4526 NGC     SN 1994 D
גלקסיית עדשה  שאירית של סופרנובה ,במרחק של 53 מגה – מיליון  שנות אור , 16 מגה פרסאק מהשמש , בבהירות של 15.2+ מסוג   SN  La  .

1604 SN

שאירית  התפוצצות סופרנובה הידועה כ – קפלר, מרחק העצם מהשמש 20,000 שנות אור  קוטרה 14 שנות אור מהשמש , בבהירות גדולה מכל כוכב אחר בלילה 2.5 – בשיאה . התגלתה לראשונה סביב 1604  בקבוצת הכוכבים נושא הנחש בענן המגלני . בטמפרטורה של 2 מיליון מעלות  .

 

סופרנובות בגלקסיה  2270  NGC

  SN 1999 eh   SN-  2007 uy - - SN 2008D. בדרך כלל התהוותם נמשכת בממוצע של אחת לטווח של 100 שנה בלבד בגלקסיה  .
סופרנובה SN 2008D היא הסופרנובה הראשונה שזוהתה על ידי צילומי רנטגן בשלבים המוקדמים ולא על ידי אור אופטי.
העובדה שכוכבי ניטרונים יכולים להיות מסיביים כמו זה שנתגלה בעל השם PSR J1614-2230 יכולה לשפוך אור על התנגשויות כוכבי ניטרונים10.4.2011
תהליך הפקת האנרגיה של הכוכבים, ובהם גם השמש שלנו, מתחיל כאשר החום והלחץ בליבת הכוכבים גורמים לגרעיני מימן להתמזג זה עם זה, כך שארבעה גרעיני מימן יוצרים יחד גרעין הליום. אלא שמאסת גרעין ההליום קטנה במעט מהמאסה המשותפת של ארבעת גרעיני המימן שיוצרים אותו. לאן, אם כן, "נעלמת" המאסה החסרה? מתברר שהיא הופכת לאנרגיה לפי נוסחת שוויון המאסה והאנרגיה של איינשטיין E=mc². במלים אחרות, מעט מאוד מאסה יוצרת הרבה מאוד אנרגיה. 

                         SN 2007

היווצרות סופרנובות מסוג Ia  + ננס  לבן   White Dwarf

אור חדש על כוכבים מתפוצצים ,מדענים סבורים שסופרנובות מסוג Ia נולדות כאשר כוכב צפוף הקרוי ננס לבן מקבל מאסה נוספת מכוכב שכן, עד שהוא לא יכול יותר לבלוע את כל המאסה הזאת – ולכן הוא מתפוצץ. להתפוצצויות סופרנובה מסוג זה הקרויות Ia יש משמעות רבה בחקר היקום כיוון שמסת הננס הלבן קבועה בעת הפיצוץ וכן עצמת ההארה של סופרנובות אלה היא אחידה. אפשר להשתמש בהן כמדי מרחק לגלקסיות רחוקות. מדובר בגלקסיות ספירליות סמוכות, לפחות ברבע מהמקרים, הכוכב התורם , אשר מעביר את המאסה שלו לננס הלבן, הוא ככל הנראה כוכב רגיל בגודל בינוני, הדומה באופן כללי לשמש שלנו. מסקנה זו התקבלה על סמך ניתוח בליעת אור על ידי גז שנפלט בזמן העברת המאסה – בליעה שמאפייניה דומים לאלו של כוכבים כמו השמש. מדידת אורן של סופרנובות אלה הביאה למסקנה החשובה שהיקום מאיץ. סופרנובות מסוג זה מותירות אחריהן בדרך כלל גוף קומפקטי בצורת כוכב נויטרונים או פולסר וייתכן שקריסה של כוכב מסיבי יוצרת גם חור שחור אך עדיין לא ברור אם זו מלווה בהתפוצצות סופרנובה. כוכבים שמסתם דומה לזו של השמש, הופכים לבסוף לננס לבן, שהוא בעצם הליבה החשופה של הכוכב והחלק החם ביותר. גם השמש שלנו, שהליבה שלה מגיעה למיליוני מעלות, תהפוך לבסוף לננס לבן לאחר שתשיל את המעטפות שלה. ננס לבן שנמצא לבדו בחלל הוא כוכב יציב, אבל במערכות של שני כוכבים הסובבים אחד את השני המצב שונה. ב'זוגיות' כזו, כשאחד הכוכבים הופך לננס לבן הוא מתחיל לספוח את החומר מהכוכב השכן בעיקר הליום. המסה שלו הולכת וגדלה ובסופו של דבר הננס הלבן מתפוצץ ומתקבלת סופרנובה מהסוג שהיה מוכר לנו עד היום".כל כוכב מסיבי עשוי שכבות שכבות, וחלקיו השונים מפעילים זה על זה כוח כבידה שאינו מתאזן. מה שמונע מכל המערכת הזו לקרוס היא האנרגיה הנפלטת מליבת הכוכב. אנרגיה זו נוצרת בתהליך של היתוך גרעיני, בו הופך מימן להליום.
הסופר נובה נמשכת מספר חודשים, ואחריה שכבות הכוכב מתפזרות בחלל, חוברות לחומרים אחרים ויוצרות כוכבים חדשים. ליבת הכוכב מתכווצת והופכת לחור שחור, שהוא נושא אחר ומרתק בפני עצמו. 

