المستعر الأعظم من النوع الثاني

المستعر الأعظم من النوع  الثاني ( SNII) ^{[ 1 ]} (جمعها: مستعرات عظمى ) ينتج عن انفجار عنيف لنجم ضخم عقب انهيار سريع لنواته. يجب أن تكون كتلة النجم ثمانية أضعاف كتلة الشمس ( M☉ ) على الأقل، ولكن ليس أكثر من 40 إلى 50 ضعفًا، حتى يحدث هذا النوع من الانفجار. ^{[ 2 ]}  تتميز المستعرات العظمى من النوع الثاني عن الأنواع الأخرى بوجود الهيدروجين في أطيافها . وعادةً ما تُرصد في الأذرع الحلزونية للمجرات وفي مناطق الهيدروجين المتأين (H II ) _، ولكن ليس في المجرات الإهليلجية ؛ إذ تتكون هذه الأخيرة عمومًا من نجوم قديمة منخفضة الكتلة، مع قلة من النجوم الشابة الضخمة جدًا اللازمة لإحداث مستعر أعظم.

تُنتج النجوم الطاقة من خلال الاندماج النووي للعناصر. وعلى عكس الشمس، تمتلك النجوم الضخمة الكتلة اللازمة لدمج عناصر ذات كتلة ذرية أكبر من الهيدروجين والهيليوم، وإن كان ذلك عند درجات حرارة وضغوط متزايدة ، مما يؤدي إلى تقصير أعمارها. ويكفي ضغط انحلال الإلكترونات والطاقة الناتجة عن تفاعلات الاندماج هذه لموازنة قوة الجاذبية ومنع النجم من الانهيار، والحفاظ على توازنه. يدمج النجم عناصر ذات كتل متزايدة، بدءًا من الهيدروجين ثم الهيليوم ، وصولًا إلى العناصر الأعلى في الجدول الدوري حتى يتكون لب من الحديد والنيكل . لا ينتج عن اندماج الحديد أو النيكل طاقة صافية، لذا لا يمكن أن يحدث المزيد من الاندماج، مما يجعل لب الحديد والنيكل خاملًا. ونظرًا لعدم وجود طاقة ناتجة تُولّد ضغطًا حراريًا خارجيًا، ينكمش اللب بفعل الجاذبية حتى يصبح وزن النجم قادرًا على تحمله بشكل كبير بفضل ضغط انحلال الإلكترونات.

عندما تتجاوز الكتلة المضغوطة للنواة الخاملة حد تشاندراسيكار البالغ حوالي 1.4 كتلة _شمسية ، يصبح انحلال الإلكترونات غير كافٍ لمقاومة الضغط الناتج عن الجاذبية. يحدث انهيار كارثي للنواة في غضون ثوانٍ. وبدون دعم النواة الداخلية المنكمشة، تنهار النواة الخارجية إلى الداخل تحت تأثير الجاذبية وتصل سرعتها إلى 23% من سرعة الضوء ، ويرفع الضغط المفاجئ درجة حرارة النواة الداخلية إلى 100 مليار كلفن . تتشكل النيوترونات والنيوترينوات عبر تحلل بيتا العكسي ، مطلقةً حوالي ^10⁴⁶ جول (100 جول ) في دفقة مدتها عشر ثوانٍ. يتوقف انهيار النواة الداخلية بفعل قوة التنافر النووي وانحلال النيوترونات ، مما يتسبب في ارتداد الانهيار إلى الخارج. طاقة هذه الموجة الصدمية المتوسعة كافية لتفتيت المادة النجمية العلوية وتسريعها إلى سرعة الإفلات، مما يُشكل انفجارًا نجميًا هائلًا. تتلاشى الموجة الصدمية ودرجة الحرارة والضغط المرتفعان للغاية بسرعة، لكنهما يستمران لفترة كافية تسمح بفترة وجيزة يتم خلالها إنتاج عناصر أثقل من الحديد. ^{[ 3 ]} اعتمادًا على الكتلة الأولية للنجم، تُشكل بقايا النواة نجمًا نيوترونيًا أو ثقبًا أسود . وبسبب الآلية الكامنة وراء ذلك، يُوصف المستعر الأعظم الناتج أيضًا بأنه مستعر أعظم ناتج عن انهيار النواة.    

