المستعر الأعظم

نقش صخري في منطقة بورزاهاما في كشمير ، يعود تاريخه إلى يُعدّ ما يُحتمل أن يكون مستعرًا أعظميًا HB9 ^{[ 9 ]،} الذي يعود تاريخه إلى 4500 ± 1000 قبل الميلاد، أقدم سجلٍّ من بين العديد من السجلات المزعومة، ولكن غير القابلة للتحقق، للمستعرات العظمى التي سجّلها سكان ما قبل التاريخ. ^{[ 10 ]} أما أول مستعر أعظم مسجّل على نطاق واسع فهو SN 1006 ، الذي رُصد عام 1006 ميلاديًا في كوكبة الذئب . ^{[ 11 ]} وقد وصف هذا الحدث مراقبون في الصين واليابان والعراق ومصر وأوروبا. ^{[ 12 ] [ 13 ] [ 14 ]}

رصد الفلكيون الصينيون المستعر الأعظم SN 1054 ، الذي أنتج سديم السرطان ، عام 1054 ميلاديًا. ^{[ 15 ]} وكان للمستعرين الأعظمين SN 1572 و SN 1604 ، وهما آخر مستعرين أعظمين في مجرة ​​درب التبانة يُرصدان بالعين المجردة، تأثيرٌ ملحوظٌ على تطور علم الفلك في أوروبا، إذ استُخدما لدحض فكرة أرسطو القائلة بأن الكون ما وراء القمر والكواكب ثابتٌ لا يتغير. ^{[ 16 ]} بدأ يوهانس كيبلر رصد SN 1604 في ذروته في 17 أكتوبر 1604، واستمر في تقدير سطوعه حتى اختفى عن الأنظار بعد عام. ^{[ 17 ]} وكان هذا ثاني مستعر أعظم يُرصد في جيل واحد، بعد أن رصد تيكو براهي SN 1572 في كوكبة ذات الكرسي . ^{[ 18 ]}

تشير بعض الأدلة إلى أن أصغر مستعر أعظم معروف في مجرتنا، G1.9+0.3 ، قد حدث في أواخر القرن التاسع عشر، أي في فترة أحدث بكثير من مستعر كاسيوبيا A الذي حدث حوالي عام 1680. ^{[ 19 ]} لم يُرصد أي منهما في حينه. في حالة G1.9+0.3، ربما يكون امتصاص الغبار العالي على طول مستوى قرص المجرة قد خفّض من سطوع الحدث لدرجة أنه لم يُلاحظ. أما بالنسبة لمستعر كاسيوبيا A، فالوضع أقل وضوحًا؛ فقد رُصدت أصداء ضوء الأشعة تحت الحمراء تُشير إلى أنه لم يكن في منطقة ذات امتصاص عالٍ بشكل خاص. ^{[ 20 ]}

سديم السرطان هو سديم رياح نابض مرتبط بالمستعر الأعظم 1054 .

يشير نص يعود لعام 1414 إلى تقرير يعود لعام 1055: منذ ظهور النجم المشؤوم، مر عام كامل ولم يخفت بريقه حتى الآن. ^{[ 21 ]}

مع تطور التلسكوب الفلكي ، أصبح رصد واكتشاف المستعرات العظمى الخافتة والبعيدة ممكنًا. وكان أول رصد من هذا القبيل هو المستعر الأعظم SN 1885A في مجرة ​​أندروميدا . وبعد عقد من الزمن، تم اكتشاف مستعرين أعظمين آخرين، SN 1895A و SN 1895B ، في المجرتين NGC 4424 و NGC 5253 على التوالي. ^{[ 29 ] [ 30 ]} وقد أُجريت دراسات مبكرة حول ما كان يُعتقد في البداية أنه مجرد فئة جديدة من المستعرات العظمى خلال عشرينيات القرن العشرين. وقد أُطلق عليها مسميات مختلفة مثل "المستعرات العظمى من الفئة العليا" أو "المستعرات العظمى الرئيسية" أو "المستعرات العظمى العملاقة". ^{[ 31 ]} يُعتقد أن مصطلح "المستعرات العظمى" قد صاغه والتر باد وفريتز زويكي في محاضراتٍ أُلقيت في معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا (كالتك ) عام 1931. وقد استُخدم المصطلح، بصيغة "المستعرات العظمى-العظمية"، في ورقة بحثية نشرها كنوت لوند مارك عام 1933، ^{[ 32 ]} وفي ورقة بحثية أخرى نُشرت عام 1934 من قِبل باد وزويكي. ^{[ 33 ]} وبحلول عام 1938، لم يعد يُستخدم الواصلة، وأصبح الاسم الحديث هو المُستخدم. ^{[ 34 ]}

بدأ رودولف مينكوفسكي وفريتز زويكي بتطوير نظام تصنيف المستعرات العظمى الحديث عام 1941. ^{[ 35 ]} خلال ستينيات القرن العشرين، اكتشف علماء الفلك أن أقصى شدة للمستعرات العظمى يمكن استخدامها كشموع معيارية ، وبالتالي مؤشرات للمسافات الفلكية. ^{[ 36 ]} بدت بعض أبعد المستعرات العظمى التي رُصدت عام 2003 أقل سطوعًا من المتوقع، مما يدعم فكرة تسارع توسع الكون . ^{[ 37 ]} طُوّرت تقنيات لإعادة بناء أحداث المستعرات العظمى التي لا توجد سجلات مكتوبة لرصدها. حُدّد تاريخ حدث مستعر كاسيوبيا أ من أصداء الضوء المنبعثة من السدم ، ^{[ 38 ]} بينما قُدّر عمر بقايا المستعر الأعظم RX J0852.0-4622 من قياسات درجة الحرارة ^{[ 39 ]} وانبعاثات أشعة غاما الناتجة عن التحلل الإشعاعي للنظير ^44.تي . ^{[ 40 ]}

يُعدّ ASASSN-15lh ألمع مستعر أعظم تم تسجيله على الإطلاق ، ويقع على بُعد 3.82 جيجا سنة ضوئية . رُصد لأول مرة في يونيو 2015، وبلغت ذروته عند 570 مليار لومن _، أي ضعف اللمعان الكلي لأي مستعر أعظم معروف آخر. ^{[ 42 ]} لا تزال طبيعة هذا المستعر الأعظم محل نقاش، وقد طُرحت عدة تفسيرات بديلة، مثل التمزق المدّي لنجم بفعل ثقب أسود. ^{[ 43 ]} 

تم رصد المستعر الأعظم SN 2013fs بعد ثلاث ساعات من انفجاره في 6 أكتوبر 2013، بواسطة مرصد بالومار العابر المتوسط . يُعد هذا المستعر من أوائل المستعرات العظمى التي رُصدت بعد انفجارها، وهو الأقدم الذي تم الحصول على أطيافه، بدءًا من ست ساعات بعد الانفجار الفعلي. يقع النجم في مجرة ​​حلزونية تُسمى NGC 7610 ،  على بُعد 160 مليون سنة ضوئية في كوكبة الفرس الأعظم. ^{[ 44 ] [ 45 ]}

رُصد المستعر الأعظم SN 2016gkg بواسطة الفلكي الهاوي فيكتور بوسو من مدينة روساريو ، الأرجنتين، في 20 سبتمبر 2016. ^{[ 46 ] [ 47 ]} وكانت هذه هي المرة الأولى التي تُشاهد فيها "الصدمة الانفجارية" الأولية لمستعر أعظم ضوئي. ^{[ 46 ]} وقد تم تحديد النجم الأصلي في صور التقطها تلسكوب هابل الفضائي قبل انهياره. وأشار الفلكي أليكس فيليبينكو إلى أن: "رصد النجوم في اللحظات الأولى لانفجارها يوفر معلومات لا يمكن الحصول عليها مباشرة بأي طريقة أخرى". ^{[ 46 ]}

نظرًا لأن المستعرات العظمى أحداث نادرة نسبيًا داخل المجرة، إذ تحدث حوالي ثلاث مرات في القرن في مجرة ​​درب التبانة، ^{[ 3 ]} فإن الحصول على عينة جيدة من المستعرات العظمى لدراستها يتطلب رصدًا منتظمًا للعديد من المجرات. اليوم، يكتشف علماء الفلك الهواة والمحترفون حوالي ألفي مستعر أعظم سنويًا، بعضها عند اقترابها من ذروة سطوعها، والبعض الآخر في صور أو لوحات فلكية قديمة. لا يمكن التنبؤ بالمستعرات العظمى في المجرات الأخرى بدقة ذات مغزى. عادةً، عند اكتشافها، تكون قد بدأت بالفعل. ^{[ 48 ]} لاستخدام المستعرات العظمى كمعيار لقياس المسافة، يلزم رصد ذروة سطوعها. لذلك، من المهم اكتشافها قبل أن تصل إلى ذروتها بوقت كافٍ. لعب علماء الفلك الهواة ، الذين يفوق عددهم عدد علماء الفلك المحترفين بكثير، دورًا مهمًا في اكتشاف المستعرات العظمى، وذلك عادةً من خلال النظر إلى بعض المجرات الأقرب عبر تلسكوب بصري ومقارنتها بصور سابقة. ^{[ 49 ]}

مع اقتراب نهاية القرن العشرين، اتجه علماء الفلك بشكل متزايد إلى التلسكوبات المُتحكَّم بها حاسوبيًا وأجهزة CCD لرصد المستعرات العظمى. ورغم شيوع هذه الأنظمة بين الهواة، إلا أن هناك أيضًا منشآت احترافية مثل تلسكوب كاتزمان للتصوير الآلي . ^{[ 50 ]} يستخدم مشروع نظام الإنذار المبكر بالمستعرات العظمى ( SNEWS) شبكة من كاشفات النيوترينوات للإنذار المبكر بانفجار مستعر أعظم في مجرة ​​درب التبانة. ^{[ 51 ] [ 52 ]} النيوترينوات جسيمات دون ذرية تُنتَج بكميات هائلة عند انفجار المستعر الأعظم، ولا يمتصها الغاز والغبار بين النجوم في قرص المجرة بشكل ملحوظ. ^{[ 53 ]}

