Definire una supernova è facile: è una stella che esplode divenendo così miliardi di volte più brillante del normale, a volte più brillante addirittura della stessa galassia che la ospita. Per questo motivo diventa, per alcune settimane, o al massimo alcuni mesi, visibile anche a grandi distanze.

Naturalmente non sarà mai osservabile ad occhio nudo dati gli enormi spazi che esistono anche solo fra noi e le galassie più vicine: per vederla ad occhio nudo, una supernova deve esplodere necessariamente nella nostra galassia, ma questo evento è assai raro: solo 8 casi sono stati finora registrati e osservati in 2000 anni, ma probabilmente molte altre supernovae galattiche non sono state viste in quanto completamente oscurate dal disco galattico o dalla grande quantità di polveri interstellari.

Gli astronomi antichi avevano notato che il cielo restava immutabile nel tempo, ma ogni tanto, un nuovo astro compariva, divenendo visibile per qualche settimana e poi, piano piano spariva. L'apparizione di queste stelle nuove (o novae) veniva interpretata come presagio di importanti avvenimenti e pertanto veniva scrupolosamente annotata negli archivi degli astrologi, soprattutto di quelli cinesi. Ad ogni apparizione di un nuovo astro, nova o cometa, la sua posizione, la sua luminosità, il colore e gli eventuali spostamenti venivano accuratamente registrati. Gli archivi cinesi, per esempio, hanno lasciato traccia delle supernovae del 185, 369, 1006 (luminosissima), 1054 e 1181. La posizione precisa indicata per la supernova del 1054 ha permesso di identificare i suoi resti con la nebulosa del Granchio, primo oggetto del catalogo di Messier, che si trova nella costellazione del Toro. La nebulosa del Granchio è una delle più intense sorgenti di emissioni radio, X e gamma di tutto il cielo.

Le ultime supernovae identificate nella nostra galassia risalgono al 1572 e al 1604 e furono osservate rispettivamente da Tycho Brahe e da Keplero. Furono così brillanti che divennero visibili in pieno giorno. Una supernova è poi esplosa certamente verso il 1660 (la radio sorgente Cassiopea A è ormai certo che sia il resto di questa supernova, ma nessun osservatore del tempo l'ha notata, forse perché oscurata dalle polveri interstellati).

L'ultima supernova visibile ad occhio nudo fu quella del 1987 nella Grande Nube di Magellano, assai prossima (150.000 anni luce) alla nostra galassia.

I primi studiosi moderni di Supernovae furono Baade e Zwicky che negli anni '30 cominciarono a far luce sul mistero di queste stelle effimere. Furono tra l'altro i primi a capire che non si trattava di stelle nuove, cioè appena nate, ma bensì di stelle morenti che assomigliavano, su scala molto più grande, alle novae che scoppiavano con una certa frequenza nella nostra galassia. Baade (1893-1960) ricoprì un ruolo essenziale nello studio delle supernovae. Fu lui, tra l'altro, che identificò nel 1942 la Nebulosa del Granchio come resto della supernova del 1054 Zwicky (1898-1974) comprese per primo l'origine delle supernovae e la loro evoluzione in stelle di neutroni. Non fu però mai preso troppo seriamente dalla comunità scientifica e questo contribuì al suo carattere scontroso e riservatissimo.

Senza scoraggiarsi troppo però, tanto che nel 34 iniziò una ricerca sistematica di supernovae per avvalorare la sua tesi. Grazie ad un telescopio Schmidt a largo campo poté attuare un programma di ricerca negli ammassi galattici, di cui fu uno dei primi a riconoscerne l'esistenza. In circa 25 anni di attività Zwickly scoprì personalmente più di 120 supernovae (record tuttora imbattuto) ed un altro centinaio fu scoperto dai suoi collaboratori.

Dai tempi pionieristici (1885: data in cui fu scoperta la prima supernova extragalattica in M31) ad oggi sono state scoperte e archiviate oltre 1800 supernovae. Queste sono battezzate da un organismo internazionale, il C.B.A.T. (Central Bureau of Astronomical Telegrams), che assegna loro una sigla contenente l'anno seguito da una o più lettere secondo l'ordine con cui vengono annunciate alla comunità scientifica: la prima scoperta del 2000 è stata chiamata perciò 2000A, la prima supernova del C.R.O.S.S. nel 2000, scoperta il 12 gennaio, è stata la terza dell'anno ed il suo nome è stato perciò 2000C.

Una volta arrivati alla "Z", si riprende con aa, ab,ac... in lettere minuscole.

