Khi các ngôi sao lớn bắt đầu quá trình hấp hối, chúng phát nổ thành một siêu tân tinh khổng lồ, một trong những sự kiện đột ngột và dữ dội nhất trên bầu trời.
Những ngôi sao lớn sống nhanh và chết trẻ. Chúng, giống như các ngôi sao ở mọi kích cỡ, tạo ra ánh sáng bằng cách chuyển đổi hydro thành heli trong một quá trình được gọi là phản ứng tổng hợp hạt nhân.
Nhưng ở những ngôi sao nặng nhất, quá trình này được tăng tốc nhanh chóng, nghĩa là chúng có thể đốt cháy hết lượng dự trữ khí hydro của mình chỉ trong vòng vài triệu năm.
So sánh điều này với Mặt trời, có tuổi thọ ước tính là 10 tỷ năm.
Các ngôi sao tồn tại trong sự cân bằng mong manh giữa hai lực đối lập: lực hấp dẫn đang cố gắng làm cho chúng sụp đổ vào bên trong và áp suất nhiệt của phản ứng tổng hợp hạt nhân gây áp suất ra bên ngoài.
Khi hydro trong lõi được sử dụng hết, ngôi sao bắt đầu chuyển đổi heli thành các nguyên tố ngày càng nặng hơn; lúc đầu là lithium và oxy, trước khi chuyển sang bảng tuần hoàn hóa học thành sắt.
Các nguyên tố nặng hơn này không chỉ làm cho lõi trở nên đậm đặc hơn – làm tăng lực hấp dẫn của nó – mà các phản ứng nhiệt hạch cũng giải phóng ít năng lượng hơn để cân bằng điều này.
Cuối cùng, tất cả những gì ngôi sao phải tác động để chống lại lực hấp dẫn là áp suất suy biến của electron – khả năng chống lại việc có nhiều hơn một electron ở cùng một vị trí trong cùng một thời điểm.
Khi lõi đạt đến mật độ tới hạn bằng 1,4 khối lượng Mặt trời, được gọi là giới hạn Chandrasekhar, thì ngay cả các electron dũng cảm cũng không thể theo kịp cuộc chiến.
Tại thời điểm đó, lõi của ngôi sao sụp đổ chỉ trong vài giây, nhanh chóng theo sau là các lớp khí bên ngoài lao vào với tốc độ bằng 25% tốc độ ánh sáng.
Lõi tiếp tục sụp đổ cho đến khi lực cản giữa các hạt nguyên tử ngăn nó sụp đổ thêm nữa.
Lúc này tất cả các hạt nhân nguyên tử được xếp chặt vào nhau, tạo ra một bề mặt rắn chắc.
Thông thường, quả bóng được đóng gói chặt chẽ này vẫn là một ngôi sao neutron, nhưng nếu lõi đủ lớn thì nó có thể tiếp tục sụp đổ hơn nữa, tạo ra một lỗ đen.
Trong khi đó, khí đang lao tới với tốc độ đáng kinh ngạc đập vào bề mặt rắn chắc của sao neutron và bật lại thành một sóng xung kích lớn kết thúc bằng một vụ nổ lớn – siêu tân tinh.
Những vụ nổ sao này tạo ra một lượng ánh sáng khổng lồ trong một khoảng thời gian ngắn. Trên Trái đất, các nhà nghiên cứu hy vọng nghiên cứu những sự kiện thoáng qua nhưng rực lửa như vậy phải tìm kiếm những điểm sáng đột nhiên xuất hiện trên bầu trời đêm.
Ban đầu, điều này được thực hiện bằng mắt và một số nhà thiên văn nghiệp dư vẫn tìm kiếm siêu tân tinh bằng thị kính, nhưng hầu hết các cuộc khảo sát siêu tân tinh chuyên nghiệp ngày nay đều sử dụng hệ thống tự động để chụp ảnh bầu trời, tìm kiếm ‘các ngôi sao’ không có ở đó vào đêm hôm trước.
