Um dos acontecimentos explosivos mais energéticos conhecidos no univero é uma supernova. Elas ocorrem no final da vida de uma estrela, quando seu combustível nuclear se esgota e não é mais suportada pela liberação de energia nuclear. Se a estrela é particularmente maciça, então seu núcleo entrará em colapso e assim vai liberar uma enorme quantidade de energia. Isso fará com que uma onda de choque ejete a camada externa da estrela para o espaço interestelar. O resultado do colapso pode ser, em alguns casos, uma estrela de nêutrons de rotação rápida, que pode ser observada depois de muitos anos, como um pulsar.
A explosão expele grande parte ou todo o material de uma estrela, a uma velocidade de até 30.000 km/s (10% da velocidade da luz), espalhando a onda de choque no meio interestelar circundante. Esta onda de choque varre um escudo de expansão de gás e poeira chamado de remanescente de supernova.
Enquanto muitas supernovas foram observadas em galáxias vizinhas, elas são eventos relativamente raros em nossa própria galáxia. A última a ser vista foi a estrela de Kepler em 1604. Este remanescente tem sido estudado por muitos satélites espaciais de raios-X, incluindo o ROSAT.
Há, no entanto, muitos restos de explosões de supernovas em nossa galáxia, que são vistos como núcleos de raios-X como estruturas causadas pela onda de choque de propagação para fora no meio interestelar. Outra remanescente famosa é a Nebulosa do Caranguejo que explodiu em 1054. Neste caso é visto um pulsar que gira 30 vezes por segundo e emite um feixe de rotação de raios-X (tal como um farol). Outro remanescente de supernova dramático é o laço Cygnus.
Classificação de Supernovas
Supernovas, foram originalmente classificados com base nas suas propriedades ópticas. Supernovas Tipo II mostram evidência visível de hidrogênio nos escombros da expansão ejetados na explosão, explosões Tipo Ia não. Uma pesquisa recente tem levado a um aperfeiçoamento destes tipos, e uma classificação em termos dos tipos de estrelas que dão origem às supernovas. Um tipo II, bem como o tipo Ib e Ic, são produzidas pelo colapso catastrófico do núcleo de uma estrela maciça. A supernova de tipo Ia é produzida por uma explosão termonuclear repentina que desintegra-se a partir de uma estrela anã branca.
Supernovas do tipo II ocorrem em regiões muito brilhantes, jovens estrelas, como as encontradas nos braços espirais das galáxias. Elas aparentemente não ocorrem em galáxias elípticas, que são dominadas por antigas estrelas de baixa massa. Desde jovens, estrelas brilhantes são tipicamente estrelas com massas maiores que 10 R_{\odot}, esta e outras evidências levaram à conclusão de que as supernovas Tipo II são produzidas por estrelas maciças.
Algumas supernovas do Tipo I mostram muitas das características de supernovas Tipo II. Essas supernovas, chamadas de Tipo Ib e Tipo Ic, aparentemente diferem das do Tipo II, porque elas perderam a camada de hidrogênio exterior antes da explosão. A camada de hidrogênio poderia ter sido perdida por um fluxo vigoroso de matéria antes da explosão, ou porque foi puxado por uma estrela companheira.
Supernovas de colapso de núcleo
Supernovas de colapso de núcleo é quando a fonte de energia nuclear no centro ou núcleo de uma estrela se esgota, o núcleo entra em colapso. Em menos de um segundo, uma estrela de nêutrons (ou um buraco negro, se a estrela é extremamente massiva) se forma. A formação de uma estrela de nêutrons, libera uma quantidade enorme de energia em forma de neutrinos e calor, o que inverte a implosão.
Supernovas termonucleares
Supernovas do Tipo Ia, em contrapartida, são observadas em todos os tipos de galáxias, e são produzidas por estrelas anãs brancas, o resto condensado do que costumava ser estrelas como o sol. A anã branca, uma bola densa composta principalmente de carbono e átomos de oxigênio, é intrinsecamente a mais estável das estrelas, enquanto a sua massa permanece abaixo do chamado limite de Chandrasekhar que é de 1,4 R_{\odot}.
Se, no entanto, acreção de matéria de uma estrela companheira ou a fusão com outra anã branca, empurre uma estrela anã branca sobre o limite de Chandrasekhar de 1,4 R_{\odot}, a temperatura no núcleo da anã branca vai subir, provocando reações de fusão nuclear explosiva que irá liberar uma enorme quantidade de energia. A estrela explode em cerca de dez segundos, não deixando nenhum vestígio. A nuvem de expansão de material ejetado brilha intensamente durante várias semanas como níquel radioativo produzido na explosão que se decompõe em ferro e cobalto.
Supernovas Instabilidade de Par
Para estrelas extremamente massivas, um outro tipo, ainda mais violento de supernova é possível. De acordo com a teoria de evolução estelar, se as temperaturas subirem a vários bilhões de graus nas regiões centrais das estrelas com massas entre 140 R_{\odot} e 260 R_{\odot}. À estas temperaturas, o processo usual de conversão de massa em energia E = {mc^2} por reações nucleares é invertida, e a energia é convertida em massa sob a forma de pares de elétrons e antielétrons ou pósitrons.
A produção de pares de elétrons-pósitrons destrói a energia a partir do núcleo da estrela, perturbando o equilíbrio de pressão entre o exterior e a pressão de esmagamento para dentro da gravidade. Esta chamada “instabilidade par” faz com que pulsações violentas ejetem uma grande fração das camadas mais externas da estrela.
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