Negli ultimi anni il ritmo delle scoperte è notevolmente accelerato grazie all'utilizzo sempre più diffuso delle camere elettroniche CCD, molto più sensibili delle lastre fotografiche usate precedentemente, e dell'uso dei computer per l'analisi delle immagini.

Oggi si scoprono circa 200 supernovae all'anno.

In questo campo il ruolo degli astrofili è divenuto molto importante: il reverendo Evans (Australia) ne ha scoperte 37 in 15 anni e di recente l'americano Tim Puckett sta individuando supernovae ad una media di due al mese! La maggior parte delle supernovae è stata scoperta nei due grandi ammassi galattici più vicini al nostro sistema, quello della Vergine e quello della Chioma di Berenice.

Con l'aumento delle scoperte fu subito chiaro che non tutte le supernovae erano uguali: la loro luminosità al massimo era differente, le curve di luce erano diverse e soprattutto gli spettri presentavano profili non uniformi.

La spettroscopia è l'analisi della luce inviata da un oggetto, scomposta nelle diverse lunghezze d'onda. Questa analisi può fornire informazioni di grande interesse: le righe presenti in uno spettro sono caratteristiche di un certo elemento chimico (Idrogeno, Carbonio, Silicio, Ferro...) L'altezza di queste righe permette di valutare l'abbondanza dell'elemento corrispondente, la sua larghezza di stimarne la velocità, per l'effetto Doppler, e la temperatura. I cambiamenti di uno spettro nel corso del tempo danno informazioni sulla dinamica dell'oggetto (si possono scoprire così anche delle stelle doppie in orbita l'una attorno all'altra) o sulla variazione della sua composizione chimica. La classificazione delle supernovae si basa essenzialmente sul loro spettro, e più precisamente sulla presenza o l'assenza delle righe caratteristiche di certi elementi chimici.

Supernovae di Tipo I: assenza delle righe dell'Idrogeno.

L'idrogeno è l'elemento più diffuso nell'universo e le sue righe sono per questo motivo assai frequenti negli spettri degli oggetti astronomici, ciononostante esse non si ritrovano negli spettri delle supernovae di tipo I. La spiegazione più plausibile è che questi oggetti sono stati privati del loro involucro di idrogeno nel corso dell'evoluzione che precede la loro esplosione. Le supernovae di tipo I si suddividono nei seguenti sottotipi:

Le supernovae di Tipo II sono caratterizzate invece dalla presenza delle righe dell'idrogeno ionizzato H-alpha e H-beta.

Anche in questo caso si possono individuare dei sottotipi:

La natura di una supernova non è però mai semplice da definire e ci sono delle supernovae che non rientrano in nessuna delle tipologie precedenti e che vengono perciò chiamate peculiari.

Lo spettro di una supernova di tipo I è essenzialmente uno spettro di "Corpo Nero" sul quale si sovrappongono delle righe d'assorbimento del silicio ionizzato (Si II), del calcio, del magnesio e del ferro. La larghezza delle righe evidenzia la grande velocità d'espansione del guscio della supernova dopo lo scoppio. Qualche settimana dopo, lo spettro si modifica e mostra delle forti righe di emissione dovute al cobalto e al ferro, che attestano la composizione interna della stella dopo la sua esplosione (la luce non riesce ad uscire dall'interno che dopo molte settimane, quando l'opacità è sufficientemente diminuita e così anche la densità).

La luminosità di una Supernova aumenta in modo estremamente rapido durante la prima quindicina di giorni successivi all'esplosione, poi decresce più lentamente nel corso dei mesi seguenti (di 100 volte in sei mesi). Le curve di luce delle supernovae di Tipo Ia si distinguono per la loro grande uniformità: sono praticamente tutte sovrapponibili una alle altre, mentre le curve delle supernovae di tipo Ib-c e II presentano grandi variazioni.

Certe supernovae di Tipo II mostrano un "plateau" (cioè un appiattimento nella discesa di luminosità) dopo due mesi dall'esplosione, periodo in cui la loro luminosità decresce poco, mentre le altre SN di tipo II mostrano un rapido calo della luminosità (queste supernovae sono dette lineari perché la loro luminosità decresce in modo esponenziale). La ragione di queste differenze non è ancora compresa completamente.

La curva di luce delle supernovae di Tipo I mostra due cali di luminosità esponenziali consecutivi che corrispondono ai periodi di disintegrazione radioattiva del nickel 56 in cobalto 56, e del cobalto 56 in ferro 56. Questo è un nuovo indizio sulla natura dell'esplosione che ha trasformato almeno una parte della stella in nickel, la cui disintegrazione ha fornito l'energia luminosa alla supernova.