Tuy nhiên, không phải mọi thứ họ tìm thấy đều là một ngôi sao đang phát nổ.
Một số vụ nổ là tân tinh mờ hơn, trong đó sự tương tác giữa một cặp sao khiến một ngôi sao tạm thời bùng lên.
Và vào tháng 8 năm 2017, lần đầu tiên các nhà nghiên cứu quan sát thấy một kilonova, một vụ nổ sáng hơn nhiều gây ra bởi sự va chạm giữa hai ngôi sao neutron.
Chúng được cho là nguồn gốc của tất cả các nguyên tố tự nhiên nặng hơn sắt.
Để khám phá ra vụ nổ có thể là loại tân tinh nào, các nhà nghiên cứu phải xem ánh sáng từ vật thể mới, sáng thay đổi như thế nào.
Nhưng họ cần phải nhanh chóng.
Sau vụ nổ, ánh sáng nhanh chóng biến mất khỏi tầm nhìn, vì vậy ngay khi tìm thấy siêu tân tinh mới, các nhà thiên văn học ngay lập tức thông báo cho tất cả các kính viễn vọng trên thế giới có thể quan sát ngôi sao.
Họ cùng nhau thực hiện các phép đo độ sáng trên mọi bước sóng có thể và sử dụng quang phổ để chọn ra những nguyên tố nào có trong ngôi sao khi nó phát nổ.
Những nguyên tố này không chỉ phân tán vào Vũ trụ mà thay vào đó tạo thành một loại tinh vân gọi là tàn dư siêu tân tinh.
Những tinh vân này rất giàu khí hydro, chúng kết tụ lại với nhau để tạo thành thế hệ sao tiếp theo.
Trong khi đó, các nguyên tố nặng kết hợp lại với nhau, cuối cùng tạo thành các hệ hành tinh xung quanh các ngôi sao trong tinh vân.
Bằng cách nghiên cứu siêu tân tinh, các nhà nghiên cứu không chỉ hiểu được chu kỳ sống của những ngôi sao nặng này mà còn cả nguồn gốc của các hành tinh.
Trạng thái của một ngôi sao trước khi sụp đổ có thể thay đổi siêu tân tinh mà nó tạo ra.
Có hai loại chính tùy thuộc vào lượng hydro được nhìn thấy trong hào quang – Siêu tân tinh loại I chứa một lượng nhỏ hydro, Loại II chứa nhiều hơn.
Siêu tân tinh loại II bắt nguồn từ những ngôi sao lớn nhất, có tuổi thọ rất ngắn nên lớp khí hydro bên ngoài của chúng vẫn còn nguyên vẹn khi chúng phát nổ.
Nhưng những ngôi sao nhỏ hơn một chút có thể mất lớp này theo thời gian, do gió mặt trời của chính chúng hoặc do một ngôi sao lân cận lấy đi lớp khí.
Trong siêu tân tinh Loại Ib, lớp hydro bên ngoài đã bị mất, trong khi Loại Ic cũng đã loại bỏ helium của chúng.
Trong khi đó, siêu tân tinh loại Ia được tạo ra bởi các ngôi sao nhỏ hơn bị nhốt trong một cặp nhị phân chặt chẽ với một sao lùn trắng nhỏ hơn.
Theo thời gian, sao lùn trắng lấy cắp vật chất từ người hàng xóm của nó, cho đến khi nó đạt đến khối lượng tới hạn để gây ra vụ nổ.
Vì độ sáng của một vụ nổ có liên quan đến khối lượng của ngôi sao, siêu tân tinh loại Ia luôn có cùng độ sáng.
Điều này có nghĩa là các nhà thiên văn học có thể tìm ra khoảng cách mà một sự kiện đã xảy ra và vì vậy chúng có thể được sử dụng để tìm ra khoảng cách trong Vũ trụ.