تنقسم عمليات البحث عن المستعرات العظمى إلى فئتين: تلك التي تركز على الأحداث القريبة نسبيًا، وتلك التي تبحث عن أحداث أبعد. نظرًا لتوسع الكون ، يمكن تقدير المسافة إلى جسم بعيد ذي طيف انبعاث معروف عن طريق قياس انزياح دوبلر (أو الانزياح الأحمر )؛ ففي المتوسط، تبتعد الأجسام الأبعد بسرعة أكبر من الأجسام القريبة، وبالتالي يكون لها انزياح أحمر أعلى. ومن ثم، ينقسم البحث بين الانزياح الأحمر العالي والانزياح الأحمر المنخفض، ويقع الحد الفاصل بينهما حول نطاق انزياح أحمر يتراوح بين z = 0.1 و 0.3، حيث z هو مقياس عديم الأبعاد لانزياح تردد الطيف. ^{[ 54 ]}

تتضمن عمليات البحث عن المستعرات العظمى عند الانزياح الأحمر العالي عادةً رصد منحنيات الضوء الخاصة بها. تُعدّ هذه المنحنيات مفيدةً لإنشاء مخططات هابل ووضع تنبؤات كونية، وذلك باستخدام الشموع المعيارية أو المعايرة. يُعدّ التحليل الطيفي للمستعرات العظمى، المستخدم لدراسة فيزياء وبيئات هذه المستعرات، أكثر عمليةً عند الانزياح الأحمر المنخفض منه عند الانزياح الأحمر العالي. ^{[ 55 ] [ 56 ]} كما تُسهم عمليات الرصد عند الانزياح الأحمر المنخفض في تحديد الطرف القريب من منحنى هابل ، وهو رسم بياني يوضح العلاقة بين المسافة والانزياح الأحمر للمجرات المرئية. ^{[ 57 ] [ 58 ]}

مع تزايد برامج المسح الفلكي بوتيرة متسارعة في رصد المستعرات العظمى، جُمعت مجموعات بيانات شاملة تتضمن معلومات عن الاضمحلال الضوئي، والقياسات الفلكية، ورصد ما قبل المستعرات العظمى، والتحليل الطيفي. وقد وثّقت مجموعة بيانات بانثيون، التي جُمعت عام 2018، تفاصيل 1048 مستعرًا أعظمًا. ^{[ 59 ]} وفي عام 2021، وُسّعت هذه المجموعة لتشمل 1701 منحنى ضوئيًا لـ 1550 مستعرًا أعظمًا جُمعت من 18 مسحًا فلكيًا مختلفًا، أي بزيادة قدرها 50% في أقل من 3 سنوات. ^{[ 60 ]}

تُصنّف المستعرات العظمى من النوع الأول بناءً على أطيافها، حيث يُظهر النوع Ia خط امتصاص قوي للسيليكون المتأين . أما المستعرات العظمى من النوع الأول التي لا تُظهر هذا الخط القوي فتُصنّف إلى النوعين Ib وIc، حيث يُظهر النوع Ib خطوط امتصاص قوية للهيليوم المتعادل، بينما يفتقر النوع Ic إليها. تاريخيًا، اعتُبرت منحنيات الضوء للمستعرات العظمى من النوع الأول متشابهة إلى حد كبير، لدرجة يصعب معها التمييز بينها بشكل دقيق. ^{[ 69 ]} ورغم دراسة الاختلافات في منحنيات الضوء، لا يزال التصنيف يعتمد على أسس طيفية وليس على شكل منحنى الضوء. ^{[ 68 ]}

يُظهر عدد قليل من المستعرات العظمى من النوع Ia سمات غير عادية، مثل اللمعان غير القياسي أو منحنيات الضوء المتسعة، ويتم تصنيفها عادةً بالرجوع إلى أقدم مثال يُظهر سمات مماثلة. على سبيل المثال، يُشار غالبًا إلى المستعر الأعظم SN 2008ha ذي اللمعان المنخفض باسم SN 2002cx -like أو class Ia-2002cx. ^{[ 70 ]}

تُظهر نسبة صغيرة من المستعرات العظمى من النوع Ic خطوط انبعاث متسعة ومتداخلة للغاية، مما يُشير إلى سرعات تمدد عالية جدًا للمقذوفات. وقد صُنفت هذه المستعرات إلى النوع Ic-BL أو Ic-bl. ^{[ 71 ]}

المستعرات العظمى الغنية بالكالسيوم نوع نادر من المستعرات العظمى فائقة السرعة، وتتميز بوجود خطوط كالسيوم قوية بشكل غير عادي في أطيافها. ^{[ 72 ] [ 73 ]} تشير النماذج إلى أنها تحدث عندما تتراكم المادة من نجم مرافق غني بالهيليوم بدلاً من نجم غني بالهيدروجين . وبسبب وجود خطوط الهيليوم في أطيافها، يمكن أن تشبه المستعرات العظمى من النوع Ib، ولكن يُعتقد أن لها أصولاً مختلفة تماماً. ^{[ 74 ]}

تم اقتراح النوع Ien لتفسير رصد المستعر الأعظم SN 2021yfj . ^{[ 75 ]} بعد أن فقد النجم طبقاته الخارجية من الهيدروجين والهيليوم والكربون، أطلق، قبيل الانفجار مباشرةً، طبقةً غير عادية مخفية من السيليكون والكبريت والأرجون ، وهي عناصر لا تُرى عادةً في النجوم المحتضرة. ^{[ 76 ]} أثناء الانفجار، اصطدمت المادة من لب النجم بالغلاف الغازي ، وتسببت حرارة الاصطدام في توهج طبقة السيليكون والكبريت. أظهر الانفجار أن النجوم يمكن أن تُجرّد تمامًا من مكوناتها ومع ذلك تُنتج انفجارًا ساطعًا يمكن رصده من مسافات بعيدة جدًا. قدم هذا الاكتشاف دليلًا مباشرًا على البنية الداخلية للنجوم الضخمة ، التي طالما نُظِّر لها ولكن يصعب رصدها . ^{[ 76 ]} في اسم هذا النوع، يصف الحرف "e" موقع طبقة السيليكون/الكبريت في البنية الداخلية، بينما يشير الحرف "n" إلى خطوط انبعاث ضيقة. ^{[ 75 ]}

يمكن أيضًا تقسيم المستعرات العظمى من النوع الثاني بناءً على أطيافها. فبينما تُظهر معظم المستعرات العظمى من النوع الثاني خطوط انبعاث عريضة جدًا تشير إلى سرعات تمدد تصل إلى آلاف الكيلومترات في الثانية ، فإن بعضها، مثل SN 2005gl ، يتميز بخصائص طيفية ضيقة نسبيًا. تُسمى هذه المستعرات من النوع الثاني In، حيث يرمز الحرف "n" إلى "ضيق". ^{[ 68 ]}

تظهر بعض المستعرات العظمى، مثل SN 1987K ^{[ 78 ]} و SN 1993J ، تغيراً في نوعها: إذ تُظهر خطوطاً من الهيدروجين في المراحل المبكرة، ولكن على مدى أسابيع إلى شهور، تهيمن عليها خطوط الهيليوم. ويُستخدم مصطلح "النوع IIb" لوصف مزيج الخصائص المرتبطة عادةً بالنوع II والنوع Ib. ^{[ 68 ]}

تُصنَّف المستعرات العظمى من النوع الثاني، ذات الأطياف العادية التي تهيمن عليها خطوط الهيدروجين العريضة التي تستمر طوال فترة انخفاض سطوعها، بناءً على منحنيات ضوئها. يُظهر النوع الأكثر شيوعًا "هضبة" مميزة في منحنى الضوء بعد ذروة السطوع مباشرةً، حيث يبقى اللمعان المرئي ثابتًا نسبيًا لعدة أشهر قبل أن يستأنف الانخفاض. تُسمى هذه المستعرات بالنوع الثاني-P نسبةً إلى الهضبة. أما المستعرات العظمى من النوع الثاني-L، الأقل شيوعًا، فتفتقر إلى هضبة مميزة. يشير الحرف "L" إلى "خطي"، على الرغم من أن منحنى الضوء ليس خطًا مستقيمًا في الواقع. ^{[ 68 ]}

تُصنف المستعرات العظمى التي لا تتناسب مع التصنيفات العادية على أنها غريبة أو "pec". ^{[ 68 ]}

عرّف زويكي أنواعًا إضافية من المستعرات العظمى استنادًا إلى أمثلة قليلة جدًا لم تتوافق تمامًا مع معايير المستعرات العظمى من النوع الأول أو الثاني. كان المستعر الأعظم SN 1961i في NGC 4303 النموذج الأولي والعضو الوحيد في فئة المستعرات العظمى من النوع الثالث، والذي تميز بذروة منحنى الضوء العريضة وخطوط بالمر الهيدروجينية العريضة التي تطورت ببطء في الطيف. ^{[ 69 ]} وكان SN 1961f في NGC 3003 النموذج الأولي والعضو الوحيد في فئة المستعرات العظمى من النوع الرابع، بمنحنى ضوء مشابه لمستعر أعظم من النوع الثاني-P، مع خطوط امتصاص الهيدروجين ولكن خطوط انبعاث هيدروجين ضعيفة . ^{[ 69 ]} أُطلق مصطلح فئة المستعرات العظمى من النوع الخامس على SN 1961V في NGC 1058 ، وهو مستعر أعظم خافت غير عادي أو مستعر أعظم زائف يتميز بارتفاع بطيء في السطوع، وذروة استمرت لعدة أشهر، وطيف انبعاث غير عادي. وقد لوحظ تشابه SN 1961V مع الانفجار العظيم لإيتا كارينا . ^{[ 79 ]} كما تم اقتراح المستعرات العظمى في M101 (1909) وM83 (1923 و1957) على أنها مستعرات عظمى محتملة من النوع الرابع أو النوع الخامس. ^{[ 80 ]}

ستُعامل هذه الأنواع الآن جميعها على أنها مستعرات عظمى من النوع الثاني الشاذ (IIpec)، والتي تم اكتشاف العديد من الأمثلة عليها، على الرغم من أنه لا يزال هناك جدل حول ما إذا كان SN 1961V مستعرًا عظميًا حقيقيًا أعقب انفجارًا لنجم متغير أزرق لامع أم أنه مستعر عظمى زائف. ^{[ 69 ] [ 81 ]}

