Es posible que, debido a colisiones con un brazo espiral o a interacciones con ondas de choque emitidas por supernovas, los átomos precipiten en moléculas más pesadas, formando H 2 o CO entre otras muchas moléculas, lo que da lugar a una nube molecular.
Los remanentes de las estrellas de masa comprendida entre 1,5 y 9 masas solares podrían llegar a superar con mucho la masa de Chandrasekhar. Si todas ellas evolucionaran para explotar como supernovas, como sería de suponer, se deberían observar muchas más en el cielo.
Así pues, es posible que el valor exacto dependa de la metalicidad de la estrella. Las supernovas de Tipo Ia han sido también propuestas como otra manera de formar (mejor dicho, transformar) enanas blancas.
Estos contactos violentos entre una estrella y una enana blanca pueden finalizar en novas y supernovas termonucleares de tipo «Ia», en la que la enana blanca se destruiría, justo antes de alcanzar el límite de Chandrasekhar.
Según el modelo más común de formación de las supernovas de tipo Ia, una enana blanca de carbono y oxígeno acreta material de una compañera, aumentando así su masa y compactando su núcleo.
Pero éste no es el único mecanismo válido para la formación de las supernovas de tipo Ia, si dos enanas blancas de carbono y oxígeno que conforman un sistema binario colisionan y se fusionan, formando un cuerpo de masa superior al límite de Chandrasekhar, el carbono puede iniciar su combustión, causando la explosión., p.
La imagen es la de la esfera celeste en rotación, con las constelaciones más importantes indicadas. Los puntos rojos en la esfera representan los remanentes de supernovas y los puntos púrpuras los púlsares conocidos.
Hasta un 10% del tiempo de observación del HST se designa como Director's Discretionary (DD) Time, y se concede típicamente a astrónomos que desean estudiar fenómenos inesperados transitorios, como supernovas.
Un sistema binario entre dos estrellas de masa media baja puede dar lugar, con el tiempo, a uno de los fenómenos naturales más luminosos que existen, las supernovas tipo Ia.
La materia interestelar de las galaxias ha sido enriquecida sin cesar por elementos más pesados, generados por procesos de fusión en la estrellas, y diseminados como resultado de las explosiones de supernovas, los vientos estelares y la expulsión de la cubierta exterior de estrellas maduras.
El caso de las novas es algo parecido al de las supernovas termonucleares, sólo que en este caso el material superficial se fusiona de forma explosiva antes de que la enana blanca llegue a superar el límite de Chandrasekhar.
Estos rayos gamma se originan por fenómenos astrofísicos de alta energía, como explosiones de supernovas o núcleos de galaxias activas.
