¿Alguna de las estrellas del zodíaco está a punto de convertirse en supernova en el corto plazo?

Realmente no sé a qué te refieres con "estrellas del zodiaco". Supongo que te refieres a las estrellas de las 12 constelaciones zodiacales tradicionales.

Alpha Scorpii, conocida como Antares o Jyeshtha en la astrología hindú, es una supergigante roja. Se encuentra en una etapa similar de su ciclo de vida a Betelgeuse. Se espera que explote en una supernova en los próximos 10000-100000 años (el momento no se comprende muy bien)

Otros posibles progenitores de supernovas son más distantes y más débiles, como HD 168625 en Saggitarius, que no es visible a simple vista. También está la nova recurrente U Scorpii, candidata a una supernova de tipo Ia (que ocurre cuando una enana blanca acumula una cantidad crítica de materia). ciertamente sería visible si explotara en una supernova).

Supongo que por "estrellas del zodiaco o las estrellas de las mansiones lunares" te refieres a las estrellas visibles que están dentro de los 8 ° aproximadamente de la eclíptica , ya que ese es el rango de latitud de la eclíptica donde aparecen el Sol, la Luna y los planetas.

Wikipedia tiene un artículo que enumera los candidatos a supernova conocidos de la Vía Láctea . Algunas de ellas son estrellas actualmente visibles en las constelaciones del zodíaco, incluidas Spica y Antares . No se espera que Spica se convierta en supernova durante al menos un millón de años o dos. Antares podría explotar en los próximos diez mil años más o menos.

Hay dos causas principales de supernova : fuga térmica y colapso del núcleo. La fuga térmica puede ocurrir cuando una enana blanca (una estrella vieja que ha detenido la fusión nuclear) acumula una gran cantidad de materia de una estrella compañera o choca con esa compañera.

Una estrella enana blanca puede acumular suficiente material de una compañera estelar para elevar la temperatura de su núcleo lo suficiente como para encender la fusión de carbono, momento en el que sufre una fusión nuclear desbocada, interrumpiéndola por completo. 

Si podemos estimar la tasa de acreción, o determinar a partir de sus órbitas cuánto tardarán las estrellas en chocar entre sí, podemos hacer una estimación aproximada de cuánto tiempo pasará antes de que se produzca la supernova.

El otro tipo de supernova ocurre cuando una gran estrella se queda sin combustible nuclear y su núcleo colapsa .

Las estrellas muy masivas pueden sufrir un colapso del núcleo cuando la fusión nuclear se vuelve incapaz de sostener el núcleo contra su propia gravedad; pasar este umbral es la causa de todos los tipos de supernova excepto el tipo Ia. El colapso puede provocar la expulsión violenta de las capas exteriores de la estrella, lo que resulta en una supernova, o la liberación de energía potencial gravitacional puede ser insuficiente y la estrella puede colapsar en un agujero negro o una estrella de neutrones con poca energía radiada.

Las supernovas de colapso del núcleo ocurren en estrellas con una masa en el rango de 8 a 40 o 50$M_\odot$(masas solares), dependiendo de su composición.

Es mucho más difícil estimar cuándo ocurrirá una supernova de colapso del núcleo porque no podemos ver el núcleo de la estrella. A medida que una gran estrella envejece, realiza una serie de reacciones nucleares en su núcleo. Las velocidades de estas reacciones dependen en gran medida de la temperatura y la presión, y las estrellas más masivas tienen presiones y temperaturas centrales más altas.

Cada reacción en la serie opera a una temperatura mucho más alta que la reacción anterior, pero se necesita mucho tiempo para que la energía producida en el núcleo de una estrella se propague a las partes exteriores de la estrella y cause efectos visibles. Por ejemplo, para la energía producida en el núcleo solar

la escala de tiempo de difusión de fotones (o "tiempo de viaje de fotones") desde el núcleo hasta el borde exterior de la zona radiativa [es] de unos 170.000 años. Desde allí cruzan a la zona convectiva (el 25% restante de la distancia desde el centro del Sol), donde el proceso de transferencia dominante cambia a convección y la velocidad a la que el calor se mueve hacia el exterior se vuelve considerablemente más rápida.

El tiempo de difusión de los fotones es incluso mayor en las estrellas más masivas.

Quizás en el futuro podamos obtener información más oportuna sobre los procesos de fusión del núcleo estelar, utilizando telescopios de neutrinos, pero nuestros detectores de neutrinos actuales son demasiado toscos para eso.

Durante la mayor parte de la vida de una estrella, "quema" hidrógeno en helio. Las últimas reacciones de fusión operan en escalas de tiempo cada vez más cortas. por ejemplo ,

una estrella de 25 masas solares quema hidrógeno en el núcleo durante$10^7$ años, helio para$10^6$ años y carbono por sólo$10^3$ años. [...] proceso consumirá la mayor parte del carbono en el núcleo en sólo 600 años. La duración de este proceso varía significativamente dependiendo de la masa de la estrella.

Las siguientes etapas son aún más rápidas: combustión de neón y combustión de oxígeno en un 25$M_\odot$La estrella dura solo unos pocos años como máximo, y el conjunto final de reacciones, la quema de silicio , solo puede ocurrir durante unos pocos días antes de que el núcleo colapse.

Entonces, si supiéramos que una estrella está fusionando carbono en su núcleo, podríamos hacer una buena estimación de cuándo es probable que se convierta en supernova. Pero el calor de la fusión del carbono simplemente no tiene suficiente tiempo para llegar a la superficie de la estrella antes de que ocurra la supernova.