قد يتراكم لدى نجم قزم أبيض كمية كافية من المادة من نجم مرافق لرفع درجة حرارة نواته إلى الحد الذي يُشعل اندماج الكربون ، وعندها يخضع لاندماج نووي متسارع ، مما يؤدي إلى تدميره بالكامل. هناك ثلاث طرق يُفترض أن يحدث من خلالها هذا الانفجار: التراكم المستقر للمادة من نجم مرافق، أو اصطدام قزمين أبيضين، أو التراكم الذي يُسبب اشتعالًا في غلاف يُشعل بدوره النواة. لا تزال الآلية السائدة لإنتاج المستعرات العظمى من النوع Ia غير واضحة. ^{[ 83 ]} على الرغم من هذا الغموض حول كيفية إنتاج المستعرات العظمى من النوع Ia، إلا أنها تتميز بخصائص متجانسة للغاية، وتُعد شموعًا معيارية مفيدة لقياس المسافات بين المجرات. يلزم إجراء بعض المعايرات للتعويض عن التغير التدريجي في الخصائص أو الترددات المختلفة للمستعرات العظمى ذات اللمعان غير الطبيعي عند الانزياح الأحمر العالي، وللاختلافات الطفيفة في السطوع التي يتم تحديدها من خلال شكل منحنى الضوء أو الطيف. ^{[ 84 ] [ 85 ]}

النوع Ia الطبيعي

توجد عدة طرق لتكوّن مستعر أعظم من هذا النوع، لكنها تشترك في آلية أساسية واحدة. إذا تراكمت على قزم أبيض من الكربون والأكسجين كمية كافية من المادة لتصل إلى حد تشاندراسيكار البالغ حوالي 1.44 كتلة شمسية ^{[ 86 ]} (لنجم غير دوّار)، فلن يتمكن من الحفاظ على معظم كتلته بفعل ضغط انحلال الإلكترونات ^{[ 87 ] [ 88 ]} ، وسيبدأ بالانهيار. مع ذلك، تشير الآراء الحالية إلى أن هذا الحد لا يُبلغ عادةً؛ إذ يؤدي ارتفاع درجة الحرارة والكثافة داخل النواة إلى إشعال اندماج الكربون مع اقتراب النجم من الحد (في حدود 1%) ^{[ 89 ]} قبل بدء الانهيار. ^{[ 86 ]} في المقابل، بالنسبة لنواة تتكون أساسًا من الأكسجين والنيون والمغنيسيوم، فإن القزم الأبيض المنهار سيُشكّل عادةً نجمًا نيوترونيًا . في هذه الحالة، لن يُقذف سوى جزء ضئيل من كتلة النجم أثناء الانهيار. ^{[ 88 ]}

في غضون ثوانٍ قليلة من عملية الانهيار، يخضع جزء كبير من المادة الموجودة في القزم الأبيض للاندماج النووي، مطلقًا طاقة كافية (1–2 × 10⁴⁴ جول  ) ^{[ 90 ]} لفك ارتباط النجم في مستعر أعظم. ^{[ 91 ]} تتولد موجة صدمية تتوسع للخارج ، حيث تصل سرعة المادة إلى ما بين 5000 و20000 ^كم /ث ، أي ما يقارب 3% من سرعة الضوء. كما يحدث ارتفاع ملحوظ في اللمعان، ليصل إلى قدر مطلق قدره -19.3 (أي  أكثر سطوعًا من الشمس بخمسة مليارات مرة)، مع تغير طفيف. ^{[ 92 ]}

يُعدّ نظام النجوم الثنائية المتقاربة النموذجَ الأمثل لتكوّن هذا النوع من المستعرات العظمى. النجم الأكبر كتلةً هو أول من ينحرف عن التسلسل الرئيسي ، ويتمدد ليُشكّل عملاقًا أحمر . يتشارك النجمان الآن غلافًا مشتركًا، مما يؤدي إلى انكماش مدارهما. ثم يتخلص النجم العملاق من معظم غلافه، فاقدًا كتلته حتى يعجز عن مواصلة الاندماج النووي . عند هذه النقطة، يتحول إلى قزم أبيض، يتكون أساسًا من الكربون والأكسجين. ^{[ 93 ]} في النهاية، ينحرف النجم الثانوي أيضًا عن التسلسل الرئيسي ليُشكّل عملاقًا أحمر. تتراكم المادة من العملاق على القزم الأبيض، مما يؤدي إلى زيادة كتلة الأخير. لا تزال التفاصيل الدقيقة لبدء هذه العملية والعناصر الثقيلة الناتجة عنها في هذا الحدث الكارثي غير واضحة. ^{[ 94 ]}

تُنتج المستعرات العظمى من النوع Ia منحنى ضوئيًا مميزًا - وهو الرسم البياني للسطوع كدالة للزمن - بعد الحدث. وينتج هذا السطوع عن التحلل الإشعاعي لـ ⁵⁶من Ni حتى ⁵⁶من ⁵⁶​Fe . ^{[ 92 ]} تتسم ذروة لمعان منحنى الضوء بثبات شديد عبر المستعرات العظمى من النوع Ia العادية، حيث يبلغ أقصى قدر مطلق لها حوالي -19.3. ويعود ذلك إلى أن المستعرات العظمى من النوع Ia النموذجية تنشأ من نوع ثابت من النجوم الأصلية من خلال اكتساب تدريجي للكتلة، وتنفجر عندما تكتسب كتلة نموذجية ثابتة، مما يؤدي إلى ظروف وسلوك مستعر أعظم متشابهين للغاية. وهذا ما يسمح باستخدامها كشمعة معيارية ثانوية ^{[ 95 ]} لقياس المسافة إلى مجراتها المضيفة. ^{[ 96 ]}

يتضمن نموذج ثانٍ لتكوين المستعرات العظمى من النوع Ia اندماج نجمين قزمين أبيضين، حيث تتجاوز كتلتهما مجتمعةً حد تشاندراسيكار مؤقتًا. ^{[ 97 ]} يُشار إلى هذا النموذج أحيانًا باسم نموذج النجمين المتدهورين، نظرًا لأن كلا النجمين قزمان أبيضان متدهوران. ونظرًا للتركيبات المحتملة للكتلة والتركيب الكيميائي للزوج، يوجد تباين كبير في هذا النوع من الأحداث، ^{[ 98 ]} وفي كثير من الحالات، قد لا يحدث مستعر أعظم على الإطلاق، وفي هذه الحالة سيكون منحنى الضوء أقل سطوعًا من منحنى الضوء للمستعرات العظمى من النوع Ia الأكثر شيوعًا. ^{[ 99 ]}

يمكن أن تتعرض النجوم الضخمة جدًا لانهيار نووي عندما يعجز الاندماج النووي عن الحفاظ على النواة في مواجهة جاذبيتها الذاتية؛ ويُعد تجاوز هذه العتبة سببًا لجميع أنواع المستعرات العظمى باستثناء النوع Ia. وقد يتسبب الانهيار في طرد عنيف للطبقات الخارجية للنجم، مما يؤدي إلى انفجار مستعر أعظم. ومع ذلك، إذا كان إطلاق طاقة الوضع الجاذبية غير كافٍ، فقد ينهار النجم بدلًا من ذلك إلى ثقب أسود أو نجم نيوتروني مع طاقة إشعاعية ضئيلة. ^{[ 109 ]}

يمكن أن يحدث انهيار النواة نتيجة لعدة آليات مختلفة: تجاوز حد تشاندراسيكار ؛ أسر الإلكترون ؛ عدم استقرار الزوج ؛ أو التفكك الضوئي . ^{[ 109 ] [ 110 ] [ 111 ]}

• عندما يطور نجم ضخم نواة حديدية أكبر من كتلة تشاندراسيكار، فإنه لن يكون قادراً على دعم نفسه بضغط انحلال الإلكترون وسينهار أكثر ليصبح نجمًا نيوترونيًا أو ثقبًا أسود.
• يؤدي التقاط الإلكترون بواسطة المغنيسيوم في نواة O/Ne/Mg متدهورة (نجم سلفي كتلته 8-10 كتلة شمسية) إلى إزالة الدعم ويسبب انهيارًا جاذبيًا يتبعه اندماج الأكسجين المتفجر، مع نتائج متشابهة جدًا.
• يؤدي إنتاج أزواج الإلكترون-بوزيترون في نواة كبيرة بعد احتراق الهيليوم إلى إزالة الدعم الديناميكي الحراري ويتسبب في انهيار أولي يتبعه اندماج متسارع، مما ينتج عنه مستعر أعظم ناتج عن عدم استقرار الزوج.
• قد يؤدي وجود نواة نجمية كبيرة وساخنة بما يكفي إلى توليد أشعة جاما ذات طاقة كافية لبدء التفكك الضوئي مباشرة، مما سيؤدي إلى انهيار كامل للنواة.

يُبين الجدول أدناه الأسباب المعروفة لانهيار لبّ النجوم الضخمة، وأنواع النجوم التي يحدث فيها هذا الانهيار، ونوع المستعر الأعظم المصاحب له، والبقايا الناتجة. وتُعرف المعدنية بأنها نسبة العناصر الأخرى غير الهيدروجين أو الهيليوم، مقارنةً بالشمس. أما الكتلة الأولية فهي كتلة النجم قبل حدث المستعر الأعظم، مُقاسةً بمضاعفات كتلة الشمس، مع العلم أن الكتلة عند حدوث المستعر الأعظم قد تكون أقل بكثير. ^{[ 109 ]}

لا تُدرج المستعرات العظمى من النوع IIn في الجدول. يمكن أن تنتج هذه المستعرات عن أنواع مختلفة من انهيار النوى في نجوم أصلية مختلفة، وربما حتى عن طريق اشتعال الأقزام البيضاء من النوع Ia، على الرغم من أنه يبدو أن معظمها ناتج عن انهيار النوى الحديدية في العمالقة الفائقة أو العمالقة العملاقة (بما في ذلك النجوم المتغيرة الزرقاء اللامعة). تظهر خطوط الطيف الضيقة التي سُميت بهذا الاسم نسبةً إليها، وذلك لأن المستعر الأعظم يتوسع إلى سحابة صغيرة كثيفة من المادة المحيطة بالنجم. ^{[ 112 ]} يبدو أن نسبة كبيرة من المستعرات العظمى المفترضة من النوع IIn هي مستعرات عظمى زائفة، أي ثورات هائلة لنجوم شبيهة بالنجوم المتغيرة الزرقاء اللامعة، على غرار الانفجار العظيم لنجم إيتا كارينا . في هذه الأحداث، تُنتج المادة التي قُذفت سابقًا من النجم خطوط امتصاص ضيقة، وتُسبب موجة صدمية من خلال التفاعل مع المادة المقذوفة حديثًا. ^{[ 113 ]}