توجد عدة فئات من  انفجارات المستعرات العظمى من النوع الثاني، وتُصنّف بناءً على منحنى الضوء الناتج - وهو رسم بياني يوضح اللمعان مقابل الزمن - بعد الانفجار.  تُظهر المستعرات العظمى من النوع الثاني-L انخفاضًا ثابتًا ( خطيًا ) في منحنى الضوء بعد الانفجار، بينما  تُظهر المستعرات العظمى من النوع الثاني-P فترة انخفاض أبطأ (هضبة) في منحنى الضوء، تليها فترة اضمحلال طبيعي. أما المستعرات العظمى من النوعين الأول ب والثاني ج فهي نوع من المستعرات العظمى الناتجة عن انهيار النواة لنجم ضخم فقد غلافه الخارجي من الهيدروجين (  والهيليوم في حالة النوع الأول ج). ونتيجة لذلك، تبدو هذه المستعرات وكأنها تفتقر إلى هذين العنصرين.

تتطور النجوم التي تفوق كتلتها كتلة الشمس بكثير بطرق معقدة. ففي قلب النجم، يندمج الهيدروجين ليتحول إلى هيليوم ، مطلقًا طاقة حرارية تسخن قلب النجم وتوفر ضغطًا خارجيًا يدعم طبقات النجم ضد الانهيار - وهي حالة تُعرف بالتوازن النجمي أو التوازن الهيدروستاتيكي . ويتراكم الهيليوم المُنتج في القلب هناك. ولا تكون درجات الحرارة في القلب مرتفعة بما يكفي بعدُ لتسبب اندماجه. وفي النهاية، مع استنفاد الهيدروجين في القلب، يبدأ الاندماج في التباطؤ، وتتسبب الجاذبية في انكماش القلب. ويرفع هذا الانكماش درجة الحرارة إلى مستوى يسمح بمرحلة أقصر من اندماج الهيليوم، والتي تُنتج الكربون والأكسجين ، وتمثل أقل من 10% من إجمالي عمر النجم.

في النجوم التي تقل كتلتها عن ثمانية أضعاف كتلة الشمس، لا يندمج الكربون الناتج عن اندماج الهيليوم، ويبرد النجم تدريجيًا ليصبح قزمًا أبيض . ^{[ 4 ] [ 5 ]} إذا تراكمت عليها كتلة إضافية من نجم آخر، أو من مصدر آخر، فقد تتحول إلى مستعر أعظم من النوع Ia . لكن النجوم الأكبر حجمًا تمتلك كتلة كافية لمواصلة الاندماج بعد هذه المرحلة.

تُنتج لبّات هذه النجوم الضخمة مباشرةً درجات الحرارة والضغوط اللازمة لبدء اندماج الكربون في اللبّ عندما ينكمش النجم في نهاية مرحلة احتراق الهيليوم. يصبح اللبّ تدريجيًا مُتراكبًا كالبصل، حيث تتراكم نوى ذرية أثقل تدريجيًا في المركز، مع طبقة خارجية من غاز الهيدروجين، تُحيط بطبقة من الهيدروجين تندمج لتكوين الهيليوم، تُحيط بطبقة من الهيليوم تندمج لتكوين الكربون عبر عملية ألفا الثلاثية ، تُحيط بطبقات أخرى تندمج لتكوين عناصر أثقل تدريجيًا. مع تطور نجم بهذا الحجم، يمر بمراحل متكررة يتوقف فيها الاندماج في اللبّ، وينهار اللبّ حتى يصبح الضغط ودرجة الحرارة كافيين لبدء المرحلة التالية من الاندماج، فيُعاد إشعاله لإيقاف الانهيار. ^{[ 4 ] [ 5 ]}

