Eine Supernova (SN) ist ein Stern, der am Ende seiner Lebenszeit einen explosionsartigen Ausbruch erleidet und dabei für einige Tage oder Wochen seine Leuchtkraft um einige Milliarden vervielfacht. Damit übertrifft er noch die Leuchtkraft seiner eigenen Galaxie. Bei einer solchen Explosion wird nahezu der gesamte Stern zerrissen. Je nach ursprünglicher Größe des Stern, bzw. dessen Masse, bleibt nach der Explosion ein oft sichtbarer, gasförmiger Supernova-Überrest (Supernova Remnant SNR) erhalten, seltener schwerer nachweisbare Objekte wie Pulsare, Neutronensterne oder schwarze Löcher. Man unterscheidet hier zwischen Typ I und Typ II Supernova. Stabile Sterne befinden sich in der Regel in einem Gleichgewichtszustand (hydrostatisches Gleichgewicht), in dem der von innen wirkende Druck, hervorgerufen durch die im Innern stattfindende Fusion, der von »außen« wirkenden Gravitationskraft entgegenwirkt. Wird dieses Gleichgewicht gestört, ist dies die wesentliche Grundlage für eine Explosion. Strebt der Stern dem Ende seiner »Laufbahn« entgegen wird irgendwann der Druck von innen geringer, sodass der Stern seinem eigenen Gewicht nicht mehr standhalten kann.
Typ I SN sind im Schnitt deutlich heller und erreichen Maximalhelligkeiten bis zu -20mag. Sie werden durch die Explosion eines Weißen Zwergen (White Dwarf WD) hervorgerufen, die Partner eines engen Doppelsternsystems sind. Bei einem solchen System kommt es zu einem Massenaustausch, bei dem Materie von einem Stern auf den anderen fließt. Erreicht der WD die Chandrasekhar-Grenze *) von etwa 1.4 Sonnenmassen, kann der innere Strahlungsdruck der Gravitation nicht mehr standhalten. Die den Stern im Gleichgewicht haltenden entarteten Elektronen bewegen sich vor kurz vor Erreichen Ch.-Grenze mit fast Lichtgeschwindigkeit. Wird die Grenze erreicht, kann nicht mehr genügend Druck aufgebaut werden. Der Stern kollabiert. Dadurch kommt es zu einer explosionsartigen Fusion von Kohlenstoff. Die Kohlenstoffkerne verschmelzen zu Eisen, Nickel und Kobalt. Die Folge ist die Freisetzung einer gewaltigen Energiemenge von ca. 10e43 bis 10e44 Joule! Der Stern wird zerrissen.
Typ II SN unterscheiden sich wesentlich in der Art der Explosion von Typ I SN. Typische Sterne haben hier eine Masse von acht Sonnenmassen und mehr. Stellt der Stern seine Fusionskette am Ende seines Lebens ein, wird der Stern aufgrund des fehlenden Strahlungsdrucks instabil, wodurch der schwere Zentralbereich plötzlich innerhalb von Sekundenbruchteilen in sich zusammenfällt. Es entsteht eine winzige, nur etwa zwanzig Kilometer große Kugel, in denen die Elektronen und Protonen zusammengequetscht werden. Das Ergebnis ist sind hundert Millionen Tonnen Materie in der Größe eines Zuckerwürfels! Da ein solcher Stern wie eine Zwiebelschale aufgebaut ist, schwere Elemente in der Mitte, dann nach außen hin eine Sauerstoff-Neon-Schale, dann Stickstoff und Kohlenstoff, außen Helium und Wasserstoff, fallen die nachfolgenden Schichten in Richtung des Zentrums, treffen auf die »harte« Oberfläche dieses Neutronenballs und werden zurückgeschleudert. Die Schockwelle rast nach außen und trifft ihrerseits auf die nach innen fallenden Schichten, kommt allerdings bereits nach kurzer Zeit zum Stillstand. Etwa eine Viertelsekunde nach dem Auslaufen der Schockwelle kommt es dann zur Explosion, hervorgerufen durch die sogenannte Rayleigh-Taylor-Instabilität *). Die Schichten des Sterns werden auseinandergetrieben, bis der Stern nach wenigen Stunden etwa die Größe unseres Sonnensystems erreicht. Die damit verbundene extreme Vergrößerung der Oberfläche und damit auch seine Helligkeit sind es, die den bislang meist unauffälligen Stern plötzlich sichtbar machen: Eine Supernova.
Die Chandrasekhar-Grenze ist die maximal mögliche Masse für einen Weißen Zwerg (Stern mit etwa 1 Sonnenmasse, aber nur der Größe der Erde). Diese Grenz-Masse wurde erstmals von Subrahmanyan Chandrasekhar berechnet und gilt für einen langsam rotierenden Stern und beträgt etwa 1.4 Sonnenmassen. Nach neuen Berechnungen sind für schneller rotierende WD vermutlich bis zu 3 Sonnenmassen erlaubt.
Die Rayleigh-Taylor-Instabilität ist ein Grenzflächenphänomen, bei dem es zwischen zwei verschiedenen Schichten unterschiedlicher Dichte und Temperatur zu Instabilitäten kommt, sodass sich die Schichten durchdringen. Im Fall des Sterns schießen heiße Gaszellen nach außen, kühlere nach innen und werden stark erhitzt.
