Man unterscheidet historisch nach ihren Spektrallinien grob zwei Typen von Supernovae: Typ I (mit den Untergruppen Ia, Ib und Ic) und Typ II.

Allerdings sind die Entwicklungen und Explosionsmechanismen der Typen II, Ib und Ic, wie man heute weiß, eng miteinander verwandt, während der Typ Ia ein gänzlich verschiedener Mechanismus ist.

Typ II

Eine Supernova vom Typ II tritt am Ende des "Lebens" eines Sterns auf, wenn er seinen Kernbrennstoff komplett verbraucht hat.

So setzt, nachdem der Wasserstoff des Sternes zu Helium fusioniert ist, eine weitere Fusionsstufe ein, in der Helium zu Lithium fusioniert. Dies wird möglich, da der Stern durch den im Inneren wegfallenden Gegendruck zusammenzufallen beginnt, wobei sich Temperatur und Druck erhöhen.

Nachdem alles Lithium umgewandelt wurde, beginnt wiederum eine neue Fusionsstufe, in welcher nun Beryllium entsteht. Dabei wird wieder Energie frei, welche den Stern von Innen mit Gegendruck versorgt und so den Zusammenfall aufhält. Weitere Fusionsstufen lassen den Stern weiter schrumpfen und so immer neue Elemente fusionieren. So folgen die Fusion zu zum Beispiel Kohlenstoff, Sauerstoff, Aluminium, Calcium, Titan und letztendlich zum 26. Element Eisen.
Die Fusion von einem zum anderen Element geht dabei immer schneller vonstatten. Während ein Stern Milliarden von Jahren brauchen kann seinen Wasserstoff zu Helium umzuwandeln, benötigt die folgende Umwandlung von Helium in Lithium "nur" noch Hunderttausende von Jahren. Die Umwandlung von Mangan nach Eisen lässt sich in Sekunden messen.

Da die Fusion von Eisen zum nächsten Element Cobalt keinen Energiegewinn mehr bringt, versiegt die Energiequelle des Sterns komplett. Es gibt jetzt nichts mehr was der Gravitation entgegenwirken könnte, so dass der Stern in Sekundenbruchteilen zusammenfällt. Die hierbei auf den Eisenkern stürzenden noch vorhandenen Gasschichten werden dabei extrem stark erhitzt und fusionieren beim Aufprall auf den Eisenkern in die restlichen schweren Elemente wie zum Beispiel Kupfer, Germanium, Silber, Gold oder Uran. Die darauf folgende Explosion schleudert die entstandenen Elemente vom Stern weg und verteilt diese in einem sich ausdehnenden Gasnebel im Weltraum. Aus diesen Elementen entstehen dann die Planeten.

Weiter entstehen bei der Explosion verschiedene Arten von elektromagnetischer Strahlung. Diese reicht bis zur hochenergetischen Gammastrahlung, so dass eine Supernova in der Nähe belebter Planeten (Umkreis circa 50 Lichtjahre) verheerende Auswirkungen auf das dortige Leben haben würde. Daneben werden auch Neutrinos und Gravitationsstrahlung in bedeutender Intensität frei gesetzt, die allerdings beide schwer nachzuweisen sind.

Zurück bleibt von dem Stern, je nach Masse, ein stark komprimierter sich schnell drehender Eisenkern - Pulsar genannt, ein Neutronenstern oder ein schwarzes Loch.

Bei niedriger Restmasse bleibt nach der Explosion einfach der vorher fusionierte Eisenkern zurück. Besitzt der Stern jedoch ausreichend Masse, so "gelingt" es ihm durch seine Gravitation ausreichend Druck aufzubauen um die den Atomkern umkreisenden Elektronen in den Kern zu drücken, wo sie sich mit den dort vorhandenen Protonen zu Neutronen verbinden.

Besitzt der Stern allerdings soviel Masse, dass es ihm gelingt selbst die nun entstandenen Neutronen weiter zusammenzudrücken, kann ein Quarkstern entstehen. Hierbei werden die Quarkss, aus denen die Neutronen aufgebaut sind, so stark zusammengepreßt, dass diese gezwungen sind noch enger "zusammenzurücken". Durch das Pauli-Prinzip ist dies jedoch auch nur begrenzt möglich. Leider läßt sich diese Theorie nicht beweisen, da der Reststern spätestens zu diesem Zeitpunkt schon so viel Gravitation hat, dass keine Signale mehr aus seinem Schwerkraftfeld dringen. So endet der Stern dann als schwarzes Loch.

Die extrem hohe Rotationsgeschwindigkeit des Eisen- und Neutronensterns erklärt sich durch die starke Annäherung der vorher außen liegenden Bereiche an die Sternenmitte. Als Beispiel sei hier die Eiskünstläuferin angesprochen, die bei einer Pirouette ihre Arme an den Körper zieht um die Drehung weiter zu beschleunigen. So ist es möglich, dass sich Eisensterne mit ihren 10000 Kilometern Durchmesser und Neutronensterne mit nur noch rund 10 Kilometern Durchmesser bis zu zweimal in der Sekunde drehen. Durch die hohe Drehgeschwindigkeit baut sich gleichzeitig ein Magnetfeld auf, welches mit den Teilchen des abgestoßenen Gasnebel in Wechselwirkung tritt und so von der Erde aus registrierbare Signale erzeugt.

Typ Ib und Ic

Supernovae vom Typ Ib oder Ic sind ebenfalls Explosionen von Sternen am Ende ihrer reaktiven Zeit. Bei denen vom Typ Ib ist vor der Explosion die Wasserstoffhülle abgestoßen worden, so dass bei der Explosion keine Spektrallinien des Wasserstoff beobachtet werden.
Der Explosions-Typ Ic tritt auf, wenn zusätzlich noch die Heliumhülle des Sterns abgestoßen wurde, so dass auch keine Spektrallinien des Heliums auftreten. Auch bei diesen Explosionen bleibt ein Eisen-, Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch zurück.

Abgesehen von den abgestoßenen Hüllen verhalten sich Supernovae vom Type Ib und Ic ähnlich wie die vom Typ II.

Typ Ia

Eine Supernova vom Typ Ia entsteht nur in Doppelsternsystemen, in dem der eine Stern ein Weißer Zwerg, der andere ein Hauptreihenstern ist. Der Weiße Zwerg akkretiert im Laufe der Zeit Gas von seinem Begleiter, bis seine Masse eine Kritische Grenze überschreitet und er durch seine Eigengravitation kollabiert. Die auftretende Supernova-Explosion ist immer innerhalb einer gewissen Stärke, da die kritische Masse sowie die Zusammensetzung des Weißen Zwerges konstant sind. Durch diese Eigenschaften lassen sich anhand solcher Explosionen relativ genaue Entfernungsbestimmungen im Weltall vornehmen. Bei einer Explosion vom Typ Ia bleibt kein Himmelskörper übrig - die gesamte Materie wird in den Weltraum geschleudert.

Taxonomie nach Spektrallinie

• Astronomische Objekte
• Astronomie
• Supernova 1987a