مراحل الاندماج النووي التي تحرق النواة لنجم كتلته 25 كتلة شمسية

عملية	الوقود الرئيسي	المنتجات الرئيسية	25 مليون نجمة [ 6 ]​
			درجة الحرارة ( كلفن )	الكثافة (جم/ سم³ )	مدة
احتراق الهيدروجين	هيدروجين	الهيليوم	7 × 10 7	10	10 سنوات و7  سنوات
عملية ألفا الثلاثية	الهيليوم	الكربون ، الأكسجين	2 × 10 8	2000	10 سنوات و6  سنوات
عملية احتراق الكربون	الكربون	Ne ، Na ، Mg ، Al	8 × 10 8	10 6	ألف  عام
عملية احتراق النيون	نيون	يا إلهي​	1.6 × 10 9	10 7	3  سنوات
عملية احتراق الأكسجين	الأكسجين	Si ، S ، Ar ، Ca	1.8 × 10 9	10 7	0.3  سنة
عملية حرق السيليكون	السيليكون	النيكل (يتحلل إلى حديد )	2.5 × 10 9	10 8	5  أيام

العامل المحدد لهذه العملية هو كمية الطاقة المنبعثة من خلال الاندماج، والتي تعتمد على طاقة الربط التي تُبقي هذه النوى الذرية متماسكة. تُنتج كل خطوة إضافية نوى أثقل تدريجيًا، تُطلق طاقة أقل تدريجيًا عند اندماجها. بالإضافة إلى ذلك، بدءًا من احتراق الكربون ، يصبح فقدان الطاقة عبر إنتاج النيوترينو كبيرًا، مما يؤدي إلى معدل تفاعل أعلى مما كان سيحدث لولا ذلك. ^{[ 7 ]} يستمر هذا حتى يتم إنتاج النيكل-56 ، الذي يتحلل إشعاعيًا إلى كوبالت-56 ثم حديد-56 على مدار بضعة أشهر. نظرًا لأن الحديد والنيكل يمتلكان أعلى طاقة ربط لكل نيوكليون من بين جميع العناصر، ^{[ 8 ]} لا يمكن إنتاج الطاقة في النواة عن طريق الاندماج، وتنمو نواة من النيكل والحديد. ^{[ 5 ] [ 9 ]} تخضع هذه النواة لضغط جاذبية هائل. ولعدم وجود اندماج لرفع درجة حرارة النجم أكثر لدعمه ضد الانهيار، فإنه مدعوم فقط بضغط انحلال الإلكترونات . في هذه الحالة، تكون المادة كثيفة للغاية لدرجة أن المزيد من الانضغاط يتطلب من الإلكترونات أن تشغل نفس مستويات الطاقة . ومع ذلك، فإن هذا ممنوع بالنسبة للجسيمات الفرميونية المتطابقة ، مثل الإلكترون - وهي ظاهرة تُعرف باسم مبدأ استبعاد باولي .

عندما تتجاوز كتلة اللب حد تشاندراسيكار البالغ حوالي 1.4 كتلة _شمسية ، لا يعود ضغط الانحلال قادرًا على دعمه، فيحدث انهيار كارثي. ^{[ 10 ]} تصل سرعة الجزء الخارجي من اللب إلى تبلغ سرعة اللب 70,000 كم  /ث (23% من سرعة الضوء ) أثناء انهياره نحو مركز النجم. ^{[ 11 ]} يسخن اللب المتقلص بسرعة، منتجًا أشعة غاما عالية الطاقة تُفكك نوى الحديد إلى نوى هيليوم ونيوترونات حرة عبر التفكك الضوئي . مع ازدياد كثافة اللب ، يصبح اندماج الإلكترونات والبروتونات عبر تحلل بيتا العكسي مُفضلاً من الناحية الطاقية ، مُنتجًا نيوترونات وجسيمات أولية تُسمى النيوترينوات . نظرًا لأن النيوترينوات نادرًا ما تتفاعل مع المادة العادية، فإنها تستطيع الهروب من اللب، حاملةً معها الطاقة ومُسرّعةً الانهيار، الذي يحدث خلال فترة زمنية تُقاس بالمللي ثانية. عندما ينفصل اللب عن الطبقات الخارجية للنجم، تمتص الطبقات الخارجية للنجم بعضًا من هذه النيوترينوات، مُسببةً انفجار المستعر الأعظم. ^{[ 12 ]}

