1。質量が不足している ：星の質量が十分に高くない場合、超新星をもたらすのに十分なエネルギーや圧力を生成しない可能性があります。超新星の爆発を経験するほとんどの星は、私たちの太陽よりも数倍の大きさです。
2。迅速な回転 ：特定の場合、急速に回転している星は、超新星の爆発ではなく、回転崩壊を経験する場合があります。急速な回転によって生成される遠心力は、星が超新星を引き起こすのに十分な質量を蓄積するのを防ぐことができます。
3。 ejectaのフォールバック ：時には、超新星イベント中に追放された材料が崩壊したコアに戻り、超新星が劇的な爆発を達成するのを防ぐことができます。この現象は、超新星のないコアコラプスとして知られており、著しい爆発のない中性子星またはブラックホールの形成をもたらします。
4。 sub-chandrasekhar質量 ：白い星の星の場合、星の質量がチャンドラセカールの質量を超えると超新星が発生します（太陽の質量の約1.4倍）。白いd星がこの臨界質量に到達しない場合、超新星を経験せず、代わりに徐々に冷却して崩壊する可能性があります。
5。降着駆動の崩壊 ：場合によっては、コンパニオンスターまたはその周囲の素材からの付加により、巨大な星が崩壊する可能性があります。星のコアが効率的に冷却できる場合、この崩壊は超新星を生成しない可能性があり、本格的な爆発のための十分なエネルギーの蓄積を防ぎます。
これらは、超新星が発生しない可能性のある一般的なシナリオであり、特定の条件は星の質量、構成、進化の歴史に依存することに注意してください。超新星はまれで劇的な出来事ですが、それらを防ぐことができる状況を理解することは、恒星の進化と大規模な星のライフサイクルを研究する上で重要です。
