi \xc3\xaen timpul form\xc4\x83rii stelei neutronice._NEWLINE_Una dintre explica\xc8\x9biile asimetriei exploziei este convec\xc8\x9bia pe scar\xc4\x83 larg\xc4\x83 deasupra centrului. Convec\xc8\x9bia poate crea varia\xc8\x9bii \xc3\xaen distribu\xc8\x9bia local\xc4\x83 a elementelor, ceea ce are ca rezultat o fuziune nuclear\xc4\x83 neregulat\xc4\x83 \xc3\xaen timpul colapsului \xc8\x99i a exploziei ce-i urmeaz\xc4\x83._NEWLINE_O alt\xc4\x83 explica\xc8\x9bie posibil\xc4\x83 o constituie acre\xc8\x9bia de gaz \xc3\xaenspre steaua neutronic\xc4\x83 central\xc4\x83 ce poate crea un disc ce genereaz\xc4\x83 jeturi direc\xc8\x9bionate, propuls\xc3\xa2nd materie la viteze mari, \xc8\x99i gener\xc3\xa2nd \xc8\x99ocuri. Aceste jeturi ar putea juca un rol crucial \xc3\xaen supernova rezultat\xc4\x83. _NEWLINE_Asimetrii \xc3\xaen fazele incipiente ale exploziilor au fost confirmate \xc8\x99i \xc3\xaen supernove de tip\xc2\xa0Ia prin observa\xc8\x9bii. Acest rezultat poate s\xc4\x83 \xc3\xaensemne c\xc4\x83 luminozitatea ini\xc8\x9bial\xc4\x83 a acestui tip de supernove ar putea s\xc4\x83 depind\xc4\x83 de unghiul de observa\xc8\x9bie. Explozia devine, \xc3\xaens\xc4\x83, mai simetric\xc4\x83 cu trecerea timpului. Primele asimetrii sunt detectabile prin m\xc4\x83surarea polariz\xc4\x83rii luminii emise.\n_START_SECTION_\nProduc\xc8\x9bia de energie\n_START_PARAGRAPH_\n\xc3\x8entruc\xc3\xa2t au un model func\xc8\x9bional similar, supernovele de tipurile\xc2\xa0Ib, Ic \xc8\x99i diferite supernove de tipul\xc2\xa0II sunt denumite \xc3\xaempreun\xc4\x83 supernove cu colaps al miezului. O diferen\xc8\x9b\xc4\x83 fundamental\xc4\x83 \xc3\xaentre supernovele de tip\xc2\xa0Ia \xc8\x99i cele cu colaps al miezului \xc3\xael constituie sursa de energie pentru radia\xc8\x9bia emis\xc4\x83 \xc3\xaen apropierea maximului curbei de lumin\xc4\x83. Stelele ce produc supernove cu colaps al miezului sunt stele cu straturi exterioare extinse \xc8\x99i care pot atinge un grad de transparen\xc8\x9b\xc4\x83 cu o expansiune relativ redus\xc4\x83. Mare parte din energia care alimenteaz\xc4\x83 emisia la maximul de luminozitate provine din unda de \xc8\x99oc ce \xc3\xaenc\xc4\x83lze\xc8\x99te \xc8\x99i \xc3\xaempinge straturile exterioare._NEWLINE_Stelele ce genereaz\xc4\x83 supernove de tipul\xc2\xa0Ia, pe de alt\xc4\x83 parte, sunt obiecte compacte, mult mai mici (dar mai masive) dec\xc3\xa2t Soarele, care trebuie s\xc4\x83 se expandeze (astfel r\xc4\x83cindu-se) enorm \xc3\xaenainte de a deveni transparente. C\xc4\x83ldura din explozie se disip\xc4\x83 \xc3\xaen expansiune \xc8\x99i nu mai este disponibil\xc4\x83 pentru generarea de lumin\xc4\x83. Radia\xc8\x9bia emis\xc4\x83 de supernovele de tip\xc2\xa0Ia se poate, astfel, atribui \xc3\xaen totalitate dezintegr\xc4\x83rii radionuclidelor produse \xc3\xaen explozie; \xc3\xaen principal nichel-56 (cu un