Una supernova (del latín super 'por encima' y nova, 'nueva') es una explosión estelar que puede manifestarse de forma muy notable en el espacio, incluso a simple vista, en lugares de la esfera celeste donde antes no se había detectado nada en particular. Por esta razón a eventos de esta naturaleza se los llamó inicialmente stellae novae («estrellas nuevas») o simplemente novae. Con el tiempo, se estableció una distinción entre fenómenos aparentemente similares, pero con una luminosidad intrínseca muy diferente; los menos luminosos continuaron llamándose novae (novas), en tanto que el término supernova fue acuñado por Walter Baade y Fritz Zwicky en 1931 para denominar a los más luminosos agregándoles el prefijo «super-».
Este evento astronómico ocurre durante las últimas etapas evolutivas de una estrella masiva o cuando una enana blanca se desencadena en una fusión nuclear descontrolada. El objeto original, llamado progenitor, se colapsa en una estrella de neutrones o un agujero negro, o se destruye por completo.
El término primitivo fue utilizado desde la Antigüedad para indicar la explosión de una estrella súper gigante roja en sus capas externas, las cuales producen una luminosidad que puede aumentar 100 000 veces su brillo original. Esta luminosidad dura unos pocos días y, en ocasiones, puede ser observada a simple vista desde la Tierra. Al ver un nuevo resplandor en el cielo, los seres humanos creían que había aparecido una nueva estrella. Al año siguiente de la muerte de Fritz Zwicky, en agosto de 1975, apareció una nova que pudo ser observada a simple vista desde la Tierra durante algunos días. Esta nova surgió de la explosión de una gigante roja.
Las supernovas producen destellos de luz intensísimos que pueden durar desde varias semanas a varios meses. Se caracterizan por un rápido aumento de la intensidad luminosa hasta alcanzar una magnitud absoluta mayor que el resto de la galaxia. Posteriormente su brillo decrece de forma más o menos suave hasta desaparecer completamente.
Se han propuesto varios escenarios para su origen. Pueden ser estrellas masivas que ya no pueden desarrollar reacciones termonucleares en su núcleo, y que son incapaces de sostenerse por la presión de degeneración de los electrones, lo que las lleva a contraerse repentinamente (colapsar) y generar, en el proceso, una fuerte emisión de energía. Otro proceso más violento aún, capaz de generar destellos incluso mucho más intensos, puede suceder cuando una enana blanca miembro de un sistema binario cerrado, recibe suficiente masa de su compañera como para superar el límite de Chandrasekhar y proceder a la fusión instantánea de todo su núcleo: esto dispara una explosión termonuclear que expulsa casi todo, si no todo, el material que la formaba.
La explosión de una supernova provoca la expulsión de las capas externas de la estrella por medio de poderosas ondas de choque, enriqueciendo el espacio que la rodea con elementos pesados. Los restos finalmente componen nubes de polvo y gas. Cuando el frente de onda de la explosión alcanza otras nubes de gas y polvo cercanas, las comprime y puede desencadenar la formación de nuevas nebulosas solares que originan, después de cierto tiempo, nuevos sistemas estelares (quizá con planetas, al estar las nebulosas enriquecidas con los elementos procedentes de la explosión).
Estos residuos estelares en expansión se denominan remanentes y pueden tener o no un objeto compacto en su interior. Dicho remanente terminará por diluirse en el medio interestelar al cabo de millones de años. Un ejemplo es RCW 86.
Las supernovas pueden liberar varias veces 1044 J de energía. Esto ha resultado en la adopción del foe (1044 J) como unidad estándar de energía en el estudio de supernovas.
El 20 de septiembre de 2016, un astrónomo aficionado llamado Víctor Buso se convirtió en la primera persona en la historia en fotografiar el nacimiento de una supernova a 86 millones de años luz, en la galaxia espiral NGC 613, al explotar la estrella bautizada SN 2016gkg.
Clasificación de las Supernovas
La clasificación de las supernovas tiene razones históricas, y nació de los primeros intentos por parte de los astrónomos de comprenderlas; es así como se empezó agrupándolas de acuerdo a las líneas de absorción de diferentes elementos químicos que aparecen en sus espectros.
La primera clave para la división es la presencia o ausencia de hidrógeno. Si el espectro de una supernova no contiene una línea de hidrógeno es clasificada como tipo I; de lo contrario, se la clasifica como tipo II.
Dentro de estos dos grupos principales hay también subdivisiones de acuerdo a la presencia de otras líneas.
Sin líneas de Balmer del hidrógeno
Con líneas de Balmer del hidrógeno
Las supernovas de tipo Ia carecen de una línea de silicio en el espectro. La teoría más aceptada con respecto a este tipo de supernovas sugiere que son el resultado de la relativamente rápida acreción de masa por parte de una enana blanca de carbono-oxígeno desde una estrella compañera, generalmente una gigante roja. Esto puede suceder en sistemas estelares binarios muy cercanos. Ambas estrellas tienen la misma edad y los modelos indican que casi siempre tendrán una masa semejante. Pero, normalmente siempre hay una más masiva que la otra y unas ligeras diferencias en este aspecto hacen que la más masiva evolucione (abandone la secuencia principal) antes que la estrella de menor masa. Una estrella con menos de 8-9 masas solares evoluciona, al final de su vida, en una enana blanca. Por esto es corriente que, en sus etapas finales, un sistema binario esté constituido por una enana blanca y una gigante roja con sus capas exteriores muy expandidas (ver: Evolución estelar: gigantes rojas).
Esta envoltura, básicamente de hidrógeno y helio, está poco cohesionada gravitatoriamente, por lo que es capturada fácilmente por la enana blanca. Alrededor de cada estrella hay un perímetro de influencia, delimitado por una superficie equipotencial llamada lóbulo de Roche, en el que predomina su fuerza de gravedad. Si parte de la envoltura de la gigante roja, que siempre está tendiendo a aumentar de volumen, invade el lóbulo de la enana blanca, será atraída por esta.
El material tiene que depositarse con la suficiente rapidez para que no se encienda la capa superficial de hidrógeno (si esto ocurre, el fenómeno se conoce como nova). Si el ritmo de acreción es el adecuado, la masa de la enana blanca pronto alcanza el límite de Chandrasekhar, momento en el cual los electrones degenerados ya no son capaces de sostener el objeto. El aumento de presión resulta en el colapso de la estrella, cuyas temperaturas se disparan hasta llegar a iniciar la fusión del carbono en su núcleo. Esta ignición alcanza toda la estrella, empezando en su centro y extendiéndose rápidamente hasta las capas más externas. Dado que tienen muy poco hidrógeno en su superficie, este se ioniza rápidamente, volviéndose transparente e indetectable cuando se leen los espectros de estos destellos luminosos. La manera en que propaga la energía de la explosión en el interior de la enana es aún objeto de debate entre los científicos. Si bien se supone que la fuente principal de energía está en el centro, se desconoce si existen otros puntos simultáneos de ignición que generen ondas de choque convergentes que potencien el rendimiento de la explosión. Las turbulencias generadas por la inestabilidad de Rayleigh-Taylor parecen ser causa de una rápida propagación del frente de ignición en todo el volumen de la estrella. Se desconoce cómo dicha ignición hace su transición de deflagración subsónica a detonación supersónica.