Nova

Bazen, gökyüzünde daha önce zorlukla görülen bir yıldızın, birkaç ay veya yıl gibi kısa bir sürede, yeni bir yıldız gibi parladığı gözlenmiştir. Galaksimizde nova (yeni yıldız) denilen bu gök cisimlerinden her yıl ancak 10-40 arasında ortaya çıktığı tahmin edilmektedir. Dünyadan, bunların yılda ancak 2-3 tanesi görülebilmektedir. Bir novanın parlaklığı, bir veya iki gün içinde, aniden 8 veya 10 kadir yükselebilir ve sonra, arada küçük salınımlarla birlikte, 3 veya 4 hafta içinde azalarak, bir ile on yılda eski haline geldiği gözlenir. Bu sırada parlaklık, Güneş’inkinin 100000 katına çıkabilir. Tüm nova türlerinin, birisi ak cüce olan bir yıldız çiftinden oluştuğu anlaşılmaktadır. Kütlesi daha büyük olan yıldız evrimini daha çabuk tamamlayacağı için, ak cüce, çiftin kütlesi daha büyük olan yıldızıdır. Ak cüceye eşlik eden yıldız ise, ana koldan ayrılma veya kızıl dev evresine varmış bulunmaktadır. Bu yıldızın yüzey tabakalarından ayrılan madde, ak cücenin çekim bölgesine akar. Viskoz ve türbülanslı enerji kaybı ile, bu madde akışı, ak cüce yüzeyi etrafında bir spiral oluşturur.
Nova patlaması ak cüce yüzeyinde toplanmakta olan madde içinde olur. Burada artan sıcaklık ve basınç, hidrojen için termonükleer füzyon şartlarına ulaşır. Bunun yol açtığı fışkırma, veya madde kaçış olayı, o kadar şiddetlidir ki, ak cüceye birleşmek üzere toplanan maddenin % 50 – 90 kısmı sistemden kaçar. Parlaklıkta gözlenen büyük artış, dışa doğru genişlemekte olan maddenin ışıyan yüzeyinin çok büyümesinden kaynaklanır. Madde soğuyunca, çok şiddetlide olsa, bu olay yavaşlar ve sistemin yapısı fazla değişmez. Bu şekilde, yıldızlar arasındaki madde akışı belki 10000 ila 100000 yıl sürebilir. Klasik bir nova sisteminde, ak cüceye böyle madde püskürmesi gerideki yıldızda yeter madde kalmayana kadar, belki 500 kere tekrarlanabilir.

Süpernova

Süpernovalar, ani ve çok büyük bir ışık şiddeti artması ile kendini gösteren yıldız patlamalarıdır. Toplam ışıma gücü, bazı hallerde, Güneşinkinin 1010 katını bulur. Bir süpernova patlamasında yayınlanan enerjinin yaklaşık 1050 erg olduğu gözlemlere dayanarak hesaplanmıştır. Çekirdeğin kütlesinin birkaç güneş kütlesinden büyük olduğu durumlarda meydana gelir. Kırmızı Dev evresi sırasında çekirdekte demir üretimi gerçekleşir. Demirin yakılamaması nedeniyle çekirdek kısmı çöker. Bu durumda sıcaklık milyarlarca dereceye yükselir. Eğer demir çekirdek çok yoğun bir hal alırsa bu durumda elektronlar çok yüksek enerjilere ulaşarak atomik çekirdeğin içine girmeye çalışır. Proton ve elektronlar birlikte nötron ve nötrinoları oluştururlar.
 

Elektronlar kaybolurlar. Bu durumda elektron dejenerasyon basıncı artık bulunmaz. Çekirdek şiddetli bir biçimde çöker (büzülür). Nötrinolar kaçarak enerjiyi dışarıya taşırlar. Nötronlar merkeze doğru yaklaşık 0.1-0.2 c hızlarına ulaşarak düşerler. Bu çökme 1 saniyeden biraz daha fazla zamanda gerçekleşir. Pauli Prensibi nötronlar için etkin olmaya başlar. Nötrinoların bazıları bilardo topu gibi dışarıya doğru dağılırlar. Bu hareket sırasında beraberinde madde taşıyarak muhteşem bir patlamayı gerçekleştirirler.

Süpernova 1987A