timp de \xc3\xaenjum\xc4\x83t\xc4\x83\xc8\x9bire de 6,1\xc2\xa0zile) \xc8\x99i produsul s\xc4\x83u cobalt-56 (cu un timp de \xc3\xaenjum\xc4\x83t\xc4\x83\xc8\x9bire de 77\xc2\xa0zile). Razele gamma emise \xc3\xaen timpul acestei dezintegr\xc4\x83ri nucleare sunt absorbite de materialul aruncat, care astfel se \xc3\xaenc\xc4\x83lze\xc8\x99te \xc8\x99i devine incandescent._NEWLINE_Pe m\xc4\x83sur\xc4\x83 ce materialul \xc3\xaempr\xc4\x83\xc8\x99tiat de o supernov\xc4\x83 cu colaps al miezului se \xc3\xaendep\xc4\x83rteaz\xc4\x83 \xc8\x99i se r\xc4\x83ce\xc8\x99te, dezintegrarea nuclear\xc4\x83 ajunge \xc3\xaen cele din urm\xc4\x83 s\xc4\x83 devin\xc4\x83 principala surs\xc4\x83 de energie a emisiei de lumin\xc4\x83 \xc8\x99i \xc3\xaen acest caz. O supernov\xc4\x83 puternic\xc4\x83 de tipul\xc2\xa0Ia poate arunca 0,5\xe2\x80\x931,0\xc2\xa0mase solare de nichel-56, iar o supernov\xc4\x83 cu colaps al miezului probabil arunc\xc4\x83 aproape 0,1\xc2\xa0mase solare de nichel-56.\n_START_SECTION_\nSurs\xc4\x83 de elemente grele\n_START_PARAGRAPH_\nSupernovele sunt o surs\xc4\x83-cheie de elemente mai grele dec\xc3\xa2t oxigenul. Aceste elemente sunt produse prin fuziune nuclear\xc4\x83 (pentru fier-56 \xc8\x99i elemente mai u\xc8\x99oare), \xc8\x99i prin nucleosintez\xc4\x83 \xc3\xaen timpul exploziei pentru elementele mai grele dec\xc3\xa2t fierul. Supernovele sunt cel mai probabil candidat pentru r-proces, o form\xc4\x83 rapid\xc4\x83 de nucleosintez\xc4\x83 ce are loc \xc3\xaen condi\xc8\x9bii de temperatur\xc4\x83 ridicat\xc4\x83 \xc8\x99i de mare densitate de neutroni. Reac\xc8\x9biile produc nuclei foarte instabili, boga\xc8\x9bi \xc3\xaen neutroni. Aceste forme sunt instabile \xc8\x99i sufer\xc4\x83 dezintegrare beta foarte rapid \xc3\xaenspre forme mai stabile._NEWLINE_Reac\xc8\x9bia r-proces, care se presupune c\xc4\x83 are loc \xc3\xaen supernovele de tipul II, produce aproximativ jum\xc4\x83tate din toate celelalte elemente existente \xc3\xaen univers dincolo de fier, inclusiv plutoniu, uraniu \xc8\x99i californiu. Singurul alt proces major ce produce elemente mai grele dec\xc3\xa2t fierul este s-procesul din stelele gigante ro\xc8\x99ii, mari \xc8\x99i vechi, unde se produc aceste elemente mult mai lent, \xc8\x99i oricum nu elemente mai grele dec\xc3\xa2t plumbul.\n_START_SECTION_\nRolul \xc3\xaen evolu\xc8\x9bia stelar\xc4\x83\n_START_PARAGRAPH_\nR\xc4\x83m\xc4\x83\xc8\x99i\xc8\x9ba unei supernove const\xc4\x83 dintr-un obiect compact \xc8\x99i o und\xc4\x83 de \xc8\x99oc de material ce se extinde rapid. Acest nor de material m\xc4\x83tur\xc4\x83 mediul interstelar \xc3\xaenconjur\xc4\x83tor \xc3\xaentr-o faz\xc4\x83 de expansiune liber\xc4\x83, ce poate dura p\xc3\xa2n\xc4\x83 la dou\xc4\x83 secole. Unda apoi trece, treptat, printr-o perioad\xc4\x83 de expansiune adiabatic\xc4\x83, \xc8\x99i se va r\xc4\x83ci \xc8\x99i