عملية مفصلة

عندما يفقد لب النجم دعمه ضد الجاذبية، ينهار على نفسه بسرعات تصل إلى 70,000  كم/ث (0.23 من سرعة الضوء )، ^{[ 115 ]} مما يؤدي إلى ارتفاع سريع في درجة الحرارة والكثافة. ويعتمد ما يلي ذلك على كتلة وبنية اللب المنهار، حيث تُشكّل النوى المتدهورة منخفضة الكتلة نجومًا نيوترونية، بينما تنهار النوى المتدهورة عالية الكتلة في الغالب بشكل كامل لتُشكّل ثقوبًا سوداء، أما النوى غير المتدهورة فتخضع لاندماج نووي متسارع. ^{[ 114 ] [ 116 ]}

يتسارع الانهيار الأولي للنوى المتدهورة بفعل تحلل بيتا ، والتفكك الضوئي، والتقاط الإلكترونات، مما يُسبب انفجارًا لنيوترينوات الإلكترون . ومع ازدياد الكثافة، يتوقف انبعاث النيوترينوات نتيجة انحصارها في النواة. يصل قطر النواة الداخلية في نهاية المطاف إلى 30 كيلومترًا تقريبًا ^{[ 117 ]} بكثافة تُضاهي كثافة نواة الذرة ، ويحاول ضغط تدهور النيوترونات إيقاف الانهيار. إذا تجاوزت كتلة النواة 15 كتلة شمسية تقريبًا، فإن تدهور النيوترونات لا يكفي لإيقاف الانهيار، ويتشكل ثقب أسود مباشرةً دون حدوث مستعر أعظم. ^{[ 110 ]} 

في النوى ذات الكتلة المنخفضة، يتوقف الانهيار، وتكون درجة حرارة النواة النيوترونية المتشكلة حديثًا حوالي 100  مليار كلفن ، أي 6000 ضعف درجة حرارة نواة الشمس . ^{[ 114 ]} عند هذه الدرجة، تتشكل أزواج النيوترينو-مضاد النيوترينو من جميع الأنواع بكفاءة عالية عن طريق الانبعاث الحراري . وتكون هذه النيوترينوات الحرارية أكثر وفرة بعدة مرات من نيوترينوات التقاط الإلكترون. ^{[ 118 ]}تتحول 1046 ^جول  ، أي ما يقارب 10% من كتلة النجم الساكنة، إلى دفقة من النيوترينوات لمدة عشر ثوانٍ، وهي الناتج الرئيسي لهذا الحدث. ^{[ 117 ] [ 119 ]} يرتد انهيار النواة المتوقف فجأة، مُحدثًا موجة صدمية تتوقف في النواة الخارجية في غضون أجزاء من الثانية ^{[ 120 ]} نتيجة فقدان الطاقة من خلال تفكك العناصر الثقيلة. وهي عملية لا تزال غير مفهومة تمامًا.من الضروري السماح للطبقات الخارجية من اللب بإعادة الامتصاص حولها1044 ^{جول  [ 119 ]} (1 فو ) من نبضة النيوترينو ، مما ينتج عنه السطوع المرئي، على الرغم من وجود نظريات أخرى يمكن أن تفسر سبب الانفجار. ^{[ 117 ]}

تتساقط بعض المواد من الغلاف الخارجي عائدةً إلى النجم النيوتروني، وبالنسبة للنوى التي تتجاوز كتلتها 8 أضعاف _{كتلة الشمس} تقريبًا ، يكون التساقط كافيًا لتكوين ثقب أسود. سيؤدي هذا التساقط إلى تقليل الطاقة الحركية المتولدة وكتلة المواد المشعة المقذوفة، ولكن في بعض الحالات، قد يُولّد أيضًا نفاثات نسبية ينتج عنها انفجار أشعة غاما أو مستعر أعظم شديد اللمعان. ^{[ 121 ]} 

سيؤدي انهيار نواة ضخمة غير متحللة إلى إشعال المزيد من الاندماج النووي. ^{[ 116 ]} عندما يبدأ انهيار النواة بسبب عدم استقرار الأزواج ( تحول الفوتونات إلى أزواج إلكترون - بوزيترون ، مما يقلل من ضغط الإشعاع )، يبدأ اندماج الأكسجين وقد يتوقف الانهيار. بالنسبة لكتل ​​النواة التي تتراوح بين 40 و60 _كتلة شمسية ، يتوقف الانهيار ويبقى النجم سليمًا، لكن الانهيار سيحدث مرة أخرى عند تشكل نواة أكبر. بالنسبة للنوى التي تتراوح كتلتها بين 60 و130 _{كتلة شمسية} ، يكون اندماج الأكسجين والعناصر الأثقل شديد الطاقة لدرجة أنه يؤدي إلى تفكك النجم بأكمله، مما يتسبب في حدوث مستعر أعظم. عند الحد الأعلى لنطاق الكتلة، يكون المستعر الأعظم شديد اللمعان بشكل غير عادي وطويل العمر للغاية بسبب قذف كتل شمسية كبيرة ^.  أما بالنسبة للكتل الأكبر للنوى ، فتصبح درجة حرارة النواة مرتفعة بما يكفي للسماح بالتفكك الضوئي، وتنهار النواة تمامًا لتتحول إلى ثقب أسود. ^{[ 122 ] [ 110 ]}

النوع الثاني

النجوم ذات الكتل الأولية الأقل من 8 أضعاف كتلة _{الشمس تقريبًا} لا تُكوّن نواة كبيرة بما يكفي للانهيار، وتفقد في النهاية غلافها الجوي لتتحول إلى أقزام بيضاء. أما النجوم التي تبلغ كتلتها 9 أضعاف _{كتلة الشمس} على الأقل (وربما تصل إلى 12 ضعف _{كتلة الشمس} ^{[ 123 ]} )، فتتطور بطريقة معقدة، حيث تحرق تدريجيًا عناصر أثقل عند درجات حرارة أعلى في نواتها. ^{[ 117 ] [ 124 ]} يصبح النجم مُكوّنًا من طبقات كالبصل، حيث يحدث احتراق العناصر الأسهل اندماجًا في طبقات أكبر. ^{[ 109 ] [ 125 ]} على الرغم من شيوع وصفها بأنها بصلة ذات نواة حديدية، إلا أن النجوم الأولية الأقل كتلةً من المستعرات العظمى لا تحتوي إلا على نوى من الأكسجين والنيون ( والمغنيسيوم ). قد تُشكّل هذه النجوم العملاقة من نوع AGB غالبية المستعرات العظمى الناتجة عن انهيار النواة، على الرغم من أنها أقل إضاءةً وبالتالي أقل شيوعًا في الرصد من تلك الناتجة عن النجوم الأولية الأكثر كتلةً. ^{[ 123 ]}   

إذا حدث انهيار النواة خلال مرحلة العملاق الفائق عندما لا يزال النجم محتفظًا بغلاف هيدروجيني، فإن النتيجة هي مستعر أعظم من النوع الثاني. ^{[ 126 ]} يعتمد معدل فقدان الكتلة للنجوم شديدة اللمعان على نسبة المعادن فيها ولمعانها . تفقد النجوم شديدة اللمعان ذات نسبة المعادن القريبة من نسبة المعادن الشمسية كل هيدروجينها قبل أن تصل إلى مرحلة انهيار النواة، وبالتالي لن تُشكّل مستعرًا أعظم من النوع الثاني. ^{[ 126 ]} عند انخفاض نسبة المعادن، تصل جميع النجوم إلى مرحلة انهيار النواة مع احتفاظها بغلاف هيدروجيني، لكن النجوم ذات الكتلة الكافية تنهار مباشرةً إلى ثقب أسود دون إنتاج مستعر أعظم مرئي. ^{[ 109 ]}

النجوم التي تصل كتلتها الأولية إلى حوالي 90 ضعف كتلة الشمس، أو أقل قليلاً عند ارتفاع نسبة المعادن فيها، تُنتج مستعرًا أعظم من النوع II-P، وهو النوع الأكثر شيوعًا. عند نسبة معادن متوسطة إلى عالية، تفقد النجوم القريبة من الحد الأعلى لنطاق الكتلة هذا معظم هيدروجينها عند حدوث انهيار النواة، وتكون النتيجة مستعرًا أعظم من النوع II-L. ^{[ 127 ]} عند نسبة معادن منخفضة جدًا، تصل النجوم التي تتراوح كتلتها بين 140 و250 _{ضعف كتلة الشمس} إلى انهيار النواة بسبب عدم استقرار الأزواج، بينما لا تزال تمتلك غلافًا جويًا من الهيدروجين ونواة من الأكسجين، وتكون النتيجة مستعرًا أعظم بخصائص النوع II ولكن بكتلة كبيرة جدًا من المقذوفات ^. النيكل واللمعان العالي. ^{[ 109 ] [ 128 ]}

النوع Ib والنوع Ic

تُعدّ هذه المستعرات العظمى، مثل تلك من النوع الثاني، نجومًا ضخمة تخضع لانهيار نووي. وعلى عكس النجوم الأصلية للمستعرات العظمى من النوع الثاني، فإن النجوم التي تتحول إلى مستعرات عظمى من النوع Ib وIc تفقد معظم غلافها الخارجي (الهيدروجيني) نتيجةً للرياح النجمية القوية أو بسبب تفاعلها مع نجم مرافق. ^{[ 131 ]} تُعرف هذه النجوم بنجوم وولف-رايت ، وتوجد في بيئات ذات معدنية متوسطة إلى عالية حيث تتسبب الرياح الناتجة عن الطيف المستمر في معدلات فقدان كتلة عالية بما يكفي. لا تتطابق رصدات المستعرات العظمى من النوع Ib/c مع الرصد أو التوقع لحدوث نجوم وولف-رايت. تشمل التفسيرات البديلة لهذا النوع من المستعرات العظمى ذات الانهيار النووي نجومًا جُرّدت من هيدروجينها بفعل التفاعلات الثنائية. توفر النماذج الثنائية تطابقًا أفضل مع المستعرات العظمى المرصودة، بشرط عدم رصد أي نجوم هيليوم ثنائية مناسبة على الإطلاق. ^{[ 132 ]}

تُعدّ المستعرات العظمى من النوع Ib أكثر شيوعًا من النوع Ic، وهي ناتجة عن نجوم وولف-رايت من النوع WC التي لا تزال تحتوي على الهيليوم في غلافها الجوي. ضمن نطاق ضيق من الكتل، تتطور النجوم أكثر قبل أن تصل إلى انهيار النواة لتصبح نجوم WO مع القليل جدًا من الهيليوم المتبقي، وهذه هي النجوم الأصلية للمستعرات العظمى من النوع Ic. ^{[ 133 ]}

