Eine Supernova vom Typ 2 ist eine Art von Supernova-Explosion, die durch den Kollaps eines massereichen Sterns entsteht. Sie tritt auf, wenn der Kern eines Sterns, der mehr als 8-mal so schwer wie die Sonne ist, nicht mehr in der Lage ist, sich aufrechtzuerhalten.

Eine Supernova vom Typ II entsteht am Ende des Lebenszyklus eines massereichen Sterns. Wenn der Kernbrennstoff des Sterns aufgebraucht ist, kollabiert der Stern unter der Schwerkraft zusammen. Dies führt zu einer rapiden Kompression und Erhöhung der Temperatur und Dichte im Inneren des Sterns. Im Stern ist ein Zyklus von Kernfusion. Alle Elemente, von Wasserstoff weg fusionieren bis zum Eisen, wo die Fusionskette endet, da für eine weitere Fusionierung zu schwereren Elementen Energie von außen benötigt werden würde. Da also nun keine Strahlung, welche beim Fusionieren entstanden ist, mehr dem Druck von außen entgegenwirkt, richtet sich nun die volle Gravitation Richtung Kern und drückt ihn zusammen. Der Kern bricht enorm schnell zusammen, während die Sternatmosphäre die äußeren Schichten stützt. Das Innere des Sterns komprimiert so sehr, dass sich das Innere in einen Neutronenstern umwandelt. Trotzdem treffen immer noch mit einer unfassbaren Geschwindigkeit die Gase auf den entstandenen Neutronenstern, welcher nicht nachgibt und die Gase in einem elastischen Stoß zurückwirft. Der Kernzusammenbruch löst eine Schockwelle nach außen aus, welche die äußeren Schichten nun in den umgebenden Raum reißt. Bei der Explosion werden enorme Mengen an Licht, Neutrino-Strahlen und elektromagnetischen Wellen frei und kurzzeitig kann die Supernovae-Helligkeit eine ganze Galaxie überstrahlen.

Neutrinos sind elementare Teilchen, die zur Familie der Leptonen gehören. Neutrinos haben eine elektrische Ladung von Null und eine sehr geringe Masse, die lange Zeit als vernachlässigbar angesehen wurde. Es gibt drei Arten von Neutrinos: das Elektron-Neutrino (νₑ), das Myon-Neutrino (ν_μ) und das Tau-Neutrino (ν_τ). Jede dieser Arten ist mit einem der drei geladenen Leptonen (Elektron, Myon und Tau) assoziiert. Neutrinos werden in verschiedenen physikalischen Prozessen erzeugt, wie beispielsweise bei der Kernfusion in der Sonne, bei Kernreaktionen in Atomreaktoren oder in kosmischen Ereignissen wie Supernovae. Da sie keine elektrische Ladung haben, werden sie nur durch die schwache Kernkraft und die Gravitation beeinflusst. Das bedeutet, dass sie durch Materie nahezu ungehindert hindurchfliegen können, was ihre Detektion sehr schwierig macht. Um Neutrinos nachzuweisen, werden spezielle Detektoren eingesetzt, die auf verschiedene Weisen mit den Neutrinos wechselwirken können. Ein verbreitetes Detektionsverfahren basiert auf der Beobachtung der winzigen Energieübertragung, die ein Neutrino bei der Streuung an einem Atomkern verursacht. Die Erforschung von Neutrinos ist von großer Bedeutung für die Physik und Astronomie. Sie liefern Informationen über astrophysikalische Phänomene wie die Energieerzeugung in der Sonne, die Entstehung von Supernovae und die Eigenschaften von Neutronensternen. Zudem spielen Neutrinos eine wichtige Rolle in der Teilchenphysik.

