Süpernova, bir yıldızın son derece güçlü ve parlak bir şekilde patlamasıdır. Bir süpernova, büyük kütleli bir yıldızın evriminin son aşamalarında veya bir beyaz cücede kontrolsüz nükleer füzyonun tetiklenmesiyle meydana gelir. Ata yıldız olarak adlandırılan kaynak gök cismi, patlama sonucunda ya bir nötron yıldızına veya bir kara deliğe dönüşerek içine çöker ya da tamamen yok olarak bir dağınık bulutsu oluşturur. Bir süpernovanın ulaştığı en yüksek optik ışıma gücü, parlaklığı birkaç hafta veya birkaç ay içinde azalmadan önce, tek başına bütün bir gökadanın parlaklığına ulaşabilir.
Samanyolu'nda doğrudan gözlemlenen son süpernova, 1604 yılındaki Kepler Süpernovası'dır. 1572 yılındaki Tycho Süpernovası'ndan kısa bir süre sonra görülen bu patlamaların her ikisi de çıplak gözle görülebilecek kadar parlaktı. Daha yakın tarihli süpernovaların kalıntıları da tespit edilmiştir ve diğer gökadalardaki süpernova gözlemleri, Samanyolu'nda her yüzyılda ortalama üç kez bu tür bir patlamanın meydana geldiğini düşündürmektedir. Samanyolu içinde gerçekleşecek bir süpernovanın modern teleskoplarla gözlemlenebilmesi neredeyse kesindir. Çıplak gözle gözlenen en son süpernova ise Samanyolu'nun uydu gökadalarından Büyük Macellan Bulutu içerisindeki bir mavi üstdev yıldızın patlaması olan SN 1987A'dır.
Kuramsal çalışmalar, süpernovaların büyük çoğunluğunun iki temel mekanizmadan biriyle tetiklendiğini göstermektedir: Bir beyaz cücede nükleer füzyonun ani bir şekilde yeniden başlaması veya büyük kütleli bir yıldızın çekirdeğinin ani bir şekilde kütleçekimsel çökmesidir.

Bir beyaz cücenin yeniden alevlenmesi durumunda, cismin sıcaklığı kontrolsüz nükleer füzyonu tetikleyecek kadar yükselir ve bu süreç yıldızı tamamen parçalar. Muhtemel nedenler arasında, ikili sistemdeki yoldaş yıldızdan yığılma yoluyla madde birikmesi veya bir yıldız birleşmesi yer alır.
Büyük kütleli bir yıldızın ani bir şekilde içe çökmesi durumunda ise yıldızın çekirdeği, kendi kütleçekimine karşı koyacak yeterli füzyon enerjisini üretemediği anda ani bir çöküş yaşar. Yıldızın demir elementini kaynaştırmaya başlamasıyla bu süreç kaçınılmaz olsa da daha önceki metal füzyonu aşamalarından birinde de gerçekleşebilir.
Süpernovalar, birkaç Güneş kütlesine eş değer maddeyi ışık hızının yüzde birkaçına varan hızlarla uzaya fırlatabilir. Bu süreç, çevredeki yıldızlararası ortama yayılan bir şok dalgası oluşturur ve bu dalga, genişleyen bir gaz ve toz kabuğunu süpürerek süpernova kalıntısı olarak gözlemlenen yapıyı meydana getirir. Süpernovalar, oksijenden rubidyuma kadar pek çok elementin yıldızlararası ortamdaki ana kaynağıdır. Genişleyen bu şok dalgaları yeni yıldızların oluşumunu tetikleyebilir. Süpernovalar kozmik ışınların da önemli bir kaynağıdır. Ayrıca kütleçekim dalgaları da üretebilecekleri düşünülmektedir.

Etimoloji

Süpernova kelimesi, Latincede "yeni" anlamına gelen nova sözcüğünden türetilmiştir. Bu adlandırma, gökyüzünde "yeni" ve parlak bir yıldız gibi geçici olarak beliren gök olaylarını ifade eder. Sözcüğün başındaki "süper-" ön eki, bu olguyu kendisinden çok daha düşük ışıma gücüne sahip olan sıradan novalardan ayırmak için eklenmiştir.
İngilizcede, Latinceden gelen supernovae veya İngilizce dil bilgisi kurallarına göre oluşturulan supernovas olmak üzere iki farklı çoğul kullanımı vardır. Terim, bilimsel metinlerde sıklıkla SN (tekil) ya da SNe (çoğul) olarak kısaltılır.
Süpernova terimi ilk kez 1931 yılında Walter Baade ve Fritz Zwicky tarafından astrofizik derslerinde kullanılmıştır. Terimin bir dergide ilk kez yayımlanması ise 1933 yılında, bu ifadeyi onlardan bağımsız olarak da geliştirmiş olabileceği düşünülen Knut Lundmark'ın bir makalesiyle gerçekleşmiştir.

Gözlem tarihçesi

Bir süpernovanın görünür olduğu süre, bir yıldızın tüm ömrüyle karşılaştırıldığında oldukça kısa ve çoğu zaman yalnızca birkaç ayla sınırlıdır. Bu durum, çıplak gözle böyle bir olaya tanıklık etme olasılığını, bir insanın hayatı boyunca ancak bir kez karşılaşabileceği kadar nadir bir deneyim haline getirir. Tipik bir gökadadaki yüz milyar yıldızın yalnızca çok küçük bir kısmı süpernovaya dönüşebilir; çünkü bu potansiyel, sadece büyük kütleli yıldızlara ve en az bir beyaz cüce içeren nadir ikili yıldız sistemlerine özgüdür.