ترتبط نسبة قليلة من المستعرات العظمى من النوع Ic بانفجارات أشعة غاما (GRB)، مع أنه يُعتقد أيضًا أن أي مستعر أعظم من النوع Ib أو Ic مُجرّد من الهيدروجين قد يُنتج انفجار أشعة غاما، وذلك تبعًا لظروف التكوين الهندسي. ^{[ 134 ]} وتتمثل آلية إنتاج هذا النوع من انفجارات أشعة غاما في النفاثات الناتجة عن المجال المغناطيسي للنجم المغناطيسي سريع الدوران ، والمتشكل عند النواة المنهارة للنجم. كما تنقل هذه النفاثات الطاقة إلى الغلاف الخارجي المتمدد، مما يُنتج مستعرًا أعظم فائق اللمعان . ^{[ 121 ] [ 135 ] [ 136 ]}

تحدث المستعرات العظمى فائقة التجريد عندما يُجرّد النجم المتفجر (تقريبًا) بالكامل وصولًا إلى نواته المعدنية، عبر انتقال الكتلة في نظام ثنائي متقارب. ^{[ 137 ] [ 138 ]} ونتيجةً لذلك، تُقذف كمية ضئيلة جدًا من المادة من النجم المتفجر (حوالي 0.1 كتلة _شمسية ). في الحالات القصوى، يمكن أن تحدث المستعرات العظمى فائقة التجريد في أنوية معدنية عارية، بالكاد تتجاوز حد كتلة تشاندراسيكار. قد يكون SN 2005ek ^{[ 139 ]} أول مثال رصدي لمستعر أعظم فائق التجريد، مما ينتج عنه منحنى ضوئي خافت نسبيًا وسريع التلاشي. يمكن أن تكون طبيعة المستعرات العظمى فائقة التجريد إما مستعرات انهيار النواة الحديدية أو مستعرات التقاط الإلكترون، اعتمادًا على كتلة النواة المنهارة. يُعتقد أن المستعرات العظمى فائقة التجريد مرتبطة بانفجار المستعر الأعظم الثاني في نظام ثنائي، مما ينتج عنه، على سبيل المثال، نظام نجم نيوتروني مزدوج متقارب. ^{[ 140 ] [ 141 ]} 

في عام 2022، أعلن فريق من علماء الفلك بقيادة باحثين من معهد وايزمان للعلوم عن أول انفجار مستعر أعظم يُظهر دليلاً مباشراً على وجود نجم سلف من نوع وولف-رايت. كان المستعر الأعظم SN 2019hgp من النوع Icn، وهو أيضاً أول مستعر أعظم يتم فيه رصد عنصر النيون. ^{[ 142 ] [ 143 ]}

قد لا يؤدي انهيار لبّ بعض النجوم الضخمة إلى انفجار مستعر أعظم مرئي. يحدث هذا إذا تعذّر عكس الانهيار الأولي بواسطة الآلية المُسببة للانفجار، وعادةً ما يكون ذلك بسبب ضخامة اللبّ. يصعب رصد هذه الأحداث، لكنّ مسوحات واسعة النطاق رصدت مرشحين محتملين. ^{[ 147 ] [ 148 ]} شهد النجم العملاق الأحمر N6946-BH1 في مجرة ​​NGC 6946 انفجارًا طفيفًا في مارس 2009، قبل أن يختفي عن الأنظار. لم يتبقَّ سوى مصدر خافت للأشعة تحت الحمراء في موقع النجم. ^{[ 149 ]}

تخفت الغازات المنبعثة من المستعر الأعظم بسرعة دون وجود مصدر طاقة يُبقيها ساخنة. وكان مصدر هذه الطاقة - التي تُمكن المستعر الأعظم من الحفاظ على توهجه البصري لأشهر - لغزًا في البداية. وقد اعتبر البعض الطاقة الدورانية من النجم النابض المركزي مصدرًا محتملاً. ^{[ 153 ]} ورغم أن الطاقة التي تُغذي كل نوع من أنواع المستعرات العظمى تُنقل بسرعة، فإن منحنيات الضوء يهيمن عليها التسخين الإشعاعي اللاحق للمقذوفات سريعة التمدد. وقد حُسبت الطبيعة الإشعاعية الشديدة لغازات المقذوفات لأول مرة استنادًا إلى أسس سليمة لتخليق العناصر في أواخر الستينيات، وثبتت صحة ذلك منذ ذلك الحين لمعظم المستعرات العظمى. ^{[ 154 ]} ولم يتم تحديد النوى المشعة الرئيسية بشكل قاطع إلا مع المستعر الأعظم SN 1987A من خلال الملاحظة المباشرة لخطوط أشعة غاما. ^{[ 155 ]}

بات من المعروف الآن، من خلال الملاحظة المباشرة، أن جزءًا كبيرًا من منحنى الضوء (الرسم البياني للسطوع كدالة للزمن) بعد حدوث مستعر أعظم من النوع الثاني ، مثل SN 1987A، يُفسَّر بتلك الاضمحلالات الإشعاعية المتوقعة. ^{[ 15 ]} على الرغم من أن الانبعاث الضوئي يتكون من فوتونات ضوئية، إلا أن الطاقة الإشعاعية التي تمتصها الغازات المقذوفة هي التي تُبقي البقايا ساخنة بما يكفي لإشعاع الضوء. الاضمحلال الإشعاعي لـ ⁵⁶ني من خلال بناتها ⁵⁶من ⁵⁶​ينتج الحديد فوتونات أشعة غاما ، بشكل أساسي بطاقات تبلغ847 كيلو إلكترون  فولت وطاقة 1238  كيلو إلكترون فولت ، والتي تُمتص وتُهيمن على تسخين وبالتالي إضاءة المقذوفات في أوقات متوسطة (عدة أسابيع) إلى أوقات متأخرة (عدة أشهر). ^{[ 156 ]} تم توفير الطاقة اللازمة لذروة منحنى الضوء للمستعر الأعظم SN1987A من خلال اضمحلال ⁵⁶ني إلى ⁵⁶يبلغ عمر النصف لـ Co (6 أيام) بينما تتوافق طاقة منحنى الضوء اللاحق بشكل خاص مع عمر النصف البالغ 77.3 يومًا لـ ⁵⁶يتحلل ثاني أكسيد الكربون إلى ⁵⁶Fe . قياسات لاحقة بواسطة تلسكوبات أشعة غاما الفضائية لجزء صغير من ⁵⁶شركة و ⁵⁷أكدت أشعة غاما من الكوبالت التي انبعثت من بقايا المستعر الأعظم SN 1987A دون امتصاص التوقعات السابقة بأن هاتين النواتين المشعتين كانتا مصدر الطاقة. ^{[ 155 ]}

تعتمد مرحلة اضمحلال الضوء المرئي في المراحل المتأخرة لأنواع المستعرات العظمى المختلفة على التسخين الإشعاعي، لكنها تتباين في الشكل والسعة تبعًا للآليات الكامنة، وطريقة إنتاج الإشعاع المرئي، وفترة رصده، وشفافية المادة المقذوفة. ^{[ 157 ]} وقد تختلف منحنيات الضوء اختلافًا كبيرًا عند أطوال موجية أخرى. فعلى سبيل المثال، عند أطوال الموجات فوق البنفسجية، تظهر ذروة شديدة اللمعان في وقت مبكر، تدوم لبضع ساعات فقط، وتتزامن مع انطلاق الصدمة الناتجة عن الحدث الأولي، إلا أن هذا الانطلاق يكاد يكون غير قابل للكشف بصريًا. ^{[ 158 ] [ 159 ]}

تتميز منحنيات الضوء للنجوم من النوع Ia بتجانسها الشديد في الغالب، مع قدر مطلق أقصى ثابت وانخفاض حاد نسبيًا في اللمعان. وينتج ناتج الطاقة الضوئية عنها عن طريق الاضمحلال الإشعاعي لـ ⁵⁶النيكل (نصف عمره 6 أيام)، والذي يتحلل بعد ذلك إلى ^{56 مشع}الكوبالت (نصف عمره 77 يومًا). تُثير هذه النظائر المشعة المادة المحيطة بها حتى تتوهج. ^{[ 92 ]} تعتمد الدراسات الحديثة لعلم الكونيات على ⁵⁶يوفر النشاط الإشعاعي للنيكل الطاقة اللازمة للسطوع البصري للمستعرات العظمى من النوع Ia، والتي تعتبر "الشموع المعيارية" لعلم الكونيات ولكن تشخيصها847  كيلو إلكترون فولت و لم تُكتشف أشعة غاما ذات طاقة 1238 كيلو إلكترون فولت إلا في عام 2014. ^{[ 160 ]} تتناقص المراحل الأولى من منحنى الضوء بشكل حاد مع انخفاض الحجم الفعال للغلاف الضوئي ونضوب الإشعاع الكهرومغناطيسي المحصور. يستمر منحنى الضوء في الانخفاض في النطاق B، بينما قد يُظهر انحناءً طفيفًا في النطاق المرئي بعد حوالي 40 يومًا، لكن هذا مجرد مؤشر على ذروة ثانوية تحدث في نطاق الأشعة تحت الحمراء عندما تتحد بعض العناصر الثقيلة المتأينة لإنتاج إشعاع الأشعة تحت الحمراء وتصبح المقذوفات شفافة له. يستمر منحنى الضوء المرئي في الانخفاض بمعدل أكبر قليلاً من معدل اضمحلال الكوبالت المشع (الذي يتمتع بنصف عمر أطول ويتحكم في المنحنى اللاحق)، لأن المادة المقذوفة تصبح أكثر انتشارًا وأقل قدرة على تحويل الإشعاع عالي الطاقة إلى إشعاع مرئي. بعد عدة أشهر، يُغير منحنى الضوء معدل انخفاضه مرة أخرى مع انبعاث البوزيترونات من الـ ⁵⁶ المتبقية .يصبح الكوبالت هو السائد، على الرغم من أن هذا الجزء من منحنى الضوء لم يحظ بدراسة كافية. ^{[ 161 ]}