ננס לבן   White Dwarf ננס לבן, כוכב שטמפרטורת פני השטח שלו גבוהה (כ-30,000 מעלות), בהירותו נמוכה וצפיפותו גבוהה (בערך 1 טון/סמ"ק). ממוצע המסה שלו כשל השמש, וממוצע הרדיוס - כשל כדור הארץ.
הננסים הלבנים כילו את חומר הבערה הגרעיני שלהם, עזבו את הסדרה הראשית של תרשים הרצשפרונג-רסל, והם נמצאים בשלב האחרון של חייהם.
מקור האנרגיה שלהם הוא קריסת הכבידה של החומר שלהם (הפיכת האנרגיה הפוטנציאלית של המסה שלהם לאנרגיה קינטית).
ננס לבן שמסתו גדולה פי שלושה ממסת השמש יהפוך לבסוף לחור שחור, ואם היא קטנה מזה, לכוכב נייטרונים.
אבל אם מסתו נמוכה מ-1.4 מסות שמש, הוא יהפוך בסופו של דבר לננס שחור - גוש של פיח בשמים. 

 

ננס לבן ומסביבו ערפילית גז שנוצרה בעקבות התפוצצות על פני הכוכב .

     
    

        

סופרנובה מסוג I, ll,la lax , .

סופרנובה IAX התרחשה במערכת כוכבים כפולה בינארית של ננס לבן ומלווהו שאיבד את שכבת המימן החיצונית שלו והשאיר את ההליום כגז השולט .

סופרנובה  - מסוג. Ia הן סופרנובות בוהקות ביותר, בזמן שכוכב מסוג ננס לבן מגיע לסוף דרכו ומתפוצץ, הוא משאיר אחריו ענן של אבק כוכבים שמתפשט במהירות בסביבתו .תופעה זו של ננס לבן ידועה כסופרנובה מסוג Ia בעלת דמיון רב ביניהן .הממצאים שהתקבלו תומכים במודל המקובל, שפורסמו בכתב-העת המדעי Science  שלפיו הננס הלבן מקיים יחסי גומלין עם כוכב שכן, מסוג ענק אדום.

כוח המשיכה החזק של הננס הלבן פועל כמעין משאבה ששואבת גזים אשר נפלטים מהענק האדום, ונבלעים בננס הלבן, בזמן שהמסה של הננס הלבן עולה לרמה קריטית מסוימת הוא מתפוצץ.

