300px|thumb|Imagine compilată pe mai multe lungimi de undă: raze X, infraroșu și spectru vizibil cu resturile supernovei lui Kepler, SN 1604. (Observatorul de raze X Chandra) O supernovă este o explozie stelară mai puternică decât o novă. Supernovele sunt extrem de luminoase și cauzează o explozie de radiații care adesea este mai strălucitoare decât o întreagă galaxie, înainte de a dispărea după câteva săptămâni sau luni. De-a lungul acestui interval, o supernovă poate radia tot atâta energie cât ar putea emite Soarele pe toată durata sa de viață. Explozia elimină mare parte sau tot materialul unei stele cu o viteză de până la (o zecime din viteza luminii), declanșând propagarea unei unde de șoc în mediul interstelar înconjurător. Unda de șoc duce la răspândirea unui nor de gaz și praf denumit rămășiță de supernovă.
Există mai multe feluri de supernove care pot fi declanșate într-unul din două moduri, fie prin oprirea, fie prin pornirea bruscă a producției de energie prin fuziune nucleară. După ce centrul unei stele masive și bătrâne încetează să mai genereze energie prin fuziune nucleară, ea poate suferi un colaps gravitațional brusc devenind stea neutronică sau gaură neagră și eliminând energie potențială gravitațională ce încălzește și împinge în afară straturile exterioare ale stelei. Altfel, o pitică albă poate acumula suficient material de la o stea companion (de regulă prin acreție, rareori prin fuziune) pentru a-și crește temperatura miezului suficient pentru a declanșa fuziunea nucleară a carbonului. Centrele stelare ale căror surse de energie se epuizează complet se prăbușesc când limita lor depășește limita Chandrasekhar, iar piticele albe se aprind atunci când se apropie de această limită (aproximativ 1,38 de mase solare). Piticele albe sunt și supuse unui alt tip, mai mic de explozie termonucleară alimentată de hidrogen la suprafața lor, explozie denumită nova. Stelele solitare cu o masă sub o limită de aproximativ nouă mase solare, cum ar fi chiar Soarele, evoluează în pitice albe fără a deveni supernove.
În medie, supernovele apar o dată la fiecare 50 de ani într-o galaxie de dimensiunile Căii Lactee. Ele joacă un rol semnificativ în îmbogățirea mediului interstelar cu elemente de mase mari. Mai mult, undele de șoc propagate după explozie pot declanșa formarea de noi stele.
Nova înseamnă „nou” în limba latină, o referință la ceea ce pare a fi o nouă stea, foarte strălucitoare pe sfera cerească; Prefixul „super-” face distincția între supernove și nove, obișnuite care implică și ele creșterea în strălucire a unei stele, dar mai puțin și printr-un cu totul alt mecanism.
Istoria observațiilor thumb|Nebuloasa Crabului este asociată cu supernova 1054.
Prima supernovă atestată istoric, SN 185, a fost văzută de astronomii chinezi în anul 185 î.Hr. Cea mai strălucitoare supernovă a fost SN 1006, descrisă în detaliu de astronomii chinezi și arabi. Supernova SN 1054 a produs nebuloasa Crabului. Supernovele SN 1572 și SN 1604, ultimele observate cu ochiul liber în galaxia Calea Lactee, au avut efecte semnificative asupra dezvoltării astronomiei europene, deoarece au fost utilizate ca argument împotriva ideii aristoteliene că universul de dincolo de lună și de planete este fix.
De la dezvoltarea telescopului, descoperirile de supernove s-au extins la alte galaxii, începând cu observarea în 1885 a supernovei S Andromedae în galaxia Andromeda. Supernovele aduc informații importante despre distanțele cosmologice. În secolul al XX-lea, s-au dezvoltat modelele de succes pentru fiecare tip de supernovă, și a început să se înțeleagă rolul supernovelor în procesul de formare a stelelor.