تتشابه منحنيات الضوء من النوعين Ib و Ic مع النوع Ia، وإن كانت ذات متوسط ​​سطوع ذروة أقل. ويعود ناتج الضوء المرئي إلى تحول التحلل الإشعاعي إلى إشعاع مرئي، ولكن كتلة المادة المتكونة أقل بكثير ^.تتفاوت ذروة اللمعان بشكل كبير، بل وتوجد أحيانًا مستعرات عظمى من النوع Ib/c ذات لمعان يفوق أو يقل عن المعتاد بعدة مراتب. تُعرف أكثر المستعرات العظمى من النوع Ic لمعانًا باسم المستعرات الفائقة، وتتميز عادةً بمنحنيات ضوئية متسعة بالإضافة إلى زيادة ذروة اللمعان. يُعتقد أن مصدر الطاقة الإضافية هو النفاثات النسبية الناتجة عن تكوّن ثقب أسود دوّار، والتي تُنتج أيضًا انفجارات أشعة غاما. ^{[ 162 ] [ 163 ]}

تتميز منحنيات الضوء للمستعرات العظمى من النوع الثاني بانخفاض أبطأ بكثير من النوع الأول، بمعدل 0.05 قدر ظاهري في اليوم، ^{[ 77 ]} باستثناء مرحلة الثبات. يهيمن على ناتج الضوء المرئي الطاقة الحركية بدلاً من التحلل الإشعاعي لعدة أشهر، ويعود ذلك أساسًا إلى وجود الهيدروجين في المقذوفات من غلاف النجم العملاق الأصلي. في مرحلة التدمير الأولية، يسخن هذا الهيدروجين ويتأين. تُظهر غالبية المستعرات العظمى من النوع الثاني ثباتًا مطولًا في منحنيات ضوئها حيث يتحد هذا الهيدروجين، مُصدرًا ضوءًا مرئيًا وأكثر شفافية. يتبع ذلك منحنى ضوء متناقص مدفوع بالتحلل الإشعاعي، وإن كان أبطأ من المستعرات العظمى من النوع الأول، نظرًا لكفاءة تحويل الهيدروجين إلى ضوء. ^{[ 69 ]}

في المستعرات العظمى من النوع II-L، يغيب مستوى الثبات لأن النجم الأصلي كان يحتوي على كمية قليلة نسبيًا من الهيدروجين في غلافه الجوي، تكفي للظهور في الطيف ولكنها غير كافية لإحداث مستوى ثبات ملحوظ في شدة الضوء. أما في المستعرات العظمى من النوع IIb، فإن غلاف الهيدروجين الجوي للنجم الأصلي يكون مستنفدًا للغاية (يُعتقد أن ذلك بسبب التجريد المدّي بواسطة نجم مرافق) لدرجة أن منحنى الضوء يكون أقرب إلى منحنى المستعر الأعظم من النوع I، بل ويختفي الهيدروجين من الطيف بعد عدة أسابيع. ^{[ 69 ]}

تتميز المستعرات العظمى من النوع IIn بخطوط طيفية ضيقة إضافية تنتج في غلاف كثيف من المادة المحيطة بالنجم. وتكون منحنياتها الضوئية عادةً عريضة وممتدة، وأحيانًا شديدة اللمعان، ويُشار إليها حينها بالمستعر الأعظم فائق اللمعان. وتنتج هذه المنحنيات الضوئية عن التحويل عالي الكفاءة للطاقة الحركية للمقذوفات إلى إشعاع كهرومغناطيسي من خلال تفاعلها مع الغلاف الكثيف من المادة. ولا يحدث هذا إلا عندما تكون المادة كثيفة ومتراصة بدرجة كافية، مما يشير إلى أنها قد تكونت من النجم الأصلي نفسه قبل حدوث المستعر الأعظم بفترة وجيزة. ^{[ 164 ] [ 165 ]}

تم فهرسة وتصنيف أعداد كبيرة من المستعرات العظمى لتوفير شموع المسافة ونماذج الاختبار. ^{[ 166 ] [ 167 ]} تختلف الخصائص المتوسطة إلى حد ما باختلاف المسافة ونوع المجرة المضيفة، ولكن يمكن تحديدها بشكل عام لكل نوع من أنواع المستعرات العظمى.

ملحوظات:

يُعدّ لغزٌ قديمٌ يحيط بالمستعرات العظمى من النوع الثاني هو سبب حصول الجسم المضغوط المتبقي على سرعة كبيرة بعيدًا عن مركز الانفجار؛ ^{[ 171 ]} إذ لوحظ أن النجوم النابضة ، وبالتالي النجوم النيوترونية، تمتلك سرعات خاصة عالية ، ويُفترض أن الثقوب السوداء تمتلك سرعات خاصة عالية أيضًا، على الرغم من صعوبة رصدها منفردة. يمكن أن تكون الدفعة الأولية هائلة، دافعةً جسمًا تزيد كتلته عن كتلة الشمس بسرعة 500  كم/ث أو أكثر. يشير هذا إلى عدم تناظر في التمدد، لكن الآلية التي يتم من خلالها نقل الزخم إلى الجسم المضغوط لا تزال غامضة.لغزٌ محيّر. تشمل التفسيرات المقترحة لهذه الدفعة الحمل الحراري في النجم المنهار، والانبعاث غير المتماثل للمادة أثناء تكوين النجوم النيوترونية ، وانبعاثات النيوترينو غير المتماثلة . ^{[ 171 ] [ 172 ]}

أحد التفسيرات المحتملة لهذا التباين هو الحمل الحراري واسع النطاق فوق النواة. يمكن لهذا الحمل أن يُحدث اختلافات شعاعية في الكثافة، مما يؤدي إلى اختلافات في كمية الطاقة الممتصة من تدفق النيوترينو. ^{[ 114 ]} ومع ذلك، فإن تحليل هذه الآلية يتوقع انتقالًا محدودًا للزخم. ^{[ 173 ]} تفسير آخر محتمل هو أن تراكم الغاز على النجم النيوتروني المركزي يمكن أن يُنشئ قرصًا يدفع نفاثات عالية التوجيه، دافعًا المادة بسرعة عالية خارج النجم، ومُحدثًا صدمات عرضية تُدمر النجم تمامًا. قد تلعب هذه النفاثات دورًا حاسمًا في المستعر الأعظم الناتج. ^{[ 174 ] [ 175 ]} (يُستخدم نموذج مشابه لتفسير انفجارات أشعة غاما الطويلة). قد تعتمد الآلية السائدة على كتلة النجم الأصلي. ^{[ 172 ]}

وقد تأكد وجود عدم تناظر أولي في المستعرات العظمى من النوع Ia من خلال الرصد. قد تعني هذه النتيجة أن اللمعان الأولي لهذا النوع من المستعرات العظمى يعتمد على زاوية الرؤية. ومع ذلك، يصبح التوسع أكثر تناظرًا مع مرور الوقت. ويمكن رصد عدم التناظر المبكر عن طريق قياس استقطاب الضوء المنبعث. ^{[ 176 ]}

على الرغم من أن المستعرات العظمى تُعرف في المقام الأول بأنها أحداث مضيئة، إلا أن الإشعاع الكهرومغناطيسي الذي تُطلقه يُعدّ أثراً جانبياً طفيفاً. وخاصةً في حالة المستعرات العظمى الناتجة عن انهيار النواة، فإن الإشعاع الكهرومغناطيسي المنبعث يُشكّل جزءاً ضئيلاً من إجمالي الطاقة المنبعثة خلال الحدث. ^{[ 178 ]}

يوجد اختلاف جوهري في توازن إنتاج الطاقة بين أنواع المستعرات العظمى المختلفة. ففي انفجارات الأقزام البيضاء من النوع Ia، تُوجَّه معظم الطاقة نحو تخليق العناصر الثقيلة والطاقة الحركية للمقذوفات. ^{[ 179 ]} أما في المستعرات العظمى الناتجة عن انهيار النواة، فتُوجَّه الغالبية العظمى من الطاقة نحو انبعاث النيوترينوات ، وبينما يُسهم جزء من هذه الطاقة ظاهريًا في الدمار الملحوظ، فإن أكثر من 99% من النيوترينوات تفلت من النجم في الدقائق القليلة الأولى التي تلي بدء الانهيار. ^{[ 51 ]}

تستمد المستعرات العظمى من النوع Ia القياسي طاقتها من اندماج نووي متسارع لقزم أبيض من الكربون والأكسجين. لا تزال تفاصيل الطاقة غير مفهومة تمامًا، ولكن النتيجة هي قذف كتلة النجم الأصلي بأكملها بطاقة حركية عالية. تبلغ كتلة هذا النجم حوالي نصف كتلة شمسية، أي ما يعادل ⁵⁶النيكل الناتج عن احتراق السيليكون . ⁵⁶النيكل مادة مشعة وتتحلل إلى ⁵⁶يتحلل الكوبالت بواسطة تحلل بيتا بلس ( بعمر نصف يبلغ ستة أيام) وأشعة جاما. ⁵⁶يتحلل الكوبالت نفسه عبر مسار بيتا الموجب ( البوزيترون ) بنصف عمر يبلغ 77 يومًا إلى نظير مستقر ⁵⁶Fe . هاتان العمليتان مسؤولتان عن الإشعاع الكهرومغناطيسي المنبعث من المستعرات العظمى من النوع Ia. وبالتزامن مع تغير شفافية المادة المقذوفة، ينتج عنهما منحنى الضوء المتناقص بسرعة. ^{[ 177 ]}

تكون المستعرات العظمى الناتجة عن انهيار النواة في المتوسط ​​أقل سطوعًا من المستعرات العظمى من النوع Ia، ^{[ 150 ] [ 151 ] [ 152 ]} ولكن إجمالي الطاقة المنبعثة أعلى بكثير، كما هو موضح في الجدول التالي.

