Una supernova è uno dei fenomeni più spettacolari e potenti dell'universo. Le supernove si verificano durante le fasi finali della vita di una stella massiccia e possono causare il rilascio di diverse masse solari di materiale. Per questo motivo, le supernove possono raggiungere una luminosità paragonabile a quella di un'intera galassia, prima di svanire lentamente nel corso di alcune settimane o mesi. Durante una supernova, vengono prodotti diversi elementi chimici più pesanti dell'ossigeno e l'onda d'urto causata dall'esplosione può innescare la formazione di nuove stelle. Tuttavia, non tutte le supernove sono uguali e stelle e condizioni diverse danno origine a diversi tipi di supernove. Bisogna anche notare che non tutte le stelle concludono la loro vita con una supernova. Solo le nane bianche o le stelle con più di circa 8 masse solari potrebbero dare origine a una supernova, altre stelle alla fine della loro evoluzione espellono solo i loro strati esterni senza una grande esplosione.
Le supernove sono classificate in base alle linee di assorbimento degli elementi chimici che compaiono nei loro spettri e alla loro curva di luce, l'evoluzione della loro luminosità nel tempo. La divisione principale è tra supernove di tipo I, che non hanno le linee dell'idrogeno nel loro spettro, e supernove di tipo II, che invece hanno le linee dell'idrogeno. Questi due tipi sono ulteriormente suddivisi in base alla presenza di altre linee di assorbimento o alla forma delle loro curve di luce.
Supernove di tipo Ia
Le supernove di tipo Ia non hanno linee di idrogeno nel loro spettro, ma presentano una forte linea di assorbimento del silicio ionizzato. Questo tipo di supernova si verifica in un sistema binario in cui una delle stelle è una nana bianca, mentre l'altra può essere qualsiasi tipo di stella. La supernova viene innescata quando una nana bianca al carbonio-ossigeno che accumula materiale dalla stella compagna raggiunge la massa critica di 1,44 masse solari. Oltre questo punto, la nana bianca non può più sostenere la sua massa. Senza una stella compagna, la nana bianca collasserebbe in una stella di neutroni, ma la presenza di un'altra stella fa sì che una grande porzione della nana bianca si infiammi, con il carbonio e l'ossigeno della stella che si fondono rapidamente in elementi più pesanti. Questo processo, chiamato runaway termico, fa sì che la nana bianca esploda violentemente e non rimanga alcun residuo, poiché tutto il materiale della stella viene dissipato. Tuttavia, il processo esatto che porta alla fusione del materiale della nana bianca è ancora sconosciuto. Dopo l'esplosione, una supernova di tipo Ia raggiunge una magnitudine assoluta di -19,3, con poche variazioni. Questa incredibile costanza consente di utilizzare questo tipo di supernova per misurare le distanze su scale intergalattiche, confrontando questa magnitudine assoluta con la sua magnitudine apparente.
Questo è il modello più comune per le supernove di tipo Ia, ma non è l'unico. Queste supernove possono anche essere innescate dalla collisione di due nane bianche, che potrebbe causare il superamento della massa critica. Queste sono ancora classificate come supernove di tipo Ia. In altri casi, la nana bianca che accumula materiale da una compagna può raggiungere masse superiori a 1,44 masse solari e la successiva supernova potrebbe lasciare un residuo. È stato proposto che questo tipo più raro di supernova dovrebbe essere classificato come tipo Iax.
Il resto di una supernova osservata nel 1006, presumibilmente una supernova di tipo Ia.
Supernove di tipo Ib e Ic
Le supernove di tipo Ia sono le uniche causate dal runaway termico, mentre ogni altro tipo è una conseguenza del collasso del nucleo di una stella massiccia. Per questo motivo, le supernove di tipo Ib, Ic e II sono note collettivamente come supernove a collasso nucleare. Le supernove di tipo Ib e Ic si verificano con stelle estremamente massicce che hanno già perso il loro strato di idrogeno esterno, e questo spiega l'assenza delle linee di idrogeno dai loro spettri. Tuttavia, le supernove di tipo Ib mostrano una linea di elio non ionizzato, mentre le supernove di tipo Ic non hanno questa linea. Questo significa che le stelle che hanno perso sia i loro strati di idrogeno che di elio danno origine a supernove di tipo Ic. A causa della loro somiglianza, questi due tipi sono spesso raggruppati insieme come supernove di tipo Ibc o supernove a collasso nucleare nudo.