În anii 1960, astronomii au descoperit că intensitățile maxime ale exploziilor supernovelor pot fi folosite ca indicatori de distanță. Unele dintre cele mai îndepărtate supernove observate recent par mai slabe decât s-ar aștepta. Aceasta este un indiciu ce sugerează că expansiunea universului accelerează. S-au dezvoltat noi tehnici de reconstituire a exploziilor de supernove despre care nu există dovezi scrise ale observațiilor. Data supernovei Cassiopeia A a fost determinată după ecoul luminos în raport cu nebuloasele, iar vârsta rămășiței de supernovă RX J0852.0-4622 s-a estimat din măsurători de temperatură și din emisiile de radiații gamma din descompunerea titanului 44. În 2009, s-au descoperit azotați în depozitele de gheață din Antarctica, ceea ce ar putea corespunde unor supernove din trecut.
Descoperire Întrucât supernovele sunt evenimente relativ rare la scara unei galaxii, și au loc o dată la fiecare aproximativ 50 de ani în Calea Lactee, obținerea unui eșantion de supernove pentru studiat impune monitorizarea constantă a numeroase galaxii.
Supernovele din alte galaxii nu pot fi prezise cu acuratețe. De obicei, atunci când sunt descoperite, ele sunt deja în plină desfășurare. Observarea luminozității lor maxime este de foarte mare interes științific. De aceea, este important ca ele să fie descoperite cu mult înainte de a atinge punctul de maxim. Astronomii amatori, cu mult mai numeroși decât cei profesioniști, au jucat un rol important în descoperirea de supernove, de regulă prin urmărirea unor galaxii apropiate cu telescopul optic și comparând imaginea cu fotografii mai vechi.
Spre sfârșitul secolului al XX-lea, astronomii au început să utilizeze telescoape controlate de calculator și cu CCD-uri pentru detecția de supernove. Asemenea sisteme sunt populare printre amatori și există instalații mari profesionale, cum ar fi Katzman Automatic Imaging Telescope. Recent, a fost demarat proiectul Supernova Early Warning System (SNEWS) cu ajutorul unei rețele de detectoare de neutrini cu scopul de a afla din timp de eventualitatea unei supernove în galaxia Calea Lactee. Neutrinii sunt particule produse în mari cantități de o explozie de supernova, și nu sunt absorbiți de gazul și praful interstelar din discul galactic.
Căutările de supernove se clasifică în două categorii: cele concentrate pe evenimente apropiate și cele care caută explozii în spațiul mai îndepărtat. Din cauza expansiunii universului, distanța față de un obiect îndepărtat cu un spectru de emisie cunoscut poate fi estimată prin măsurarea deplasării spre roșu; în medie, obiectele mai îndepărtate se îndepărtează cu viteze mai mari decât cele apropiate, și au o deplasare spre roșu mai pronunțată. Astfel, căutarea se împarte între deplasarea mare și deplasarea mică, limita fiind în preajma unei deplasări spre roșu de'z = 0,1–0,3—unde z este o măsură adimensională a deplasării frecvenței spectrului.
Căutările de supernove cu deplasări spre roșu mari implică de regulă observarea curbelor de lumină ale supernovei. Acestea sunt utile pentru generarea de diagrame Hubble și pentru a face predicții cosmologice. La deplasări spre roșu mici, spectroscopia supernovelor este mai practică decât la deplasări mari, și este folosită pentru a studia fizica supernovelor. Observațiile la deplasare spre roșu mică dau și capătul de distanță mică al curbei Hubble, un grafic al deplasării spre roșu în funcție de distanță pentru galaxiile vizibile.
Convenție de denumire thumb|SN 1994D din galaxia NGC 4526 (punctul luminos din stânga-jos). Imagine NASA, ESA, Hubble Key Project Team, și The High-Z Supernova Search Team Descoperirile de supernove se raportează la Biroul Central de Telegrame Astronomice al Uniunii Astronomice Internaționale, care trimite o circulară cu numele pe care i-l asignează. Numele este format din anul descoperirii, urmat imediat de o denumire dintr-una sau două litere. Primele 26 de supernove ale anului primesc o literă mare de la A la Z. După acestea, se utilizează perechi de litere mici, începând cu aa, ab, și așa mai departe. Astronomii profesioniști și cei amatori descoperă câteva sute de supernove în fiecare an (367 în 2005, 551 în 2006 și 572 în 2007). De exemplu, ultima supernovă din 2005 a fost SN 2005nc, ceea ce arată că a fost a 367-aValoarea se obține convertind sufixul "nc" din bază 26, cu a=1, b=2, c=3, ... n=14, ... z=26. Astfel, nc = n×26+c = 14×26+3 = 367. supernovă găsită în 2005.