في بعض المستعرات العظمى الناتجة عن انهيار النواة، يؤدي ارتداد الجسيمات نحو الثقب الأسود إلى دفع نفاثات نسبية قد تُنتج انفجارًا قصيرًا عالي الطاقة وموجهًا لأشعة غاما، كما تنقل كمية كبيرة من الطاقة الإضافية إلى المادة المقذوفة. يُعد هذا أحد سيناريوهات إنتاج المستعرات العظمى عالية اللمعان، ويُعتقد أنه سبب المستعرات العظمى من النوع Ic وانفجارات أشعة غاما طويلة الأمد. ^{[ 184 ]} إذا كانت النفاثات النسبية قصيرة جدًا ولم تتمكن من اختراق الغلاف النجمي، فقد ينتج انفجار أشعة غاما منخفض اللمعان، وقد يكون المستعر الأعظم دون مستوى اللمعان المطلوب. ^{[ 185 ]}

عندما يحدث مستعر أعظم داخل سحابة صغيرة كثيفة من المادة المحيطة بالنجم، فإنه يُنتج موجة صدمية قادرة على تحويل نسبة كبيرة من الطاقة الحركية بكفاءة إلى إشعاع كهرومغناطيسي. على الرغم من أن الطاقة الأولية كانت طبيعية تمامًا، إلا أن المستعر الأعظم الناتج يتميز بإضاءة عالية ومدة طويلة لأنه لا يعتمد على التحلل الإشعاعي الأسي. قد يتسبب هذا النوع من الأحداث في حدوث مستعرات عظمى فائقة من النوع IIn. ^{[ 186 ] [ 187 ]}

على الرغم من أن المستعرات العظمى الناتجة عن عدم استقرار الأزواج هي مستعرات عظمى ناتجة عن انهيار النواة، ولها أطياف ومنحنيات ضوئية مشابهة للمستعرات العظمى من النوع II-P، إلا أن طبيعتها بعد انهيار النواة تشبه إلى حد كبير طبيعة المستعرات العظمى العملاقة من النوع Ia التي تشهد اندماجًا متسارعًا للكربون والأكسجين والسيليكون. تُقارن الطاقة الكلية المنبعثة من أحداث الكتلة الأعلى بتلك المنبعثة من مستعرات عظمى أخرى ناتجة عن انهيار النواة، ولكن يُعتقد أن إنتاج النيوترينو منخفض للغاية، وبالتالي فإن الطاقة الحركية والكهرومغناطيسية المنبعثة عالية جدًا. تكون أنوية هذه النجوم أكبر بكثير من أي قزم أبيض، ويمكن أن تكون كمية النيكل المشع والعناصر الثقيلة الأخرى المقذوفة من أنويتها أعلى بعدة مراتب، مما يؤدي بالتالي إلى سطوع مرئي عالٍ. ^{[ 188 ]}

يرتبط نوع تصنيف المستعر الأعظم ارتباطًا وثيقًا بنوع النجم الأصلي وقت الانهيار. ويعتمد حدوث كل نوع من أنواع المستعرات العظمى على نسبة المعادن في النجم، لأن ذلك يؤثر على قوة الرياح النجمية وبالتالي على معدل فقدان النجم لكتلته. ^{[ 189 ]}

تنتج المستعرات العظمى من النوع Ia من النجوم القزمة البيضاء في الأنظمة النجمية الثنائية، وتحدث في جميع أنواع المجرات . ^{[ 190 ]} أما المستعرات العظمى الناتجة عن انهيار النواة، فتوجد فقط في المجرات التي تشهد حاليًا أو في مراحل حديثة جدًا من تكوين النجوم، نظرًا لأنها تنتج عن نجوم ضخمة قصيرة العمر. وتوجد هذه المستعرات بكثرة في المجرات الحلزونية من النوع Sc، ولكنها توجد أيضًا في أذرع المجرات الحلزونية الأخرى وفي المجرات غير المنتظمة ، وخاصة مجرات الانفجار النجمي . ^{[ 191 ] [ 192 ] [ 193 ]}

يُفترض أن المستعرات العظمى من النوعين Ib وIc قد نتجت عن انهيار لبّ النجوم الضخمة التي فقدت طبقتها الخارجية من الهيدروجين والهيليوم، إما عبر رياح نجمية قوية أو انتقال الكتلة إلى نجم مرافق. ^{[ 163 ]} تحدث هذه المستعرات عادةً في مناطق تكوّن النجوم الجديدة، وهي نادرة للغاية في المجرات الإهليلجية . ^{[ 74 ]} كما تتميز النجوم الأصلية للمستعرات العظمى من النوع Ib بمعدلات عالية من فقدان الكتلة في الفترة التي تسبق انفجارها مباشرةً. ^{[ 194 ]} وقد لوحظ أن المستعرات العظمى من النوع Ic تحدث في مناطق أغنى بالمعادن وتتميز بمعدلات تكوّن نجوم أعلى من المتوسط ​​في مجراتها المضيفة. ^{[ 195 ]} يوضح الجدول النجم الأصلي للأنواع الرئيسية من المستعرات العظمى الناتجة عن انهيار اللبّ، والنسب التقريبية التي لوحظت في الجوار المحلي.

توجد عدة صعوبات في التوفيق بين نماذج تطور النجوم ورصدها قبل حدوث انفجارات المستعرات العظمى الناتجة عن انهيار النواة. تُعدّ النجوم العملاقة الحمراء أسلافًا للغالبية العظمى من هذه الانفجارات، وقد رُصدت هذه النجوم، ولكن فقط عند كتل ولمعان منخفضين نسبيًا، أقل من 18 كتلة _شمسية و 100,000 لمعان _شمسي على التوالي. لا يتم رصد معظم أسلاف المستعرات العظمى من النوع الثاني، ويُفترض أنها أقل سطوعًا بكثير، وأقل كتلة على الأرجح. يُشار إلى هذا التناقض باسم " مشكلة النجوم العملاقة الحمراء" . ^{[ 196 ]} وقد وصفها ستيفن سمارت لأول مرة عام 2009، وهو من صاغ هذا المصطلح. بعد إجراء بحث محدود الحجم عن المستعرات العظمى، وجد سمارت وزملاؤه أن الحدين الأدنى والأعلى لكتلة المستعرات العظمى من النوع الثاني-P لتكوّنها هما  8.5 +1 −1.5 م _☉ و 16.5 ± 1.5 كتلة _شمسية ، على التوالي. يتوافق الأول مع الحدود العليا المتوقعة لكتلة النجوم الأولية للأقزام البيضاء، بينما لا يتوافق الثاني مع وجود تجمعات نجمية ضخمة في المجموعة المحلية. ^{[ 197 ]} وقد حُسب الحد الأعلى للنجوم العملاقة الحمراء التي تُنتج انفجارًا مستعرًا أعظم مرئيًا عند 19 +4 −2 M _☉  . ^{[ 196 ]}

يُعتقد أن النجوم العملاقة الحمراء ذات الكتلة العالية لا تنفجر كمستعرات عظمى، بل تتطور عائدةً إلى درجات حرارة أعلى. وقد تم تأكيد وجود العديد من النجوم السلفية للمستعرات العظمى من النوع IIb، وهي نجوم عملاقة من النوعين K وG، بالإضافة إلى نجم عملاق واحد من النوع A. ^{[ 198 ]} ويُقترح أن تكون النجوم العملاقة الصفراء أو النجوم المتغيرة الزرقاء اللامعة (LBVs) نجومًا سلفية للمستعرات العظمى من النوع IIb، وقد أظهرت جميع المستعرات العظمى من النوع IIb تقريبًا، والتي كانت قريبة بما يكفي للرصد، وجود هذه النجوم السلفية. ^{[ 199 ] [ 200 ]}

تشكل النجوم العملاقة الزرقاء نسبة عالية بشكل غير متوقع من النجوم السلفية المؤكدة للمستعرات العظمى، ويعود ذلك جزئيًا إلى لمعانها الشديد وسهولة رصدها، في حين لم يتم تحديد أي نجم سلفي من نوع وولف-رايت بشكل واضح حتى الآن. ^{[ 198 ] [ 201 ]} وقد واجهت النماذج صعوبة في توضيح كيفية فقدان النجوم العملاقة الزرقاء كتلة كافية للوصول إلى مرحلة المستعر الأعظم دون الانتقال إلى مرحلة تطورية مختلفة. وقد أظهرت إحدى الدراسات مسارًا محتملاً لانهيار المتغيرات الزرقاء اللامعة منخفضة اللمعان بعد مرحلة العملاق الأحمر، على الأرجح كمستعر أعظم من النوع IIn. ^{[ 202 ]} تم رصد العديد من الأمثلة على النجوم السلفية الساخنة اللامعة للمستعرات العظمى من النوع IIn: كان كل من SN 2005gy و SN 2010jl نجمين لامعين ضخمين على ما يبدو، لكنهما بعيدان جدًا؛ وكان لـ SN 2009ip نجم سلفي شديد اللمعان يُرجح أنه كان متغيرًا أزرق لامعًا، ولكنه مستعر أعظم غريب لا تزال طبيعته الدقيقة محل خلاف. ^{[ 198 ]}

لا تُرصد النجوم الأصلية للمستعرات العظمى من النوع Ib/c على الإطلاق، وغالبًا ما تكون القيود المفروضة على لمعانها المحتمل أقل من تلك المفروضة على نجوم WC المعروفة . ^{[ 198 ]} تُعد نجوم WO نادرة للغاية وخافتة نسبيًا عند رؤيتها بالعين المجردة، لذا يصعب تحديد ما إذا كانت هذه النجوم الأصلية مفقودة أم أنها لم تُرصد بعد. لم يتم تحديد النجوم الأصلية شديدة اللمعان بشكل قاطع، على الرغم من رصد العديد من المستعرات العظمى على مسافة كافية تسمح بتصوير هذه النجوم الأصلية بوضوح. ^{[ 201 ]} تُظهر نماذج التجمعات النجمية أن المستعرات العظمى المرصودة من النوع Ib/c يُمكن إعادة إنتاجها بواسطة مزيج من النجوم الضخمة المفردة ونجوم الغلاف المُجرد من أنظمة ثنائية متفاعلة. ^{[ 132 ]} قد يعود استمرار عدم الكشف الواضح عن النجوم الأصلية للمستعرات العظمى العادية من النوع Ib وIc إلى انهيار معظم النجوم الضخمة مباشرةً إلى ثقب أسود دون حدوث انفجار مستعر أعظم . تنتج معظم هذه المستعرات العظمى من نجوم الهيليوم ذات الكتلة المنخفضة واللمعان المنخفض في الأنظمة الثنائية. وينتج عدد قليل منها من نجوم ضخمة تدور بسرعة، ومن المرجح أن تتوافق مع أحداث النوع Ic-BL عالية الطاقة المرتبطة بانفجارات أشعة غاما طويلة الأمد. ^{[ 198 ]}