في  المستعرات العظمى من النوع الثاني، يتوقف الانهيار في نهاية المطاف بفعل تفاعلات التنافر قصيرة المدى بين النيوترونات، والتي تتوسطها القوة النووية القوية ، بالإضافة إلى ضغط انحلال النيوترونات، بكثافة مماثلة لكثافة نواة الذرة. عند توقف الانهيار، ترتد المادة المتساقطة، مُحدثةً موجة صدمية تنتشر للخارج. تعمل طاقة هذه الصدمة على تفكيك العناصر الثقيلة داخل النواة. هذا يقلل من طاقة الصدمة، مما قد يُوقف الانفجار داخل النواة الخارجية. ^{[ 13 ]}

تتميز مرحلة انهيار النواة بكثافة وطاقة عاليتين لدرجة أن النيوترينوات وحدها هي القادرة على الإفلات. وعندما تتحد البروتونات والإلكترونات لتكوين النيوترونات عبر عملية أسر الإلكترون ، ينتج نيوترينو إلكتروني. في  مستعر أعظم من النوع الثاني، تبلغ درجة حرارة النواة النيوترونية المتكونة حديثًا حوالي 100  مليار كلفن ، أي ما يعادل ^10⁴ ضعف درجة حرارة نواة الشمس. يجب التخلص من جزء كبير من هذه الطاقة الحرارية لتكوين نجم نيوتروني مستقر، وإلا ستتبخر النيوترونات. ويتحقق ذلك من خلال إطلاق المزيد من النيوترينوات. ^{[ 14 ]} تتشكل هذه النيوترينوات "الحرارية" على هيئة أزواج نيوترينو-مضاد نيوترينو من جميع الأنواع ، ويبلغ مجموعها أضعاف عدد نيوترينوات أسر الإلكترون. ^{[ 15 ]} تعمل آليتا إنتاج النيوترينو على تحويل طاقة الوضع التثاقلية للانهيار إلى دفقة نيوترينو مدتها عشر ثوانٍ، مطلقةً حوالي 1046 ^جول (100 جول ). ^{[ 16 ]} 

من خلال عملية غير مفهومة تمامًا، يُعاد امتصاص حوالي 1%، أو ^10⁴⁴  جول (1  فو)، من الطاقة المنبعثة (على شكل نيوترينوات ) بواسطة الصدمة المتوقفة، مما يُنتج انفجار المستعر الأعظم. ^{[ 13 ]} رُصدت نيوترينوات ناتجة عن مستعر أعظم في حالة المستعر الأعظم 1987A ، مما دفع علماء الفيزياء الفلكية إلى استنتاج أن نموذج انهيار النواة صحيحٌ أساسًا. رصدت أجهزة كاميوكاندي 2 و IMB المائية نيوترينوات مضادة ذات أصل حراري، ^{[ 14 ]} بينما رصد جهاز باكسان القائم على الغاليوم -71 نيوترينوات ( عدد الليبتون = 1) إما ذات أصل حراري أو ناتج عن التقاط الإلكترون.

عندما تقل كتلة النجم الأصلي عن 20 كتلة _شمسية تقريبًا - اعتمادًا على قوة الانفجار وكمية المادة المتساقطة - يكون المتبقي المتدهور من انهيار النواة نجمًا نيوترونيًا . ^{[ 11 ]} أما إذا تجاوزت هذه الكتلة، فينهار المتبقي ليشكل ثقبًا أسود . ^{[ 5 ] [ 17 ]} تبلغ الكتلة الحدية النظرية لهذا النوع من سيناريوهات انهيار النواة حوالي 40-50 _{كتلة شمسية} . يُعتقد أن النجم الذي تتجاوز كتلته هذه الكتلة ينهار مباشرةً إلى ثقب أسود دون أن يُحدث انفجارًا مستعرًا أعظميًا، ^{[ 18 ]} على الرغم من أن عدم اليقين في نماذج انهيار المستعرات العظمى يجعل حساب هذه الحدود غير دقيق.  

