thumb|Zvyšky Keplerovej supernovy, SN 1604 right|thumb|SN1994D
Termín supernova sa vzťahuje na niekoľko typov hviezdnych explózií, ktorými vznikajú extrémne jasné objekty zložené z plazmy, ktorých jasnosť potom v priebehu týždňov či mesiacov opäť o mnoho rádov klesá.
K tomuto koncu vedú dve možné cesty: buď ide o masívnu hviezdu, ktorá vo svojom jadre vyčerpala zásoby paliva pre fúziu a začala sa zmršťovať pod silou svojej vlastnej gravitácie, alebo o bieleho trpaslíka, ktorý nahromadil materiál od svojho hviezdneho sprievodcu, dosiahol Chandrasekharovu medzu a prešiel termonukleárnou explóziou. V oboch prípadoch výsledná explózia supernovy rozmetá obrovskou silou väčšinu alebo všetku hmotu hviezdy.
Explózia uvádza do pohybu nárazovú vlnu, ktorá sa šíri do okolitého priestoru a formuje zvyšky supernovy. Najznámejším príkladom tohto procesu sú zvyšky SN 1604 (na obrázku vpravo). Explózie supernov sú hlavným zdrojom všetkých prvkov ťažších ako kyslík a pri mnohých dôležitých prvkoch zdrojom jediným. Napríklad všetok vápnik v našich kostiach a všetko železo v hemoglobíne boli syntetizované pri explózii supernov pred miliardami rokov. Supernovy vnášajú do medzihviezdnej hmoty ťažké prvky a obohacujú tak molekulové mračná, ktoré sú dejiskom tvorby nových hviezd. Činnosť supernov významne ovplyvnila zloženie slnečnej sústavy a umožnila tak nakoniec chémiu života na Zemi, ako ho poznáme.
Výbuch supernovy je sprevádzaný obrovskými teplotami a za istých podmienok môžu fúzne reakcie počas vrcholnej fázy vyprodukovať niektoré z najťažších prvkov, ako je kalifornium.
„Nova“ znamená po latinsky „nový,“ čo sa vzťahuje na tomu, že sa objavuje ako veľmi jasná nová hviezda na nebeskej sfére; prefix „super“ ju odlišuje od obyčajnej novy, ktorou je tiež pomenovaná hviezda, ktorá zvýšila svoju jasnosť, ale na menšom priestore a odlišným mechanizmom. Napriek tomu je však zavádzajúce považovať supernovu za novú hviezdu, pretože v skutočnosti ide o zánik hviezdy (alebo prinajmenšom jej radikálnu transformáciu na niečo odlišného).
Klasifikácia Keď sa astronómovia snažili porozumieť explóziám supernov, klasifikovali ich podľa čiar rôznych chemických prvkov objavujúcich sa v ich spektre. Dobrý popis týchto tried poskytuje anglická publikácia „Optické spektrá supernov“ od Filipenka (Annual Review of Astronomy and Astrophysics, Volume 35, 1997, pp. 309-355)
Základným prvkom rozdelenia je prítomnosť alebo neprítomnosť čiary vodíka. Ak spektrum supernovy obsahuje čiaru vodíka, tá je klasifikovaná ako typ II, inak ide o typ I.
Okrem týchto skupín existujú podrobnejšie delenia podľa prítomnosti iných čiar alebo tvaru svetelnej krivky.
Zhrnutie Typ I Žiadne Balmerove čiary vodíka Typ Ia Čiara Si II na 615,0 nm Typ Ib Čiara He I na 587,6 nm Typ Ic Slabé alebo žiadne čiary hélia Typ II Má Balmerove čiary vodíka Typ II-P Plochá svetelná krivka Typ II-L Lineárny pokles svetelnej krivky (závislosť magnitúdy na čase)
Typ Ia thumb|Schematický nákres vzniku supernovy typu Ia Supernovám typu Ia chýba hélium a obsahujú vo svojom spektre absorpčnú čiaru kremíku blízko svetelného vrcholu. Podľa najširšie akceptovanej teórie je tento typ supernov výsledkom procesu, pri ktorom uhlíko-kyslíkový biely trpaslík zhromažďuje hmotu z blízkeho hviezdneho sprievodcu, zvyčajne červeného obra, až nakoniec dosiahne Chandrasekharovu medzu. Nárast tlaku zvýši teplotu v okolí centra a začne perióda konvekcie dlhá asi 100 rokov. V istom bode tejto fázy slabého vrenia sa zapáli deflagračný plameň živený jadrovou fúziou. Detaily jeho vzniku, umiestnenie a počet bodov, v ktorých začne, sú stále neznáme. Dramatickému zrýchľovaniu šírenia plameňa napomáha Rayleighova-Taylorova nestabilita a interakcia s turbulentnými prúdmi. Predmetom veľkých debát je stále otázka premeny podzvukového šírenia plameňa (deflagrácia) do nadzvukovej detonácie.