تُعدّ المستعرات العظمى مصدرًا رئيسيًا للعناصر في الوسط بين النجوم، بدءًا من الأكسجين وصولًا إلى الروبيديوم، ^{[ 204 ] [ 205 ] [ 206 ]} على الرغم من أن الوفرة النظرية للعناصر المُنتَجة أو المرصودة في الأطياف تختلف اختلافًا كبيرًا تبعًا لأنواع المستعرات العظمى المختلفة. ^{[ 206 ]} تُنتِج المستعرات العظمى من النوع Ia بشكل رئيسي السيليكون وعناصر ذروة الحديد، ومعادن مثل النيكل والحديد. ^{[ 207 ] [ 208 ]} تُقذِف المستعرات العظمى الناتجة عن انهيار النواة كميات أقل بكثير من عناصر ذروة الحديد مقارنةً بالمستعرات العظمى من النوع Ia، ولكنها تُقذِف كتلًا أكبر من عناصر ألفا الخفيفة مثل الأكسجين والنيون، وعناصر أثقل من الزنك. وينطبق هذا الأخير بشكل خاص على المستعرات العظمى الناتجة عن التقاط الإلكترون. ^{[ 209 ]} يتكون الجزء الأكبر من المادة المقذوفة من المستعرات العظمى من النوع II من الهيدروجين والهيليوم. ^{[ 210 ]} تُنتَج العناصر الثقيلة عن طريق: الاندماج النووي لأنوية يصل حجمها إلى ³⁴S ؛ إعادة ترتيب التفكك الضوئي للسيليكون وشبه التوازن أثناء احتراق السيليكون للنوى بين ³⁶Ar و ⁵⁶النيكل ؛ والتقاط سريع للنيوترونات ( عملية الالتقاط السريع للنيوترونات ) أثناء انهيار المستعر الأعظم للعناصر الأثقل من الحديد. تُنتج عملية الالتقاط السريع للنيوترونات نوى غير مستقرة للغاية غنية بالنيوترونات ، والتي تتحلل بسرعة بواسطة جسيمات بيتا إلى أشكال أكثر استقرارًا. في المستعرات العظمى، تُعد تفاعلات عملية الالتقاط السريع للنيوترونات مسؤولة عن حوالي نصف جميع نظائر العناصر التي تتجاوز الحديد، ^{[ 211 ]} على الرغم من أن اندماج النجوم النيوترونية قد يكون المصدر الفيزيائي الفلكي الرئيسي للعديد من هذه العناصر. ^{[ 204 ] [ 212 ]}

في الكون الحديث، تُعدّ نجوم فرع العملاق المقارب القديمة (AGB) المصدر الرئيسي للغبار الناتج عن الأكاسيد والكربون وعناصر عملية الالتقاط البطيء للنيوترونات (s-process) . ^{[ 204 ] [ 213 ]} مع ذلك، في الكون المبكر، قبل تكوّن نجوم فرع العملاق المقارب، ربما كانت المستعرات العظمى هي المصدر الرئيسي للغبار. ^{[ 214 ]}

تتكون بقايا العديد من المستعرات العظمى من جسم مضغوط وموجة صدمية من المادة تتمدد بسرعة. تجرف هذه السحابة من المادة الوسط بين النجوم المحيط بها خلال مرحلة تمدد حر، والتي قد تستمر لمدة تصل إلى قرنين. ثم تخضع الموجة تدريجيًا لفترة من التمدد الأديباتي ، وتبرد ببطء وتختلط مع الوسط بين النجوم المحيط بها على مدى حوالي 10000 عام. ^{[ 215 ]}

أنتج الانفجار العظيم الهيدروجين والهيليوم وآثارًا من الليثيوم ، بينما تُصنَّع جميع العناصر الأثقل في النجوم والمستعرات العظمى والاصطدامات بين النجوم النيوترونية (وبالتالي يكون ذلك بشكل غير مباشر نتيجة للمستعرات العظمى). تميل المستعرات العظمى إلى إثراء الوسط بين النجوم المحيط بعناصر أخرى غير الهيدروجين والهيليوم، والتي يُشير إليها علماء الفلك عادةً باسم "المعادن". ^{[ 216 ]} تُثري هذه العناصر المقذوفة في نهاية المطاف السحب الجزيئية التي تُعد مواقع تكوّن النجوم. ^{[ 217 ]} وبالتالي، يتميز كل جيل نجمي بتركيب مختلف قليلاً، بدءًا من خليط نقي تقريبًا من الهيدروجين والهيليوم وصولًا إلى تركيب أكثر غنىً بالمعادن. تُعد المستعرات العظمى الآلية السائدة لتوزيع هذه العناصر الأثقل، والتي تتشكل في النجم خلال فترة اندماجه النووي. تؤثر وفرة العناصر المختلفة في المادة المكونة للنجم تأثيراً كبيراً على عمر النجم، ^{[ 216 ] [ 218 ]} وقد تؤثر على إمكانية وجود كواكب تدور حوله: إذ تتشكل كواكب عملاقة أكثر حول النجوم ذات المحتوى المعدني الأعلى. ^{[ 219 ] [ 220 ]}

يمكن للطاقة الحركية لبقايا المستعر الأعظم المتوسعة أن تحفز تكوين النجوم عن طريق ضغط السحب الجزيئية الكثيفة القريبة في الفضاء. ^{[ 221 ]} كما يمكن أن يؤدي ازدياد الضغط المضطرب إلى منع تكوين النجوم إذا لم تتمكن السحابة من التخلص من الطاقة الزائدة. ^{[ 222 ]}

تشير الأدلة المستقاة من نواتج تحلل النظائر المشعة قصيرة العمر إلى أن مستعرًا أعظمًا قريبًا ساهم في تحديد تكوين النظام الشمسي قبل 4.5  مليار سنة، وربما يكون قد حفز تكوين هذا النظام. ^{[ 223 ]}

الانفجارات الراديوية السريعة (FRBs) عبارة عن نبضات راديوية مكثفة وعابرة لا تدوم عادةً أكثر من أجزاء من الثانية. وقد طُرحت العديد من التفسيرات لهذه الأحداث؛ وتُعدّ النجوم المغناطيسية الناتجة عن انفجارات المستعرات العظمى ذات النوى المنهارة من أبرز المرشحين. ^{[ 224 ] [ 225 ] [ 226 ] [ 227 ]}

يُعتقد أن بقايا المستعرات العظمى تُسرّع جزءًا كبيرًا من الأشعة الكونية الأولية في المجرة ، ولكن لم يُعثر على دليل مباشر على إنتاج الأشعة الكونية إلا في عدد قليل من البقايا. وقد رُصدت أشعة غاما الناتجة عن تحلل البيون من بقايا المستعرات العظمى IC 443 و W44. وتنتج هذه الأشعة عندما تصطدم البروتونات المُسرّعة من البقايا بالمادة بين النجوم. ^{[ 228 ]}

تُعدّ المستعرات العظمى مصادر قوية محتملة للموجات الثقالية في المجرة ، ^{[ 229 ]} ولكن لم يتم رصد أي منها حتى الآن. وتقتصر أحداث الموجات الثقالية المرصودة حتى الآن على اندماج الثقوب السوداء والنجوم النيوترونية، وهي على الأرجح بقايا مستعرات عظمى. ^{[ 230 ]} ومثل انبعاثات النيوترينو، يُتوقع أن تصل الموجات الثقالية الناتجة عن انهيار النواة في المستعر الأعظم قبل الضوء الناتج عن الانفجار اللاحق. وبالتالي، قد تُقدّم معلومات حول عملية انهيار النواة لا يُمكن الحصول عليها بوسائل أخرى. معظم إشارات الموجات الثقالية التي تتنبأ بها نماذج المستعرات العظمى قصيرة المدة، إذ تدوم أقل من ثانية، وبالتالي يصعب رصدها. وقد يُوفّر استخدام وصول إشارة النيوترينو مؤشرًا يُمكن من خلاله تحديد الفترة الزمنية المناسبة للبحث عن الموجة الثقالية، مما يُساعد على تمييزها عن الضوضاء الخلفية. ^{[ 231 ]}

المستعر الأعظم القريب من الأرض هو مستعر أعظم يقع على مسافة قريبة من الأرض لدرجة تُحدث تأثيرات ملحوظة على غلافها الحيوي . وبحسب نوع المستعر الأعظم وطاقته، قد يصل بُعده إلى 3000 سنة ضوئية. في عام 1996، طُرحت نظرية مفادها إمكانية رصد آثار المستعرات العظمى السابقة على الأرض في صورة بصمات نظائر المعادن في طبقات الصخور . وقد أُبلغ لاحقًا عن إثراء الحديد-60 في صخور أعماق المحيط الهادئ . ^{[ 232 ] [ 233 ] [ 234 ]} في عام 2009، وُجدت مستويات مرتفعة من أيونات النترات في جليد القطب الجنوبي، والتي تزامنت مع المستعرين الأعظمين 1006 و1054. يُحتمل أن تكون أشعة غاما المنبعثة من هذين المستعرين قد رفعت مستويات أكاسيد النيتروجين في الغلاف الجوي، والتي حُبست في الجليد. ^{[ 235 ]}

تاريخيًا، ربما أثرت المستعرات العظمى القريبة على التنوع البيولوجي للحياة على كوكب الأرض. تشير السجلات الجيولوجية إلى أن أحداث المستعرات العظمى القريبة أدت إلى زيادة الأشعة الكونية، مما أدى بدوره إلى مناخ أكثر برودة. وقد أدى فارق درجات الحرارة الأكبر بين القطبين وخط الاستواء إلى رياح أقوى، وزيادة اختلاط مياه المحيطات، ونقل المغذيات إلى المياه الضحلة على طول الجروف القارية . وقد أدى ذلك إلى زيادة التنوع البيولوجي. ^{[ 236 ] [ 237 ]}

يُعتقد أن المستعرات العظمى من النوع Ia هي الأخطر على الإطلاق إذا حدثت على مقربة كافية من الأرض. ولأن هذه المستعرات تنشأ من نجوم قزمة بيضاء خافتة وشائعة في أنظمة ثنائية، فمن المرجح أن يحدث مستعر أعظم قادر على التأثير على الأرض بشكل غير متوقع وفي نظام نجمي غير مدروس جيدًا. أقرب مرشح معروف هو IK Pegasi (HR 8210)، على بُعد حوالي 150 سنة ضوئية، ^{[ 238 ] [ 239 ]} ولكن تشير الملاحظات إلى أنه قد يستغرق الأمر ما يصل إلى 1.9  مليار سنة قبل أن يتمكن القزم الأبيض من اكتساب الكتلة الحرجة اللازمة ليصبح مستعرًا أعظم من النوع Ia. ^{[ 240 ]}

بحسب تقديرات عام 2003، يجب أن يكون المستعر الأعظم من النوع الثاني أقرب من 8 فرسخ فلكي (26 سنة ضوئية) لتدمير نصف طبقة الأوزون للأرض، ولا توجد مرشحات من هذا القبيل أقرب من حوالي 500 سنة ضوئية. ^{[ 241 ]}