النموذج القياسي لفيزياء الجسيمات هو نظرية تصف ثلاثة من التفاعلات الأساسية الأربعة المعروفة بين الجسيمات الأولية التي تُكوّن المادة . تسمح هذه النظرية بالتنبؤ بكيفية تفاعل الجسيمات في ظل ظروف متعددة. تتراوح طاقة الجسيم الواحد في المستعر الأعظم عادةً بين 1 و150 بيكو جول (عشرات إلى مئات الميغا إلكترون فولت ). ^{[ 19 ]} طاقة الجسيم الواحد في المستعر الأعظم صغيرة بما يكفي لجعل التنبؤات المستمدة من النموذج القياسي لفيزياء الجسيمات صحيحة بشكل أساسي. لكن الكثافات العالية قد تتطلب تعديلات على النموذج القياسي. ^{[ 20 ]} على وجه الخصوص، يمكن لمسرعات الجسيمات الأرضية إنتاج تفاعلات جسيمية ذات طاقة أعلى بكثير من تلك الموجودة في المستعرات العظمى، ^{[ 21 ]} لكن هذه التجارب تتضمن جسيمات فردية تتفاعل مع جسيمات فردية، ومن المرجح أن تُنتج الكثافات العالية داخل المستعر الأعظم تأثيرات جديدة. تحدث التفاعلات بين النيوترينوات والجسيمات الأخرى في المستعر الأعظم بواسطة القوة النووية الضعيفة ، والتي يُعتقد أنها مفهومة جيدًا. ومع ذلك، فإن التفاعلات بين البروتونات والنيوترونات تتضمن القوة النووية القوية ، والتي لا تزال غير مفهومة بشكل كامل. ^{[ 22 ]}

تكمن المشكلة الرئيسية التي لم تُحل بعد في  المستعرات العظمى من النوع الثاني في عدم فهم كيفية انتقال طاقة انفجار النيوترينوات إلى باقي أجزاء النجم، مما يُنتج موجة الصدمة التي تُسبب انفجاره. من المناقشة السابقة، يتضح أن 1% فقط من الطاقة يكفي لانتقالها لإحداث الانفجار، إلا أن تفسير كيفية حدوث هذا الانتقال بنسبة 1% أثبت صعوبته البالغة، على الرغم من الاعتقاد بفهم تفاعلات الجسيمات المعنية جيدًا. في تسعينيات القرن الماضي، تضمن أحد النماذج تفسير ذلك، وهو الانقلاب الحراري ، الذي يُشير إلى أن الحمل الحراري، سواءً من النيوترينوات القادمة من الأسفل أو من المادة المتساقطة من الأعلى، يُكمل عملية تدمير النجم الأصلي. تتشكل العناصر الأثقل من الحديد خلال هذا الانفجار عن طريق التقاط النيوترونات ، ومن ضغط النيوترينوات على حدود "الغلاف النيوتريني"، مما يُؤدي إلى انتشار سحابة من الغاز والغبار في الفضاء المحيط، وهي سحابة أغنى بالعناصر الثقيلة من المادة التي تشكل منها النجم في الأصل. ^{[ 23 ]}

تُعدّ فيزياء النيوترينو ، التي يُحاكيها النموذج القياسي ، أساسيةً لفهم هذه العملية. ^{[ 20 ]} أما المجال البحثي الحاسم الآخر فهو ديناميكا الموائع للبلازما التي تُكوّن النجم المحتضر؛ إذ يُحدّد سلوكها أثناء انهيار النواة متى وكيف تتشكّل الموجة الصدمية ، ومتى وكيف تتوقف وتُعاد تنشيطها. ^{[ 24 ]}

في الواقع، تتضمن بعض النماذج النظرية عدم استقرار هيدروديناميكي في الصدمة المتوقفة يُعرف باسم "عدم استقرار صدمة التراكم المستقرة" (SASI). ينشأ هذا عدم الاستقرار نتيجةً لاضطرابات غير كروية تُؤدي إلى تذبذب الصدمة المتوقفة وتشويهها. غالبًا ما يُستخدم عدم استقرار صدمة التراكم المستقرة بالتزامن مع نظريات النيوترينو في عمليات المحاكاة الحاسوبية لإعادة تنشيط الصدمة المتوقفة. ^{[ 25 ]}