se va amesteca \xc3\xaencet cu mediul interstelar \xc3\xaenconjur\xc4\x83tor de-a lungul unei perioade de aproximativ 10.000\xc2\xa0de ani._NEWLINE_\xc3\x8en astronomia standard, Big Bangul a produs hidrogen, heliu \xc8\x99i pu\xc8\x9bin litiu, pe c\xc3\xa2nd toate celelalte elemente mai grele au fost sintetizate \xc3\xaen stele \xc8\x99i supernove. Supernovele tind s\xc4\x83 \xc3\xaembog\xc4\x83\xc8\x9beasc\xc4\x83 mediul interstelar cu metale, termen ce \xc3\xaenseamn\xc4\x83, pentru astronomi, toate elementele \xc3\xaen afara hidrogenului \xc8\x99i heliului, defini\xc8\x9bie diferit\xc4\x83 de cea din chimie._NEWLINE_Aceste elemente injectate \xc3\xaembog\xc4\x83\xc8\x9besc \xc3\xaen cele din urm\xc4\x83 norii moleculari \xc3\xaen care se formeaz\xc4\x83 stelele. Astfel, fiecare genera\xc8\x9bie stelar\xc4\x83 are o compozi\xc8\x9bie u\xc8\x99or diferit\xc4\x83, de la un amestec aproape pur de hidrogen \xc8\x99i heliu p\xc3\xa2n\xc4\x83 la o compozi\xc8\x9bie mai bogat\xc4\x83 \xc3\xaen metale. Supernovele sunt mecanismul principal de distribu\xc8\x9bie \xc3\xaen spa\xc8\x9biu al acestor elemente grele, formate \xc3\xaentr-o stea \xc3\xaen perioada sa de fuziune nuclear\xc4\x83. Abunden\xc8\x9ba diferit\xc4\x83 de elemente \xc3\xaen materialul ce formeaz\xc4\x83 o stea are o important\xc4\x83 influen\xc8\x9b\xc4\x83 asupra vie\xc8\x9bii stelei, \xc8\x99i ar putea influen\xc8\x9ba decisiv  posibilitatea existen\xc8\x9bei de planete pe orbita acesteia._NEWLINE_Energia cinetic\xc4\x83 a unei r\xc4\x83m\xc4\x83\xc8\x99i\xc8\x9be de supernov\xc4\x83 \xc3\xaen expansiune poate declan\xc8\x99a formarea de stele din cauza compresiei norilor moleculari den\xc8\x99i afla\xc8\x9bi \xc3\xaen spa\xc8\x9biul din apropiere. Cre\xc8\x99terea de presiune turbulent\xc4\x83 poate \xc8\x99i preveni formarea de stele dac\xc4\x83 norul nu poate pierde energia \xc3\xaen exces._NEWLINE_Dovezi din produsele rezultate din izotopii radioactivi arat\xc4\x83 c\xc4\x83 o supernov\xc4\x83 aflat\xc4\x83 \xc3\xaen apropiere a ajutat la determinarea compozi\xc8\x9biei Sistemului Solar acum 4,5\xc2\xa0miliarde de ani, \xc8\x99i ar fi putut chiar s\xc4\x83 fi declan\xc8\x99at formarea acestui sistem.\n_START_SECTION_\nImpactul asupra P\xc4\x83m\xc3\xa2ntului\n_START_PARAGRAPH_\nO supernov\xc4\x83 apropiat\xc4\x83 de P\xc4\x83m\xc3\xa2nt este o explozie ce ar avea ca rezultat moartea unei stele aflate suficient de aproape de P\xc4\x83m\xc3\xa2nt (la mai pu\xc8\x9bin de 100\xc2\xa0ani-lumin\xc4\x83) pentru a avea efecte observabile asupra biosferei. Razele gamma de la o supernov\xc4\x83 induc o reac\xc8\x9bie chimic\xc4\x83 \xc3\xaen straturile superioare ale atmosferei, reac\xc8\x9bie ce transform\xc4\x83 azotul molecular \xc3\xaen oxizi azotici, consum\xc3\xa2nd suficient din stratul de ozon pentru a expune suprafa\xc8\x9ba planetei la radia\xc8\x9bii solare \xc8\x99i cosmice d\xc4\x83un\xc4\x83toare. Aceasta este una din cauzele presupuse ale dispari\xc8\x9biei de specii de la sf\xc3\xa2r\xc8\x99itul ordovicianului, c\xc3\xa2nd aproape 60% din formele de via\xc8\x9b\xc4\x83 oceanice de pe P\xc4\x83m\xc3\xa2nt au murit. _NEWLINE_\xc3\x8en 1996, s-a teoretizat c\xc4\x83 urme ale fostelor supernove ar putea fi detectabile pe P\xc4\x83m\xc3\xa2nt sub form\xc4\x83 de izotopi metalici afla\xc8\x9bi \xc3\xaen stratele de roc\xc4\x83. \xc3\x8en consecin\xc8\x9b\xc4\x83, s-a observat cre\xc8\x99terea cantit\xc4\x83\xc8\x9bii de fier-60 \xc3\xaen rocile de pe fundul Oceanului Pacific._NEWLINE_Supernovele de tip\xc2\xa0Ia ar putea fi, poten\xc8\x9bial, cele mai periculoase dac\xc4\x83 au loc suficient de aproape de P\xc4\x83m\xc3\xa2nt. \xc3\x8entruc\xc3\xa2t supernovele de tip\xc2\xa0Ia apar din stelele slabe din categoria piticelor albe, este posibil ca o supernov\xc4\x83 ce ar putea afecta P\xc4\x83m\xc3\xa2ntul s\xc4\x83 apar\xc4\x83 pe neprev\xc4\x83zute \xc3\xaentr-un sistem solar care nu a fost bine studiat. O teorie sugereaz\xc4\x83 c\xc4\x83 o supernov\xc4\x83 de tip\xc2\xa0Ia ar trebui s\xc4\x83 fie mai aproape de o mie de parseci (3300\xc2\xa0ani-lumin\xc4\x83) pentru a afecta P\xc4\x83m\xc3\xa2ntul. Cel mai apropiat candidat cunoscut este IK Pegasi (vezi mai jos). _NEWLINE_Estim\xc4\x83rile recente prezic c\xc4\x83 o supernov\xc4\x83 de tip\xc2\xa0II ar trebui s\xc4\x83 fie mai aproape de opt parseci (26\xc2\xa0ani-lumin\xc4\x83) pentru a distruge jum\xc4\x83tate din stratul de ozon al P\xc4\x83m\xc3\xa2ntului.\n_START_SECTION_\nCandidate din Calea Lactee\n_START_PARAGRAPH_\nMai multe stele mari din Calea Lactee ar fi posibile supernove \xc3\xaen urm\xc4\x83toarele c\xc3\xa2teva mii\xe2\x80\x93sute de milioane de ani. Printre acestea se num\xc4\x83r\xc4\x83 Rho Cassiopeiae, Eta Carinae, RS Ophiuchi, U Scorpii, steaua Kitt Peak Downes KPD1930+2752, HD\xc2\xa0179821, IRC+10420, VY Canis Majoris, Betelgeuse, Antares \xc8\x99i Spica._NEWLINE_Multe stele Wolf-Rayet, cum ar fi Gamma Velorum WR 104, \xc8\x99i cele din clusterul Quintuplet, sunt \xc8\x99i ele considerate posibile precursoare ale unei supernove \xc3\xaen viitorul apropiat._NEWLINE_Cea mai apropiat\xc4\x83 stea-candidat de supernov\xc4\x83 este IK Pegasi (HR 8210), aflat\xc4\x83 la 150\xc2\xa0ani-lumin\xc4\x83. Acest sistem binar cu orbit\xc4\x83 mic\xc4\x83 const\xc4\x83 dintr-o stea din secven\xc8\x9ba principal\xc4\x83 \xc8\x99i o pitic\xc4\x83 alb\xc4\x83, aflate una de alta la o distan\xc8\x9b\xc4\x83 de 31\xc2\xa0milioane\xc2\xa0de\xc2\xa0kilometri. Pitica are o mas\xc4\x83 estimat\xc4\x83 de 1,15 ori masa Soarelui. Se estimeaz\xc4\x83 c\xc4\x83 dup\xc4\x83 c\xc3\xa2teva milioane de ani, pitica alb\xc4\x83 ar putea aduna prin acre\xc8\x9bie masa critic\xc4\x83 pentru a deveni o supernov\xc4\x83 de tip\xc2\xa0Ia.'