בדרך זו, הענק האדום מאבד בהדרגה את המסה שלו, לטובת הננס הלבן. מדענים הצליחו להבחין בטבעות המתרחבות והמקיפות את הננס הלבן עם תהליך התפוצצותו . טבעות אלה הן כנראה שארית של הענק האדום שנבלע על-ידי הננס הלבן.

סופרנובה מסוג  laהייתה בעבר כוכב מאסיבי במסה של פי 10 לפי 100 מהשמש שלנו, בטמפרטורה של בין 16000- 8000 מעלות K , ליבתן מגיעה לטמפרטורה של פי 5 מגה- מיליון -לבין 20 מגה- מיליון מעלות K ,כעבור תקופת מה הן מתקררות בהדרגה .

קיימת הערכה שהם נוצרו לפני כ- 8 גיגה - מיליארד שנים, ביחס למפץ הגדול המוערך היום ל-14.5 מיליארד שנה.

התפרצויות סופרנובה סוג I יכולות להופיע בכל סוגי הגלקסיות, בפרט בגלקסיות אליפטיות וגלקסיות דיסקטיות.

בסופרנובה סוג I כמות האנרגיה הכללית המשתחררת היא

[51^10] שמופיע כאנרגיית קרינה ואנרגיה קינטית של החומר.

סופרנובה סוג I מתפרצת כמיליארד שנה
לאחר היווצרות הכוכב בו מתרחשת ההתפרצות.

סופרנובה סוג I מאפיינת את היווצרות הכוכבים בתקופה שקדמה לתקופה זו ב- [9^10 שנים ]סופרנובה מסוג 1 נוצרת מננסים לבנים המורכבים מ  CO פחמן ונמצאים במערכות כוכבים זוגיות בינאריות .

ואילו התפרצות סופרנובה סוג II מתרחשת בכוכבים כבדים שאורך חייהם קצר מאוד, בערך[ 6^10 עד 7^10 שנים  ].
לכן קצב ההתפרצות של סופרנובה סוג 2 בתקופה מסוימת מאפיינת את היווצרות הכוכבים לאותה תקופה עצמה בלבד .

בסופרנובה סוג II כמות האנרגיה המשתחררת היא
[ 53^10 אנגריה] היוצאת בצורת קרינת נייטרינו שאינה מאובחנת בתצפית אופטית. בדר"כ בסופרנובה סוג II נוצר כוכב ניוטרונים לאחר התפרצות וההתנגשות , ובהמשך עלול ועשוי להפוך כפולסר כמו ערפילית הסרטן שהיא שריד של SN1054.

שאירית סופרנובה SN 49
שאירית של סופרנובה בענן המגלני הגדול בגלקסיית שביל החלב ,משתרעת על פני 75 שנות אור, במרחק של 160,000שנות אור מכאן, בקבוצת הכוכבים דורדו. תצלום ע''י טלסקופ צ'נדרה RAY X במרחק של בקירוב של 5000 שנה . כתוצאה מפיצוץ לקח לאור להגיע לארץ 160,000 שנה, ליבתו של הכוכב המקורי נמצאת בתוך ענן של גזים ,בעל שדה מגנטי חזק פי 1000 טריליון [קוודריליון ] מזה של כדור הארץ שהוא כ - 0.3 - 0.6 גאוס .זהו כוכב ניטרון המסתובב במהירות גבוהה ועצומה .הטמפרטורה שלו במרכזה מגיעה מעל למיליון מעלות, ובצדדיו  ל - 300,000    מעלות בחלקים  החיצונים שלו  .

2467 NGC
ערפילית  2467 NGC  בקבוצת כוכבים PUPPIS ירכתי הספינה במרחק של 17000 שנות אור . מכילה גז מימן .
קשורה לערפילית 2467 הפינר 18 H במרחק של 19200 שנות אור 5900 פרסק . H19 במרחק של 20900 שנות אור . S 311 במרחק של  20500  ערפילית .