حققت النماذج الحاسوبية نجاحًا كبيرًا في حساب سلوك  المستعرات العظمى من النوع الثاني عند تشكل الصدمة. وبإهمال الثانية الأولى من الانفجار، وبافتراض بدء الانفجار، تمكن علماء الفيزياء الفلكية من وضع تنبؤات دقيقة حول العناصر الناتجة عن المستعر الأعظم ومنحنى الضوء المتوقع منه. ^{[ 26 ] [ 27 ] [ 28 ]}

عند فحص طيف مستعر أعظم من النوع الثاني، فإنه يُظهر عادةً خطوط امتصاص بالمر - وهي عبارة عن انخفاض في التدفق عند الترددات المميزة التي تمتص عندها ذرات الهيدروجين الطاقة. ويُستخدم وجود هذه الخطوط لتمييز هذا النوع من المستعرات العظمى عن النوع الأول .  

عند رسم لمعان  مستعر أعظم من النوع الثاني على مدى فترة زمنية، يظهر ارتفاع مميز إلى ذروة سطوع يتبعها انخفاض. يبلغ متوسط ​​معدل انخفاض هذه المنحنيات الضوئية 0.008 قدرًا ظاهريًا في اليوم، وهو أقل بكثير من معدل انخفاض لمعان المستعرات العظمى من النوع الأول أ. يُقسم النوع الثاني إلى فئتين، بناءً على شكل منحنى الضوء. يُظهر منحنى الضوء لمستعر أعظم من النوع الثاني-L انخفاضًا ثابتًا ( خطيًا ) بعد ذروة السطوع. في المقابل، يتميز منحنى الضوء لمستعر أعظم من النوع الثاني-P بامتداد مسطح مميز (يُسمى هضبة ) أثناء الانخفاض، مما يُمثل فترة ينخفض ​​فيها اللمعان بمعدل أبطأ. يكون معدل انخفاض اللمعان الصافي أقل، حيث يبلغ 0.0075 قدرًا ظاهريًا في اليوم للنوع الثاني-P، مقارنةً بـ 0.012 قدرًا ظاهريًا في اليوم للنوع الثاني-L. ^{[ 29 ]}         

يُعتقد أن الاختلاف في شكل منحنيات الضوء، في حالة  المستعرات العظمى من النوع II-L، ناتج عن طرد معظم غلاف الهيدروجين للنجم الأصلي. ^{[ 29 ]} أما مرحلة الهضبة في  المستعرات العظمى من النوع II-P فتعود إلى تغير في عتامة الطبقة الخارجية. تعمل الموجة الصدمية على تأيين الهيدروجين في الغلاف الخارجي - عن طريق انتزاع الإلكترون من ذرة الهيدروجين - مما يؤدي إلى زيادة كبيرة في العتامة . هذا يمنع الفوتونات من الأجزاء الداخلية للانفجار من الهروب. عندما يبرد الهيدروجين بدرجة كافية لإعادة الاتحاد، تصبح الطبقة الخارجية شفافة. ^{[ 30 ]}

يشير الحرف "n" إلى ضيق النطاق، مما يدل على وجود خطوط انبعاث هيدروجين ضيقة أو متوسطة العرض في الأطياف. في حالة العرض المتوسط، قد تتفاعل المقذوفات الناتجة عن الانفجار بقوة مع الغاز المحيط بالنجم - الوسط المحيط بالنجم. ^{[ 31 ] [ 32 ]} إن كثافة الوسط المحيط بالنجم المقدرة اللازمة لتفسير الخصائص المرصودة أعلى بكثير من المتوقع وفقًا لنظرية تطور النجوم القياسية . ^{[ 33 ]} يُفترض عمومًا أن الكثافة العالية للوسط المحيط بالنجم تعود إلى معدلات فقدان الكتلة العالية  للنجوم السلفية من النوع IIn. عادةً ما تكون معدلات فقدان الكتلة المقدرة أعلى من10⁻³ كتلة _شمسية سنويًا. تشير الدلائل إلى أنها تنشأ كنجوم مشابهة للمتغيرات الزرقاء اللامعة التي تفقد كميات كبيرة من كتلتها قبل الانفجار. ^{[ 34 ] يُعدّ كل من} SN 1998S و SN 2005gl مثالين على المستعرات العظمى من النوع IIn؛ وقد يكون SN 2006gy ، وهو مستعر أعظم ذو طاقة هائلة، مثالًا آخر. ^{[ 35 ]}  