Le supernovae di Tipo Ia, oltre ad avere le curve di luce della stessa forma, hanno una luminosità assoluta molto simile, intorno a 2 miliardi di volte quella del Sole (-18,6). Nel caso la luminosità apparente di una supernova risulti più bassa del previsto questo è causato essenzialmente all'assorbimento dovuto dalla polvere interstellare, ma è comunque possibile stimare l'ampiezza di questo assorbimento confrontando la luce ricevuta a diverse lunghezze d'onda, dato che la polvere interstellare assorbe maggiormente la luce blu di quella rossa. Questo fatto ha una conseguenza molto importante per la cosmologia: se tutte le supernovae di Tipo Ia hanno pressappoco la stessa luminosità assoluta, esse possono essere definite delle "candele standard", degli oggetti cioè, la cui luminosità assoluta è nota con precisione e la cui distanza può essere facilmente dedotta dal confronto di questa luminosità assoluta con la loro luminosità apparente.

Una stella standard che si rende visibile da molto lontano costituisce un preciso indicatore di distanza, da qui il suo interesse in cosmologia.

La frequenza delle esplosioni delle supernovae di Tipo I è superiore di poco a quelle delle supernovae di Tipo II (V.grafico) nonostante che i meccanismi siano del tutto diversi e che le supernovae di Tipo II appaiano solo nelle galassie a spirale e mai nelle ellittiche. La frequenza dell'esplosione è strettamente correlata alla luminosità della galassia ospite e fin qui non ci stupiamo troppo: più stelle si trovano in una galassia e più probabilità ci sono che ne esploda una. Si può quindi esprimere la frequenza delle esplosioni in SNU (SuperNova Unit), cioè in un numero che indica le esplosioni di supernovae per secolo per 10 miliardi di luminosità solari, che è l'ordine di grandezza di luminosità di una galassia media. La tabella che segue dà queste frequenze d'esplosione a seconda delle tipologie di galassie ed è il risultato di una recente serie di studi e di osservazioni condotti però in situazioni molto differenti e dunque passibili di correzioni:

I valori riportati, come si è detto, possono subire modifiche anche sostanziali in quanto non sempre le osservazioni si possono basare su una stima esatta della luminosità della galassia e, specie nel passato, moltissime supernovae passavano del tutto inosservate anche se esplose in galassie relativamente vicine e luminose. Infatti la tabella mostra che le supernovae di Tipo II sono in assoluto molto più frequenti di quelle di Tipo I, ma siccome sono in genere meno luminose, a tutt'oggi ne sono state registrate di meno. Questo fatto è testimoniato anche dallo studio delle supernovae più remote: delle 45 supernovae scoppiate nelle galassie più distanti dal nostro sistema solo 4 sono di Tipo II. Infine molti ricercatori hanno orientato le loro osservazioni soprattutto sugli ammassi di galassie per aver un maggior numero di oggetti da studiare nello stesso campo e, si sa, che negli ammassi galattici l'incidenza delle ellittiche è maggiore e quindi diminuisce la possibilità di trovare supernovae di TipoII. Inoltre meno della metà delle supernovae scoperte prima del 1990 sono classificate per tipologia (e la media tra le classificate è 2/3 di Tipo I e 1/3 di Tipo II), mentre l'85% delle supernovae recenti è correttamente classificato e si nota che si dividono equamente fra i due tipi.

Quindi: le supernovae di Tipo I mostrano una maggiore uniformità rispetto alle altre, i loro spettri sono quasi del tutto identici così come le loro curve di luce, mentre la stessa cosa non avviene con le supernovae di TipoII e di Tipo Ib-Ic. Solo di recente si è potuto stabilire che le supernovae di Tipo I corrispondono all'esplosione di una nana bianca di massa media, ma ben precisa, mentre le altre supernovae corrispondono all'esplosione di stelle di massa elevata, ma molto varia. La differente ripartizione delle supernovae tra galassie ellittiche e a spirale fu un indizio prezioso nella definizione del modello di esplosione. Le stelle massicce hanno una vita breve (qualche milione di anni) e si trovano quindi nelle regioni dove la formazione stellare avviene tuttora, cioè nei dischi delle galassie a spirale. Le galassie ellittiche non conoscono la formazione di stelle ormai da molto tempo e le loro stelle massicce sono morte da miliardi di anni: non restano quindi che stelle di massa piccola o media che hanno oggi intrapreso la strada di giganti rosse o di nane bianche e che necessariamente esploderanno in supernovae di Tipo I.