Mais si NGC 2024 est connue des astrophysiciens, c’est qu’elle a présenté plusieurs supernovas très bien étudiées, parmi lesquelles se sont glissés des imposteurs (on parle de « supernovas imposteuses »).

En effet, à côté des supernovas véritable, il existe aussi des "éruptions" d'étoiles massives, qui se divisent essentiellement en deux catégories : celles qui rentrent dans un cycle de variabilité "normal" (de type Luminous Blue Variable (LBV) / S Doradus) et celles qui forment des éruptions géantes. Pour ces dernières, on parle de "luminosités super-Eddington" avec des éjections massives par radiation. La Luminosité d'Eddington, ou "lumière d'Eddington", est une valeur de luminosité qu'un objet céleste ne peut dépasser ; au-delà, la pression de radiation prend le pas sur la gravité et des constituants de l'étoile sont éjectés. L'exemple le plus connu de ce type d'étoile est Eta Carinae (η Car). Lors d'une éruption géante, la luminosité totale de l'étoile augmente considérablement (au point de confondre l'étoile avec une nova/supernova) alors que dans le cas des éruptions dites "LBV", il y a un taux accru de perte de masse, ce qui rend les vents denses et opaques et avec une pseudo-photosphère plus large et plus froide, et donc sans augmentation substantielle de la luminosité dans la plupart des cas. Cet état de perte de masse accrue peut d'ailleurs durer plusieurs années.

Les capacités actuelles accrues de détection des SN du fait des programmes de surveillance systématique du ciel révèlent un nombre croissant d'éruptions géantes non majeures, apparemment dues à des étoiles très massives et évoluées. Bon nombre de ces éruptions géantes ressemblent spectroscopiquement aux supernovas de type IIn et reçoivent donc une désignation SN mais sont ensuite reconnues comme sublumineuses et/ou leurs courbes spectrales et lumineuses ne se développent pas comme de vraies supernovae. Par conséquent, elles sont souvent qualifiés d'« imposteurs de supernovas ». Il s'agit d'un groupe d'objets avec une gamme de luminosités et de précurseurs variée. Quelques imposteurs semblent être des variables LBV / S Dor normales à l'état de lumière éruptive ou maximale, tandis que la plupart sont des éruptions géantes pouvant ressembler à ηCar. Bien sûr, le véritable « test » d’un imposteur est de voir s’il survit à son éruption géante.

Trois exemples historiques sont ηCar, donc, PCyg et SN1954J, qui ont en l’occurrence toutes survécues à leur  éruption géante...

SN 1954j (V12)

SN1954j, le premier de ces deux imposteurs, est aussi connue sous le nom de Variable 12 (aka V12). L'étoile - qui a survécu à l'explosion - a un peu changé de couleur pendant les 8 dernières années. Après avoir atteint une magnitude absolue de -8, elle s’est entourée d'une nébuleuse poussiéreuse apparemment similaire à celle de η Carinae. L'imagerie HST l’a résolue en quatre étoiles, dont l'une est très brillante en Hα. Le télescope Keck-II a permis d'obtenir un spectre à échellette montrant un profil d'émission Hα à ailes larges similaire à celui de η Car et il semble que cet objet brillant en Hα, l'étoile 4, soit très probablement le survivant. V12 a augmenté sa luminosité apparente d'au moins cinq magnitudes au cours de son éruption. Sa courbe de lumière pré-éruption est remarquable par des variations rapides de sa magnitude dans les années 1950-1954, de l'ordre d'une demi-magnitude ou plus en quelques jours seulement. Ces fluctuations erratiques sont probablement dues à une instabilité de surface à court terme, distincte des éruptions à long terme de type LBV / S Dor. ηCar a également présenté ces oscillations rapides avant sa "grande éruption" en 1843.

SN2002kg (V37)

SN2002kg est notre second imposteur, qui n'est ni une supernova ni une éruption géante comme SN1954J mais une variable LBV / S Dor. Découverte le 22 octobre 2003 dans l'un des bras spiraux de la galaxie, elle était en fait visible un an auparavant sur des images prises le 26 octobre 2002 avec le télescope automatique Katzman. Initialement classée dans la catégorie des supernova de type IIn en raison de ses lignes d’émission d’hydrogène étroites. SN2002kg a ensuite été identifié comme une variable bleue irrégulière (V37) et s’avère être une variable LBV / S Dor en éruption.

SN2004dj 

Enfin, SN2004dj était une supernova de type IIP (Type II, pour « qui contient de l’hydrogène », P pour « plateau », lorsque la courbe de lumière montre un plateau marqué, ou une phase de décroissance lente). Elle a été découverte le 31 juillet 2004 par Koichi Itagaki, un astronome japonais. Au moment de sa découverte, la luminosité de la supernova atteignait une magnitude apparente de 11,2 et une luminosité équivalente à 200 millions de fois celle du Soleil. Cependant, elle fut découverte après qu'elle eut atteint le maximum de sa luminosité. L'étoile à l'origine de cette supernova se trouve dans un amas d'étoiles jeune et compact situé dans NGC 2403. Cette supernova a été la plus lumineuse depuis SN 1987A. SN 2004dj est l'une des SN les plus proche et les plus brillantes ayant explosé récemment et elle a été particulièrement suivie, puisqu'une publication de 2018 rapporte des observations radio couvrant une large plage de fréquences et de temps, étendues de 0,24 à 43 GHz et d’environ 1 jour à 12 ans après sa découverte. Les auteurs estiment d'ailleurs dans l’article que le taux de perte en masse de l'étoile progénitrice à   ~ 1 × 10(−6)  masse solaire par an avec des vents ayant une vitesse de 10 km/s.