تُظهر بعض المستعرات العظمى من النوع IIn تفاعلات مع الوسط المحيط بالنجم، مما يؤدي إلى ارتفاع درجة حرارة غبار هذا الوسط . ويمكن رصد هذا الغبار الدافئ على شكل سطوع في نطاق الأشعة تحت الحمراء المتوسطة . وإذا امتد الوسط المحيط بالنجم لمسافة أبعد من المستعر الأعظم، فقد يتسبب سطوع الأشعة تحت الحمراء المتوسطة في صدىً تحت أحمر ، مما يؤدي إلى استمرار السطوع لأكثر من 1000 يوم. ينتمي هذا النوع من المستعرات العظمى إلى فئة المستعرات العظمى النادرة الشبيهة بـ 2010jl، والتي سُميت نسبةً إلى المستعر الأعظم النموذجي SN 2010jl . وقد اكتُشفت معظم المستعرات العظمى الشبيهة بـ 2010jl باستخدام تلسكوب سبيتزر الفضائي ( الذي توقف عن العمل) ومستكشف المسح بالأشعة تحت الحمراء واسع المجال ( مثل SN 2014ab و SN 2017hcc ). ^{[ 36 ] [ 37 ] [ 38 ] [ 39 ]}

يُظهر المستعر الأعظم من النوع  IIb خط هيدروجين ضعيفًا في طيفه الأولي، ولذلك يُصنف ضمن النوع  II. مع ذلك، يصبح انبعاث الهيدروجين غير قابل للكشف لاحقًا، وتظهر أيضًا ذروة ثانية في منحنى الضوء، يُشبه طيفها طيف المستعر الأعظم من النوع  Ib . قد يكون النجم الأصلي نجمًا ضخمًا قذف معظم طبقاته الخارجية، أو نجمًا فقد معظم غلافه الهيدروجيني نتيجة تفاعلات مع نجم مرافق في نظام ثنائي، تاركًا وراءه نواة تتكون بالكامل تقريبًا من الهيليوم. ^{[ 40 ]} مع تمدد المقذوفات من النوع  IIb، تصبح طبقة الهيدروجين أكثر شفافية بسرعة ، كاشفةً عن الطبقات الأعمق. ^{[ 40 ]} يُعد SN 1993J مثالًا كلاسيكيًا على  المستعر الأعظم من النوع IIb ، ^{[ 41 ] [ 42 ]} بينما يُعد كاسيوبيا A مثالًا آخر . ^{[ 43 ]} طُرح تصنيف IIb لأول مرة (كمفهوم نظري) من قِبل ووسلي وآخرون. في عام 1987، ^{[ 44 ]} وسرعان ما تم تطبيق الفئة على SN 1987K ^{[ 45 ]} و SN 1993J . ^{[ 46 ]}

• تاريخ رصد المستعرات العظمى
• بقايا مستعر أعظم

• ميريفيلد، مايكل. هاران، ب. (محرران). المستعرات العظمى من النوع  الثاني . ستون رمزًا (محاضرة فيديو). نوتنغهام، المملكة المتحدة: جامعة نوتنغهام .
• جيبني، إليزابيث (18 أبريل 2018). "كيفية تفجير نجم" . مجلة نيتشر . 556 (7701): 287-289 . Bibcode : 2018Natur.556..287G . doi : 10.1038/d41586-018-04601-7 . PMID: 29670276. S2CID : 4956943 .