Hay dos tipos principales de supernovas, conocidas como Tipo I y Tipo II, definidas por el espectro de la materia que se expulsa al espacio y por el modo en que las estrellas resplandecen y se apagan. Sin embargo, a medida que se van descubriendo más supernovas, la línea divisoria entre las dos categorías se va haciendo más borrosa.

Los telescopios en la tierra y en espacio encajaron a presión estas imágenes de los remanente de tres supernovas que eran bastante brillantes ver con el ojo desnudo. Sobre: Las burbujas que se amplían del gas caliente cercan la supernova 1987a, en una galaxia próxima.

Una imagen de la radiografía de la supernova de Kepler de 1604.

Imagen infrarroja de la nebulosa de cangrejo, creada en una ráfaga de la supernova vista en 1054.

Las supernovas de Tipo I más conocidas son las llamadas Tipo Ia. Una Tipo Ia probablemente tiene lugar cuando una estrella enana blanca –el “cadáver” de una estrella de masa mediana, como el Sol- explota en pedazos.

Los astrónomos sospechan de las enanas blancas porque las supernovas de Tipo Ia normalmente ocurren en regiones del espacio que contienen principalmente estrellas más viejas, lo que sugiere que una Tipo Ia es la explosión de una estrella de larga vida. Las estrellas que viven mucho tiempo no pueden tener mucha masa, lo que apoya la teoría de las enanas blancas. Y los espectros de las supernovas de Tipo Ia apenas muestran hidrógeno, el elemento más común del universo, sino mucho carbono y oxígeno, los componentes de las enanas blancas.

La masa máxima de una enana blanca es 1.4 veces la del Sol, un valor llamado el límite de Chandrasekhar. Las enanas blancas de masa cercana a la masa Chandrasekhar son esencialmente idénticas, por lo que sufren explosiones casi idénticas.

Según la teoría más aceptada, la transformación de enanas blancas en supernovas es un acto de canibalismo estelar. Si una enana blanca tiene una estrella acompañante, puede robarle gas a la superficie de la acompañante. Si la cantidad de material acumulado por la enana blanca acerca su masa al límite de Chandrasekhar, la enana blanca puede explotar, sin dejar nada.

Las estrellas que producen las supernovas de Tipo II se forman probablemente en los brazos espirales de las galaxias –regiones pobladas por muchas estrellas jóvenes y brillantes- y no viven lo suficiente para alejarse de su lugar de nacimiento. Como viven muy poco, estas estrellas deben de ser masivas.

El brillo de una supernova de Tipo II culmina tras una semana o dos y permanece constante hasta dos meses después. Luego disminuye drásticamente, y durante los meses siguientes mantiene un brillo apagado y constante los meses siguientes. El patrón de emisión de luz a lo largo del tiempo concuerda con la explosión de una estrella “supergigante.”

Una supergigante atraviesa una serie de etapas que producen elementos cada vez más pesados en su núcleo –de hidrógeno a helio, carbono, oxígeno y demás. Pero esta serie acaba de manera violenta cuando el núcleo se convierte en hierro. El hierro no puede producir energía nuclear, sólo puede absorberla. Como ya no puede producir energía, la estrella pierde su fuente de presión interna y se colapsa.

Cuando el colapso alcanza una densidad crítica se detiene. En ese momento, la materia del núcleo de la estrella está tan comprimido que un bloque de su material del tamaño de un terrón de azúcar pesaría millones de toneladas. El núcleo se ha convertido en una estrella de neutrones –un objeto más masivo que el Sol, de sólo unas millas de diámetro.

El proceso de colapso libera energía suficiente para destrozar las capas exteriores de la estrella y expulsarlas al espacio a una velocidad que es varias veces la luz. Estos fragmentos llevan helio, calcio, oxígeno, carbono y otros elementos al espacio, donde pueden ser incorporados posteriormente a nuevas estrellas y planetas.