ซูเปอร์โนวา (Supernovae) เป็นวิวัฒนาการขั้นสุดท้ายของดาวฤกษ์ คือการระเบิดที่รุนแรงของดาวฤกษ์มวลมากเมื่อสิ้นอายุขัยหรือการระเบิดของดาวแคระขาวที่เป็นสมาชิกของระบบดาวคู่ การระเบิดนี้จะปล่อยพลังงานจำนวนมหาศาลออกมา 

ภาพที่ 1 ซูเปอร์โนวา 2011fe ที่ระเบิดขึ้นในกาแล็กซีกังหัน (Pinwheel Galaxy หรือ M101) ซึ่งอยู่ในกลุ่มดาวหมีใหญ่ (Big Dipper) เมื่อวันที่ 24 สิงหาคม 2011 ภาพซ้ายมือเป็นกาแล็กซีก่อนเกิดซูเปอร์โนวา ภาพขวามือขณะเกิดซูเปอร์โนวาจะมีจุดสว่างโผ่ลขึ้นมาที่แขนของกาแล็กซีนี้

ส่วนใหญ่แล้วซูเปอร์โนวามักสังเกตได้ในกาแล็กซีอื่นไม่ค่อยปรากฏให้เห็นในกาแล็กซีทางช้างเผือกบ่อยนัก เนื่องจากว่ามีกลุ่มแก็สหรือฝุ่นที่อยู่บริเวณทางช้างเผือกบังไว้ แต่จากข้อมูลในอดีตมีการบันทึกการระเบิดซูเปอร์โนวาที่เกิดขึ้นในกาแล็กซีทางช้างเผือกไว้บ้าง อาทิเช่น ซูเปอร์โนวา 1572 (Tycho's Supernova) อยู่บริเวณกลุ่มดาวค้างคาวถูกค้นพบโดย ไทโคบราเฮ (Tycho Brahe) เมื่อปี ค.ศ 1572 จากการศึกษาซูเปอร์โนวานี้ในเวลาต่อมานักดาราศาสตร์ค้นพบดาวฤกษ์คล้ายๆ ดวงอาทิตย์ (สเปกตรัม G2) โคจรรอบจุดศูนย์กลางมวลร่วมกัน และ ซูเปอร์โนวา 1054 ที่ถูกบันทึกโดยนักดาราศาสตร์ชาวจีนเมื่อ ค.ศ 1054 ปัจจุบันยังคงมีซากของ ซูเปอร์โนวานี้ที่รู้จักในนาม เนบิวลาปู (M1) จากการศึกษาของนักดาราศาตร์พบว่าในทุกๆ วินาทีจะมีซูเปอร์โนวาเกิดขึ้นในเอกภพและในแต่ละกาแล็กซีจะเกิดซูเปอร์โนวาขึ้นประมาณทุกๆ หนึ่งร้อยปี ปัจจุบันนี้ก็ยังมีรายงานการระเบิดซูเปอร์โนวาขึ้นเช่นกัน แต่ส่วนใหญ่แล้วจะเกิดขึ้นในกาแล็กซีอื่น นักดาราศาสตร์ได้จำแนกซูเปอร์โนวาตามสเปกตรัมที่ได้จากการสังเกตการณ์ ซึ่งสามารถแบ่งเป็น 2 ชนิด ดังนี้

ภาพที่ 2 วิวัฒนาการของดาวฤกษ์ จะเห็นได้ว่าดาวที่มีมวลประมาณมวลของดวงอาทิตย์บั้นปลายชีวิต จะกลายเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์ เหลือแกนตรงกลางเป็นดาวเคราะห์ขาว ดาวที่มีมวลมากกว่าดวงอาทิตย์สุดท้ายแล้วจะระเบิดเป็นซูเปอร์โนวา และทิ้งแกนไว้เรียกว่า ดาวนิวตรอน ส่วนดาวที่มีมวลมากกว่ามวลของดวงอาทิตย์มาก ๆ สุดท้ายแล้วจะกลายเป็นหลุมดำ