Bei Supernovae vom Typ II spielen Neutrinos eine entscheidende Rolle. In den tiefen Schichten des kollabierenden Sterns sind die Temperaturen und Dichten extrem hoch. Dies führt zur Produktion eines enormen Neutrinoflusses. Die Kernreaktionen in diesen heißen und dichten Regionen erzeugen enorme Mengen an Elektron-Neutrinos (νₑ). Diese Neutrinos werden fast augenblicklich freigesetzt, da sie nur sehr schwach mit Materie wechselwirken und die Supernova-Materie praktisch ungehindert durchdringen. Der Neutrinofluss bei einer Supernova des Typen II ist enorm. Es wird geschätzt, dass in nur wenigen Sekunden mehr Neutrinos emittiert werden als die Sonne in ihrer gesamten Lebenszeit an Photonenergie abstrahlt. Diese Neutrinos tragen einen Großteil der während der Supernova freigesetzten Energie. Darüber hinaus spielen die Neutrinos eine wichtige Rolle bei der Nukleosynthese, der Bildung von schweren Elementen. Durch ihre Wechselwirkungen mit Nukleonen im kollabierenden Stern können Neutrinos die Umwandlung von Protonen in Neutronen oder umgekehrt beeinflussen. Diese Neutronenproduktion ermöglicht die Entstehung schwerer Elemente wie Gold, Platin und Uran.

Insgesamt spielen Neutrinos bei Supernovae vom Typ II eine zentrale Rolle in den physikalischen Prozessen, die während der Explosion ablaufen, und liefern wertvolle Informationen über die Physik von massereichen Sternen und die Entwicklung des Universums. Dadurch das eben so viele Neutrinos entstehen entsteht doch eine gewisse Wucht, welche die äußeren Schichten nach außen drückt.

Die Kollapsbewegung erzeugt eine schockartige Druckwelle, die durch die äußeren Schichten des Sterns schießt. Diese Schockwelle erhitzt das umgebende Material auf extrem hohe Temperaturen. Die extremen Temperaturen und der Druck in der Schockwelle ermöglichen die Kernfusion von Wasserstoff und Helium sowie die Bildung schwererer Elemente durch Nukleosynthese. Diese Prozesse setzen enorme Mengen an Energie frei, die als Licht emittiert werden. Die freigesetzte Energie wird in Form von elektromagnetischer Strahlung, einschließlich sichtbarem Licht, abgestrahlt. Dieses Licht durchdringt die äußeren Schichten des Sterns und erreicht den interstellaren Raum, wo es beobachtet werden kann. Die Helligkeit einer Supernova vom Typ 2 nimmt nach der Explosion nicht sofort ab. Stattdessen zeigt sie eine charakteristische Lichtkurve, bei der die Helligkeit über einen längeren Zeitraum allmählich abfällt. Dies liegt daran, dass das umgebende Material weiterhin von der Energie der Supernova erhitzt wird und selbst Licht abstrahlt. Zusammenfassend kann man sagen, dass eine Supernova vom Typ 2 so lange leuchtet, weil die freigesetzte Energie aus der Kernfusion und der Nukleosynthese sowie die nachfolgende Erwärmung des umgebenden Materials eine fortwährende Lichtemission ermöglichen.

Die Unterscheidung zwischen einer Typ I und einer Typ II Supernova hängt hauptsächlich mit dem Vorhandensein oder Fehlen von Wasserstoff in der Hülle des explodierten Sterns zusammen. Typ II: Der Stern hat vor seiner Explosion eine Wasserstoffhülle, die bei der Explosion abgestoßen wird. Die dabei freigesetzte Energie führt zur Zerstörung des Kerns und der äußeren Schichten des Sterns, was dazu führt, dass der Stern auseinandergerissen wird. Typ II Supernovae sind daher in der Regel sehr hell und zeigen ein breites Spektrum an Elementen, einschließlich Wasserstoff und Helium. Eine Typ Ia Supernova hingegen entsteht, wenn ein Weißer Zwerg, ein sehr dichter Stern mit geringer Masse, in einem engen Doppelsternsystem Wasserstoff von seinem Begleitstern stiehlt. Wenn der Weiße Zwerg eine kritische Masse überschreitet, wird er instabil und explodiert in einer Supernova. Da es sich um einen Stern handelt, der kein Wasserstoff in seiner Hülle hat, gibt es bei einer Typ I Supernova keine sichtbare Wasserstofflinie im Spektrum.