تاريخ مراقبة المستعرات العظمى
1970 - 1999

وُضِعَ النموذج القياسي الحديث لانفجارات المستعر الأعظم من نوع Ia بناءً على اقتراح من ويلان وأبين في عام 1973، وهو يستند إلى سيناريو انتقال كتلة إلى نجم مرافق متحول (نموذج الانفجارات التحولية). على وجه الخصوص، منحنى ضوء المستعر الأعظم 1972e في إن جي سي 5253 والذي تم رصده لأكثر من عام، كان بالإمكان تعقبه لفترة كافية لاكتشاف أنه بعد أن وصل إلى «ذروة» سطوعه، تلاشى سطوعه بمعدل ثابت تقريبًا بلغ حوالي 0,01 قدر ظاهري في اليوم. وبترجمة هذه النتيجة إلى نظام آخر من وحدات القياس، فهي تعادل تقريبًا نفس معدل اضمحلال الكوبالت-56 (56Co)، الذي يبلغ عمر نصفه 77 يومًا. ويتوقع نموذج الانفجارات التحولية أن ينتج النجم المتفجر حوالي كتلة شمسية من النيكل-56 (56Ni). وقد تم التوصل من هذا إلى فرضية أن تحلل عناصر 56Ni (الذي يبلغ عمر نصفه 6,8 يوم إلى 56Co) والنيكل والكوبالت هو الذي ينتج الطاقة الإشعاعية المنبعثة من المستعرات العظمى في فترات حياتها الأخيرة. وقد أدى التوافق بين قيمة الطاقة الناتجة ومعدل التلاشي في النماذج النظرية وأرصاد المستعر الأعظم 1972e، إلى القبول السريع لنموذج الانفجار التحولي.
اكتشف العلماء من خلال رصد منحنيات الضوء للعديد من المستعرات العظمى من الفئة الأولى Ia أن لها ذروة سطوع مشتركة. ومن خلال قياس سطوع تلك المستعرات، أمكن تقدير المسافة بين الأرض ومجرات المستعرات بدقّة جيدة. وبالتالي أصبحت هذه الفئة من المستعرات العظمى مفيدة للغاية باعتبارها شمعة قياسية لقياس المسافات الكونية. وفي عام 1998، اكتشف مشروع بحثي في علم الكونيات أن أبعد المستعرات العظمى من الفئة Ia تبدو باهتة أكثر مما كان متوقعًا. مما يدل على أن تمدد الكون قد يتسارع.
وبالرغم من عدم رصد أي مستعر أعظم في درب التبانة منذ عام 1604، إلا أنه يبدو أن هناك مستعراً أعظم انفجر في كوكبة ذات الكرسي منذ حوالي 300 عام مضت، في حوالي العام 1667 أو 1680. وقد حجب الغبار بين النجمي بقايا هذا الانفجار بشدة، لذا من المحتمل أن يكون هو سبب عدم ظهورها بوضوح. ومع ذلك، يمكن رصدها الآن بالتقنيات الحديثة في أجزاء أخرى من الطيف الكهرومغناطيسي، فهي تعد أكثر مصادر الأشعة الراديوية سطوعًا خارج مجموعتنا الشمسية.
في عام 1987، شوهد المستعر الأعظم 1987A في سحابة ماجلان الكبرى في الساعات الأولى لحدوثه. كان ذلك أول مستعر أعظم يكتشف خلال انبعاث النيوترينو، وهو الأول الذي يراقب خلال كل حزمة من طيفه الكهرومغناطيسي. وقد سمح القرب النسبي لهذا المستعر بمراقبته بالتفصيل، مما أتاح أولى الفرص لاختبار النظريات الحديثة حول تشكل المستعرات العظمى عبر مراقبته.
تطور معدل اكتشاف المستعرات العظمى على نحو مطَّردٍ خلال القرن العشرين. وفي تسعينيات القرن العشرين، بدأت العديد من برامج البحث الآلي للمستعرات العظمى. وقد بدأ برنامج أبحاث المستعرات العظمى في مرصد لوشنر عام 1992. وانضم إليه في نفس العام برنامج التصوير بمقراب بيركلي الآلي، ثم لحقهما في عام 1996 برنامج التصوير بمقراب كاتزمان الآلي في مرصد ليك، الذي كان يستخدم في الأساس في أبحاث المستعرات العظمى في مرصد ليك. بحلول عام 2000، كان برنامج ليك قد اكتشف المستعر الأعظم 96، مما يجعله أنجح برامج أبحاث المستعرات العظمى في العالم.
في نهاية عقد التسعينيات، كانت هناك فرضية تقول أنه يمكن العثور على بقايا المستعرات العظمى الحديثة من خلال البحث عن أشعة غاما الناتجة من اضمحلال التيتانيوم-44، الذي يبلغ عمر نصفه 90 عامًا، ويمكن لأشعة غاما اجتياز المجرة بسهولة، مما يسمح لنا أن نرى أي بقايا من الألفية الماضية أو نحو ذلك. تم العثور على اثنين من المصادر، بقايا ذات الكرسي أ التي سبق اكتشافها، وبقايا المستعر الأعظم RX J0852.0-4622، التي كانت قد اكتشفت حديثًا متداخلةً مع بقايا مستعر الشراع الأعظم.
وجدت بقايا (RX J0852.0-4622) أمام بقايا مستعر أعظم الشراع الأكبر منها حجمًا، وقد أظهرت أشعة غاما لاضمحلال التيتانيوم-44 فيها أن لابد من أنها انفجرت مؤخرًا نسبيًا (ربما حوالي عام 1200 م)، ولكن ليس هناك تسجيل تاريخي لذلك. أوضح سيل أشعة غاما والأشعة السينية أن هذا المستعر الأعظم قريب نسبيًا لنا (ربما 200 فرسخ فلكي أو 600 سنة ضوئية). وإذا كان الأمر كذلك، فهو حدث استثنائي نظرًا لأن المستعرات العظمى التي تبعد مسافة أقل من 200 فرسخ فلكي، يعتقد أنها تحدث مرة واحدة كل 100,000 عام.