1. ซูเปอร์โนวาชนิดที่ 1 (Supernova type I) ซูเปอร์โนวาชนิดนี้ไม่ปรากฏเส้นดูดกลืนไฮโดรเจนในสเปกตรัม สามารถแบ่งย่อยเป็น 3 คือชนิด ดังนี้
1.1 ซูเปอร์โนวาชนิด 1a (Type Ia supernovae ) เกิดจากดาวฤกษ์มวลระหว่าง 0.4 - 4 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ เมื่อสิ้นอายุขัยแล้วจะกลายเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์ ซึ่งจะทิ้งแกนของดาวที่เคยเกิดฟิวชันเรียกว่าดาวแคระขาว (ประกอบด้วยคาร์บอนและออกซิเจน) ซึ่งดาวแคระขาวนี้มีอายุขัยนานมาก(มากกว่าอายุของเอกภพ) บางกรณีดาวแคระขาวเป็นสมาชิกของระบบดาวคู่แบบใกล้ชิด ถ้าหากว่ามีการถ่ายเทมวลสารจากดาวฤกษ์มายังดาวแคระขาว โดยหลักการแล้วดาวแคระขาวไม่สามารถมีมวลได้เกินขีดจำกัดจันทรเศขร (Chandrasekhar limit) คือ 1.38 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ หลังจากที่ดาวแคระขาวได้ดึงดูดมวลสารจนมีมวลเกินค่าขีดจำกัดแล้ว ดาวแคระขาวเหล่านั้นไม่สามารถรักษาสภาพเดิมได้จึงทำให้เกิดสภาวะการยุบ ส่งผลให้อุณหภูมิ และความดันเพิ่มขึ้นทำให้เกิดปฎิกิริยาฟิวชันแบบฉับพลัน ทำให้เกิดการหลอมคาร์บอน และออกซิเจนกลายเป็นซิลิกอนจนได้ผลิตภัณฑ์เป็นนิกเกิล (Ni) ซึ่งในขณะนั้นอาจเกิดกระบวนการทางนิวเคลียร์ฟิสิกส์มากมาย อาทิเช่น กระบวนการจับอิเล็กตรอน (electron capture) ทำให้ได้โคบอลต์ (Co*) แบบไม่เสถียรทำให้มีการสลายตัวต่อจนในที่สุด ไ ด้ผลิตภัณฑ์สุดท้าย คือเหล็ก (Fe) ตามสมการข้างล่าง แรงดันจากปฎิกิริยาฟิวชันนี้มากกว่าแรงโน้มถ่วงที่ยุบเข้ามา ทำให้มวลสารและรังสีต่างๆ ถูกปลดปล่อยออกมาทำให้ผู้สังเกตเห็นเป็นเศษซากการระเบิดเกิดขึ้นในระบบดาวคู่ ลักษณะของสเปคตรัมของซูเปอร์โนวาชนิดนี้ จะไม่มีเส้นดูดกลืนไฮโดรเจนและไม่มีเส้นดูดกลืนฮีเลียม แต่จะมีเส้นดูดกลืนซิลิกอนในแถบสเปคตรัม