Energia, ktorá sa uvoľní termonukleárnym zážihom (~1044 J), spôsobí prudkú explóziu hviezdy a vznik nárazovej vlny, ktorou je vyvrhovaná hmota urýchľovaná na rýchlosť rádovo /s. Energia uvoľnená pri explózii spôsobí tiež extrémne zvýšenie jasnosti.
Teória zaoberajúca sa týmto typom supernov je podobná teórii nov, v ktorej biely trpaslík naberá hmotu oveľa pomalšie a nedosiahne Chandrasekharovu medzu. V prípade novy zapríčiní dopadajúca hmota fúznu reakciu materiálu blízko povrchu, nespôsobí však kolaps hviezdy.
Supernovy typu Ia majú charakteristickú svetelnú krivku (graf jasnosti po explózii ako funkcia času). V okamihu maximálnej jasnosti obsahuje spektrum čiary stredne ťažkých prvkov od kyslíka po vápnik; sú to hlavné produkty fúzie vo vonkajších vrstvách hviezdy. Mesiace po explózii, keď vonkajšie vrstvy expandujú natoľko, že sa stanú priehľadnými, začne v spektre dominovať svetlo emitované materiálom blízko jadra hviezdy: ťažké prvky syntetizované pri explózii, najvýznamnejšími sú prvky skupiny železa. Rádioaktívny rozpad 56Ni cez 56Co na 56Fe produkuje vysokoenergetické fotóny, ktoré dominujú energetickému výstupu vyvrhnutej hmoty v strednodobom aj dlhodobom horizonte.
Typ supernov Ia uvoľňuje najväčšie množstvo energie medzi všetkými ostatnými známymi triedami supernov. Najvzdialenejší jednoduchý objekt, aký bol kedy vo vesmíre detegovaný (galaxie a guľové hviezdokopy sa nepočítajú), bola práve supernova SN 1997ff typu Ia vzdialená viac ako 11 miliárd svetelných rokov (viac ako 100 yottametrov).
Na rozdiel od iných typov supernov, supernovy typu Ia možno spravidla nájsť vo všetkých typoch galaxií, vrátane eliptických. Nezdá sa, že by uprednostňovali nejakú oblasť dnešných hviezdnych formácií.
Podobnosť tvarov profilov jasnosti všetkých známych supernov typu Ia vedie k ich používaniu ako štandardných sviečok v extragalaktickej astronómii. Sú prakticky jediným nástrojom umožňujúcim meranie veľkých intergalaktických vzdialeností. V roku 1998 dali pozorovania supernov typu Ia neočakávaný výsledok – vyzerá to, že rozpínanie vesmíru sa zrýchľuje.
Typ Ib a Ic Rané spektrá typov Ib a Ic neobsahujú čiary vodíka ani výraznú kremíkovú absorpciu blízko 615 nanometrov. Za udalosťami ako sú supernovy typu II stoja pravdepodobne masívne hviezdy, ktoré vyčerpali palivo vo svojich centrách; na rozdiel od nich pôvodcovia typov Ib a Ic stratili väčšinu svojich obálok následkom silných hviezdnych vetrov alebo interakciou so svojím sprievodcom. Uvažuje sa, že supernovy typu Ib sú výsledkom zrútenia Wolfových-Rayetových hviezd. Existujú isté dôkazy, že supernovy typu Ic môžu byť pôvodcovia niektorých typov gama zábleskov, aj keď sa zároveň usudzuje, že ich môže druhotne spôsobiť akákoľvek supernova v závislosti na geometrii explózie.