Supernovele istorice sunt cunoscute doar după anul în care au avut loc: SN 185, SN 1006, SN 1054, SN 1572 (Noval lui Tycho) și SN 1604 (Steaua lui Kepler). Din 1885, s-a utilizat notația cu litere, chiar dacă a existat o singură supernova descoperită în acel an (de exemplu, SN 1885A, 1907A etc.)—ultima oară când s-a întâmplat aceasta a fost cu SN 1947A. Abrevierea "SN" este un prefix opțional.
Clasificare Ca parte din tentativa de înțelegere a supernovelor, astronomii le-au clasificat după liniile de absorbție ale diferitelor elemente chimice care apar în spectrele lor. Primul element pentru împărțire este prezența sau absența unei linii din cauza hidrogenului. Dacă spectrul unei supernove conține o linie a hidrogenului (denumită serie Balmer în porțiunea vizibilă a spectrului) ea este considerată de tip II; altfel, ea este de tip I. Printre aceste tipuri, există subdiviziuni conform prezenței liniilor altor elemente și forma curbei de lumină (un grafic al variației luminozității aparente în timp). +Taxonomia supernovelorTipCaracteristiciTipul ITipul IaÎi lipsește hidrogenul și prezintă o linie de Siliciu simplu ionizat (Si II) la 615,0 nm (nanometri), în preajma luminozității maxime.Tipul IbLinie de heliu neionizat (He I) la 587,6 nm fără linii de absorbție pronunțate de siliciu lângă 615 nm.Tipul IcLinii de heliu slabe sau absente, fără linii de absorbție de heliu lângă 615 nm.Tipul IITipul IIPAjunge la un maxim care rămâne o vreme constant pe curba de luminăTipul IILPrezintă o scădere „liniară” a curbei de lumină.
Supernovele de tipul II pot fi împărțite și mai mult pe baza spectrului. Deși majoritatea supernovelor de tipul II prezintă linii de emisie foarte largi, ceea ce indică viteze de expansiune de mai multe mii de kilometri pe secundă, unele au trăsături foarte înguste. Acest tip se numește tipul IIn, unde 'n' vine de la narrow (îngust). Supernovele care nu intră în clasificările normale intră în clasa 'pec' (de ;a peculiar, ciudat).
Câteva supernove, cum ar fi SN 1987K și SN 1993J, par să-și schimbe tipul: prezintă la început linii de hidrogen, dar, pe parcursul câtorva săptămâni sau luni, ajung să fie dominate de liniile de heliu. Termenul „tip IIb” este utilizat pentru a descrie combinația trăsăturilor asociate în mod normal cu tipurile II și Ib.
Modelele actuale Tipul Ia
Există mai multe moduri prin care se poate forma o supernovă de acest tip, dar aceste moduri au toate un mecanism de bază comun. Dacă o pitică albă cu miezul de carbon-oxigen a adunat suficientă materie pentru a atinge limita Chandrasekhar de aproximativ 1,38 mase solare (pentru o stea fără mișcare de rotație), ea nu va mai putea susține cantitatea mare de plasmă cu ajutorul presiunii de degenerare a electronilor și va începe să se contracte. Opinia actuală este aceea că limita aceasta nu este atinsă în mod normal; creșterea temperaturii și a densității din interiorul miezului duc la declanșarea fuziunii carbonului pe măsură ce steaua se apropie de limită (la o distanță de aproximativ 1%), înainte de declanșarea colapsului. În câteva secunde, o porțiune substanțială din materia piticei albe intră în fuziune nucleară, eliberând suficientă energie (1–2 × 1044 jouli) pentru a dezlega steaua într-o explozie supernova. Se generează o undă de șoc, materia atingând viteze de ordinul a , aproximativ 3% din viteza luminii. Apare și o creștere semnificativă de luminozitate, până la magnitudinea absolută de -19.3 (de 5 miliarde de ori mai mare decât Soarele).