ภาพที่ 3 ลำดับเหตุการณ์ของการเกิดซูเปอร์โนวาชนิด 1a

1.2 ซูเปอร์โนวาชนิด 1b (Type Ib supernovae ) เกิดจากการยุบของแกนของดาวยักษ์ใหญ่คล้ายกับซูเปอร์โนวา ชนิดที่ 2 แต่ซูเปอร์โนวาชนิดนี้มีการ สูญเสียเปลือกนอกที่เป็นไฮโดรเจน (จนเปลือกนอกสุดกลายเป็นฮีเลียมจากเดิมนั้นชั้นฮีเลียมเป็นชั้นถัดลงมาจากชั้นไฮโดรเจน) ก่อนที่ดาวจะระเบิดเป็นซูเปอร์โนวา ดังนั้น ลักษณะของสเปคตรัมของซูเปอร์โนวาชนิดนี้ จะไม่มีเส้นดูดกลืนไฮโดรเจน แต่มีเส้นดูดกลืนฮีเลียมในแถบสเปคตรัม
1.3 ซูเปอร์โนวาชนิด 1c (Type Ic supernovae ) มีลักษณะการเกิดคล้ายกับซูเปอร์โนวา ซูเปอร์โนวา ชนิด 1b เช่นกัน แต่ซูเปอร์โนวาชนิดนี้มีการสูญเสียเปลือกนอกที่เป็นไฮโดรเจนและเปลือกฮีเลียมที่อยู่ถัดจากไฮโดรเจน จนเปลือกนอกสุดกลายเป็นคาร์บอน ดังนั้นลักษณะของสเปคตรัมของซูเปอร์โนวาชนิดนี้จะไม่มีเส้นดูดกลืนไฮโดรเจน ไม่มีเส้นดูดกลืนฮีเลียม ไม่มีเส้นดูดกลืนซิลิกอนแถบสเปคตรัม

ภาพที่ 4 ลักษณะของสเปคตรัมของซูเปอร์โนวาชนิดต่างๆ

ภาพที่ 5 กราฟแสงของซูเปอร์โนวาชนิดต่างๆ

2. ซูเปอร์โนวาชนิดที่ 2 (Supernova type II) ดาวฤกษ์มวลมากว่า 4 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ มีอุณหภูมิมากพอที่ทำให้เกิดฟิวชันคาร์บอนและออกซิเจน เป็นธาตุที่หนักกว่าจนทำให้แกนของดาวเต็มไปด้วยเหล็กและนิกเกิล (แต่ไม่เกิดปฏิกิริยาฟิวชัน) แต่แกนของดาวไม่สามารถมีมวลได้มากเกินขีดจำกัดจันทรเศขร เมื่อเวลาผ่านไปเหล็กและนิกเกิลสะสมอยู่มากขึ้น ทำให้แกนดาวอัดแน่นขึ้น ส่งผลทำให้แกนมีอุณหภูมิสูงมาก ทำให้โฟตอนพลังงานสูงในแกนดาวมีพลังงานสูงพอที่จะทำให้นิวเคลียสของเหล็กจำนวนหนึ่งแตกออกเป็นฮีเลียม แล้วฮีเลียมแตกออกเป็นโปรตอนและนิวตรอนอิสระ โ ปรตอนที่อยู่ในนิวเคลียสและโปรตอนอิสระก็ถูกบีบอัดจนทำปฏกิริยากับอิเล็กตรอนกลายเป็นนิวตรอน จนในที่สุดแกนดาวมีปริมาณอิเล็กตรอนลดลงส่งผลให้แรงดันดีเจเนอเรตของอิเล็กตรอนอ่อนลงไปด้วย ทำให้ดาวเกิดการยุบตัวอย่างรวดเร็วถึงจุดหนึ่งจะเกิดการสะท้อนกลับมา จนทำให้เนื้อสารที่อยู่รอบ ๆ แกนดาวพุ่งกระจายออกมารอบๆ การระเบิดครั้งยิ่งใหญ่นี้มีอุณหภูมิสูงมากจนธาตุที่อยู่บริเวณแกนดาวถูกหลอมเกิดธาตุใหม่ที่หนักกว่าธาตุเหล็ก โดยซูเปอร์โนวาชนิดนี้ปรากฎเส้นดูดกลืนไฮโดรเจนในสเปกตรัม

ภาพที่ 6 โครงสร้างและระยะเวลาการเกิดฟิวชันช่วงสุดท้ายของดาวมวลมากก่อนเกิดซูเปอร์โนวา

http://www.narit.or.th/index.php/astronomy-article/2061-supernova