Собирается ли какая-нибудь из звезд зодиака стать сверхновой в ближайшее время?

Я действительно не знаю, что вы подразумеваете под «звездами Зодиака». Я полагаю, вы имеете в виду звезды 12 традиционных созвездий Зодиака.

Альфа Скорпиона, известная как Антарес или Джьештха в индуистской астрологии, является красным сверхгигантом. Он находится на той же стадии своего жизненного цикла, что и Бетельгейзе. Ожидается, что он взорвется сверхновой в ближайшие 10000-100000 лет (время не очень хорошо изучено).

Другие потенциальные прародители сверхновых находятся дальше и слабее, например, HD 168625 в Стрельце, которая не видна невооруженным глазом. Существует также рекуррентная новая U Scorpii, кандидат в сверхновые типа Ia (возникающая, когда белый карлик аккрецирует критическое количество материи). его определенно было бы видно, если бы он взорвался сверхновой).

Я предполагаю, что под «зодиакальными звездами или звездами лунных особняков» вы имеете в виду видимые звезды, которые находятся в пределах 8 ° или около того от эклиптики , поскольку это диапазон эклиптических широт, где появляются Солнце, Луна и планеты.

В Википедии есть статья со списком известных кандидатов в сверхновые Млечного Пути . Некоторые из них в настоящее время являются видимыми звездами в зодиакальных созвездиях, включая Спику и Антарес . Ожидается, что Спика не станет сверхновой в течение как минимум миллиона лет или двух. Антарес может взорваться в ближайшие десять тысяч лет или около того.

Есть две основные причины возникновения сверхновых : тепловой разгон и коллапс ядра. Тепловой разгон может произойти, когда белый карлик (старая звезда, прекратившая ядерный синтез) аккрецирует большое количество вещества от звезды-компаньона или сталкивается с этим компаньоном.

Белый карлик может накопить достаточно материала от звездного компаньона, чтобы поднять температуру своего ядра настолько, чтобы зажечь углеродный синтез, после чего он подвергается неконтролируемому ядерному синтезу, полностью разрушая его. 

Если мы сможем оценить скорость аккреции или определить по их орбитам, сколько времени потребуется звездам, чтобы столкнуться друг с другом, мы сможем сделать приблизительную оценку того, сколько времени пройдет, прежде чем взорвется сверхновая.

Другой вид сверхновой возникает, когда у большой звезды заканчивается ядерное топливо, и ее ядро ​​коллапсирует .

У очень массивных звезд может произойти коллапс ядра, когда ядерный синтез становится неспособным выдержать ядро ​​​​против его собственной гравитации; преодоление этого порога является причиной всех типов сверхновых, кроме типа Ia. Коллапс может вызвать сильное выброс внешних слоев звезды, что приведет к образованию сверхновой, или высвобождение гравитационной потенциальной энергии может быть недостаточным, и звезда может коллапсировать в черную дыру или нейтронную звезду с небольшой излучаемой энергией.

Сверхновые с коллапсом ядра возникают у звезд с массой от 8 до 40 или 50$M_\odot$(солнечные массы) в зависимости от состава.

Гораздо сложнее оценить, когда произойдет коллапс ядра сверхновой, потому что мы не можем видеть ядро ​​звезды. По мере старения большой звезды в ее ядре происходит серия ядерных реакций. Скорость этих реакций сильно зависит от температуры и давления, а у более массивных звезд давление и температура в ядре выше.

Каждая реакция в этой серии протекает при гораздо более высокой температуре, чем предыдущая реакция, но требуется много времени , чтобы энергия, произведенная в ядре звезды, распространилась на внешние части звезды и вызвала видимые эффекты. Например, для энергии, вырабатываемой в солнечном ядре

шкала времени диффузии фотона (или «время прохождения фотона») от ядра до внешнего края радиационной зоны [составляет] около 170 000 лет. Оттуда они переходят в конвективную зону (оставшиеся 25% расстояния от центра Солнца), где преобладающий процесс переноса меняется на конвекцию, и скорость, с которой тепло уходит наружу, становится значительно выше.

Время диффузии фотонов еще больше в более массивных звездах.

Возможно, в будущем мы сможем получать более своевременную информацию о процессах синтеза ядер звезд, используя нейтринные телескопы, но наши нынешние детекторы нейтрино слишком грубы для этого.

Большую часть жизни звезда «сжигает» водород в гелий. Более поздние реакции синтеза протекают во все более и более коротких временных масштабах. Например ,

звезда массой 25 солнечных сжигает водород в ядре в течение$10^7$ лет, гелий на$10^6$ лет и углерода всего за$10^3$ годы. [...] процесс израсходует большую часть углерода в ядре всего за 600 лет. Продолжительность этого процесса существенно варьируется в зависимости от массы звезды.

Следующие этапы еще быстрее: горение неона и горение кислорода в 25$M_\odot$звезда продлится не более нескольких лет, а последний набор реакций, горение кремния , может произойти только за несколько дней до коллапса ядра.

Поэтому, если бы мы знали, что в ядре звезды происходит синтез углерода, мы смогли бы точно оценить, когда она может стать сверхновой. Но теплота синтеза углерода просто не успевает достичь поверхности звезды, прежде чем произойдет взрыв сверхновой.