Typ II Vyčerpanie paliva pre fúziu Hviezdy oveľa hmotnejšie ako Slnko sa vyvíjajú o dosť zložitejšími spôsobmi ako naša hviezda. V jadre Slnka sa každú sekundu premení 589 miliónov ton vodíka na 584 miliónov ton hélia, rozdiel hmotnosti 4,3 miliónov ton je premenený na čistú energiu, ktorá je vyžiarená do priestoru. Hélium vyprodukované v jadre sa tu hromadí, dokiaľ sa teplota v jadre nezvýši na úroveň, ktorá dovolí fúziu hélia. Nakoniec sa vodík v jadre premenou na hélium a postupným rozriedením vznikajúcim héliovým „popolom“ vyčerpá, fúzia sa spomalí, gravitácia získa prevahu a začne jadro stláčať. Zmršťovanie jadra zvýši teplotu natoľko, že sa začne kratšia fáza fúzie hélia, ktorá bude hrať úlohu menej ako 10 % života hviezdy. Vo hviezdach menších ako 10 hmotností Slnka sa uhlík produkovaný fúziou hélia ďalej nespaľuje a hviezda sa potom postupne ochladzuje, tvorí sa degenerovaný elektrónový plyn a vzniká biely trpaslík. Bieli trpaslíci sa môžu neskôr stať supernovou typu I, ako to bolo popísané vyššie.
Ešte väčšie hviezdy majú gravitáciu dostatočne silnú na vytvorenie teplôt a tlakov umožňujúcich fúziu uhlíka v jadre potom, čo sa začne zmršťovať. Postupne ako sa v centre vytvárajú ťažšie a ťažšie atómové jadrá, jadrá týchto masívnych hviezd nadobúdajú vrstevnatú štruktúru podobnú cibuli. Vonkajšia vrstva obsahuje vodíkový plyn, pod ňou je vrstva vodíka spájajúceho sa fúziou do hélia, vrstva hélia, vrstva hélia spájajúceho sa fúziou do uhlíka, vrstva uhlíka a vrstva uhlíka meniaceho sa fúziou na ťažšie prvky. Tieto hviezdy prechádzajú postupnými štádiami vývoja, pri prechode medzi nimi sa jadro zmršťuje, až začne vytvárať atómové jadrá, ktorých fúzia bola predtým nemožná, a novouvoľňovaná energia opäť nastolí rovnováhu medzi tlakom plynu a gravitáciou. Aj v priebehu jedného štádia sa jasnosť hviezdy nepravidelne mení – každý nový zážih fúzie vytláča prvky z fúzujúceho jadra do toho, čo nazývame „hviezdna obálka,“ reakcia sa stlmí, dovolí gravitácii vtlačiť hmotu naspäť do aktívneho jadra a začať tak nový cyklus.
Limitujúcim faktorom v tomto procese je množstvo energie uvoľnenej fúziou, ktoré závisí na väzobnej energii v atómových jadrách. Každý následný krok produkuje postupne ťažšie a ťažšie prvky, ktoré sú stále tesnejšie zviazané silnou interakciou, čo znamená, že uvoľňujú pri fúzii menej energie, ako by uvoľňovali ľahšie jadrá.
Najtesnejšie väzby v celom atómovom jadre má železo, chemickou značkou Fe. Predstavuje „dno údolia nuklidov,“ ľahšie prvky uvoľňujú energiu pri fúzii a ťažšie pri štiepení. Keď sa v jadre hviezdy začne hromadiť železný „popol,“ gravitácia do aktívnej oblasti tlačí viac a viac hmoty, ktorá postupne prejde všetkými stupňami fúzie: vodík na hélium protón-protónovým cyklom, hélium na uhlík tri alfa reakciou, uhlík s héliom na kyslík, kyslík na neón, neón na horčík, horčík na kremík a kremík na železo.
Zrútenie jadra Železné (Fe) jadro hviezdy je pod obrovským gravitačným tlakom a pretože tu už nie je ďalšia fúzia, nemôže ako zvyčajne vzdorovať tlakom plynu, a miesto toho nastupuje tlak elektrónovej degenerácie – odpor elektrónov proti stlačovaniu k iným elektrónom. Ak sa dosiahne Chandrasekharova medza, pri ktorej sa presiahne degeneračný tlak, železné jadro sa začne rúcať. Zmršťujúce sa jadro produkuje vysokoenergetické gama lúče, ktoré rozbíjajú niektoré železné jadra na 13 He a 4 neutróny, v procese známom ako fotodisociácia. Žiadna jadrová reakcia s jadrom železa však nemôže uvoľniť energiu; môže ju iba absorbovať. Aj keď reakcie v jadre milióny rokov vyžarovali energiu von a udržovali hviezdu v rovnováhe proti gravitácii, náhle začínajú naopak energiu pohlcovať, pomáhajú gravitácii, takže sa jadro, masívna štruktúra veľkosti Slnka, v zlomku sekundy zrúti.