Supernove di tipo II
Le supernove di tipo II mostrano linee di idrogeno nei loro spettri e sono causate dal collasso di stelle massicce che hanno almeno 8-10 volte la massa del Sole. Queste stelle sono abbastanza massicce da fondere elementi nel loro nucleo fino al ferro. Dopo che è stato prodotto un nucleo di ferro e nichel, non può avere luogo alcuna fusione in elementi più pesanti poiché la fusione di questi elementi non si traduce in una produzione netta di energia. Il nucleo di ferro-nichel cresce e quando raggiunge una massa critica di circa 1,4 masse solari, l'energia generata dalla fusione degli elementi non è più sufficiente a bilanciare la compressione gravitazionale causata dagli strati superiori e il nucleo implode improvvisamente. Il collasso viene fermato dalla forza nucleare nel nucleo interno e l'implosione rimbalza, causando un'immensa esplosione che si risulta nella dissipazione della maggior parte del materiale dalla stella. Se la stella ha una massa fino a circa 20 masse solari, il residuo dopo la supernova è una stella di neutroni, ma se la sua massa è superiore, il residuo è invece un buco nero.
La Nebulosa del Granchio si è formata nel 1054 in seguito a una supernova di tipo II.
Le sottocategorie di supernove di tipo II sono classificate in base alla loro curva di luce. Tutte queste supernove hanno un forte aumento di luminosità con un picco seguito da un decadimento progressivo. Le supernove di tipo II-P mostrano un appiattimento dopo il picco, con la luminosità che diminuisce lentamente per un po' di tempo prima di decadere. Le supernove di tipo II-L invece non hanno questo appiattimento e mostrano una diminuzione più rapida della luminosità. Si ritiene che questa distinzione sia causata da una differenza nel modo in cui lo strato di idrogeno esterno viene espulso. Per le supernove di tipo II-L lo strato di idrogeno viene semplicemente espulso, mentre per le supernove di tipo II-P l'onda d'urto causata dall'esplosione determina la ionizzazione dell'idrogeno, con un aumento dell'opacità che impedisce alla luce di fuoriuscire e mantiene elevata la luminosità. Le supernove di tipo II-P sono il tipo più comune di supernove.
Le supernove di tipo IIn e IIb sono tipi più rari di supernove di tipo II. La supernova di tipo IIn mostra strette linee di idrogeno, che potrebbero essere il risultato dell'espulsione di materiale dalla stella, ma la curva di luce rimane circa a metà tra quelle di tipo II-P e tipo II-L. Le supernove di tipo IIb invece hanno una curva di luce diversa, ma sono comunque classificate come di tipo II perché mostrano deboli linee di idrogeno. Queste supernove mostrano un picco iniziale, seguito da una diminuzione di luminosità e poi un secondo picco, dopo il quale la luminosità diminuisce. Questo potrebbe essere il risultato dell'espulsione di materiale dalla stella, che potrebbe oscurare parzialmente la vista della supernova per un po' di tempo, prima di diventare più trasparente. I tipi più peculiari di supernove con linee di idrogeno sono classificati collettivamente come tipo IIpec.
Confronto delle curve di luce di diversi tipi di supernove (Lithopsian, Wikimedia Commons, CC BY-SA 3.0).
È stata teorizzata l'esistenza di una supernova di tipo III, nota anche come supernova a cattura elettronica. Questa si verificherebbe per stelle tra 8 e 10 masse solari, in cui il nucleo esaurisce il combustibile nucleare e collassa, facendo sì che la gravità comprima gli elettroni nei loro nuclei atomici. Questo si tradurrebbe in una supernova che lascia una stella di neutroni. Nel 2021, è stato riportato che una supernova scoperta nel 2018 potrebbe seguire questo modello e, se così fosse, questa sarebbe la prima osservazione di una supernova a cattura elettronica e la conferma che le supernove di tipo III sono possibili.