超新星爆发是某些恒星在演化接近末期时经历的一种剧烈爆炸。这种爆炸都极其明亮，过程中所突发的电磁辐射经常能够照亮其所在的整个星系，并可持续几周至几个月才会逐渐衰减变为不可见。在这段期间内一颗超新星所辐射的能量可以与太阳在其一生中辐射能量的总和相媲美。恒星通过爆炸会将其大部分甚至几乎所有物质以可高至十分之一光速的速度向外抛散，并向周围的星际物质辐射激波。这种激波会导致形成一个膨胀的气体和尘埃构成的壳状结构，这被称作超新星遗迹。超新星是星系引力波潜在的强大来源。初级宇宙射线有很大的比例来自超新星。

最早的超新星纪录是中国天文学家于AD185年看见的SN 185。纪录中最亮的超新星是SN 1006，中国和伊斯兰天文学家都有详细的记述。观测最广泛的超新星是SN 1054，它形成了蟹状星云。超新星SN 1572和SN 1604是以裸眼观测到的最后两颗银河系超新星，对欧洲天文学的发展有显著的影响，因为它们被用来反驳在月球和行星之外是不变的亚里斯多德宇宙。约翰·开普勒于SN 1604在峰值的1604年10月17日观测到它，并且持续的估计它的亮度，直到第二年亮度暗淡到裸眼看不见才停止。它是那个时代的人观测到的第二颗超新星（继第谷·布拉赫的仙后座SN 1572之后）。

由于望远镜的发展，发现超新星的领域已近扩大到其他的星系。在1885年观察到仙女座星系的超新星仙女座S。美国天文学家鲁道夫·闵可夫斯基和弗里茨·兹威基在1941年开启了现代的超新星分类计划。在1960年代，天文学家发现超新星爆炸的最大强度可以作为天文距离的标准烛光，因而测量出天体的距离。最近，观测到一些最遥远的超新星比预期的黯淡，这个现象支持了宇宙加速膨胀的观点。为重建没有书面纪录的超新星观测，开发了新技术，从超新星仙后座A的日期，侦测到来自星云的回光事件。从温度的测量和来自钛-44的γ射线衰变，估计出超新星遗迹RX J0852.0-4622的年龄。在2009年，从南极冰沉积物的硝酸含量的匹配，发现过去超新星事件的时间。

185年12月7日，东汉中平二年乙丑，中国天文学家观测到超新星185，这是人类历史上发现的第一颗超新星。该超新星在夜空中照耀了八个月。《后汉书·天文志》载：“中平二年（185年）十月癸亥，客星出南门中，大如半筵，五色喜怒，稍小，至后年六月消”。

1006年4月30日：位于豺狼座的SN 1006爆发，它可能是有史以来人们记录到的视亮度最高的超新星，据推断其亮度达到了-9等。据现代天文学家推测：“在1006年的春天，人们甚至有可能能够借助它的光芒在半夜阅读。”在中国宋朝，这颗超新星由司天监周克明等人发现，因而将它称作周伯星。在《宋史·天文志》卷五六中记载为：“景德三年四月戊寅，周伯星见，出氐南，骑官西一度，状如半月，有芒角，煌煌然可以鉴物，历库楼东。八月，随天轮入浊。十一月复见在氐。自是，常以十一月辰见东方，八月西南入浊。”

1054年7月4日：产生蟹状星云的一次超新星爆发，这次客星的出现被中国宋朝的天文学家详细记录，《续资治通鉴长编》卷一七六中载：“至和元年五月己酉，客星晨出天关之东南可数寸（嘉祐元年三月乃没）。”日本、美洲原住民也有观测的记录。

1572年11月初（可能在2日到6日之间）：仙后座的超新星（第谷超新星）爆发，丹麦天文学家第谷有观测的记录，并因此出版了《De Nova Stella》一书，是新星的拉丁名nova的来源。据估计这颗超新星的绝对星等有-15.4等，距地球7500光年；它最高时的视亮度有-4等，可以与金星相比。

1604年10月9日：蛇夫座的超新星（开普勒超新星），德国天文学家开普勒有详细观测的记录，这是迄今为止银河系里最后一颗被发现的超新星，视星等为-2.5等，距地球6000光年。它曾被伽利略用作反驳当时亚里士多德学派所谓上天永远不变的理论。

1885年8月19日：位于仙女座星系的超新星SN 1885A（仙女座S）被爱尔兰业余天文学家艾萨克·瓦德（Issac Ward）在贝尔法斯特发现，这是人类首次发现河外星系中的超新星，也是至今在仙女座星系中发现的唯一一颗超新星。

1987年2月24日：位于大麦哲伦星云的超新星1987A在爆发后的数小时内就被发现，是现代超新星理论第一次可以与实际观测比较的机会。它距地球约为五万一千四百秒差距，最亮时视星等为3等。

2006年9月18日：距地球2.38亿光年的超新星SN 2006gy爆发（曾被假设是不稳定对超新星，但没有得到证实），是有史以来观测到的最强烈的超新星爆发。

天文学家给予超新星的分类代码是很自然的分类：从超新星观测到的光给予类型的数值，不一定是它的起因。例如，Ia超新星的祖恒星是蜕化的白矮星，因融合失控点火产生的；光谱类型相似的Ib/c超新星的祖恒星是大质量的沃夫–瑞叶星由核心坍缩点燃。下面总结了天文学家认为是对超新星最合理的解释。、

白矮星可能从伴侣恒星吸积到足够的质量，使核心的温度提高至足够点燃碳融合，此时它会发生失控完全破坏了它。这种爆炸在理论上有三种途径可以发生：从伴星稳定的吸积质量，两颗白矮星的碰撞，或是在吸积的壳层点火，然后引燃。但是仍不清楚其中何者是主要的机制。尽管还不能确定Ia超新星是如何的产生，但Ia超新星有非常均匀的属性，是星系间距离有用的标准烛光。但对性质上渐进的变化或高红移在不同频率的异常光度，光度曲线和光谱是别上的微小变化，一些校准上的补偿是需要的。

有几种方式可以形成这种类型的超新星，但它们共用一个基础的机制。如果一颗碳-氧白矮星吸积到足够的质量，达到钱德拉塞卡极限的大约1.44太阳质量（M☉）（对不自转的恒星），它将不再能以电子简并压力支撑其巨大的等离子体体，并且开始坍缩。然而，看法是通常尚未达到这个极限，已经获得足够高的温度和密度，可以在核心引燃碳融合。通常在接近极限之前（大约接近至1%），就已经坍缩了。

在几秒钟内，白矮星相当大一部分的物质会发生核聚变，释放出足够的能量（1–2×1044J），解除恒星的束缚，发生超新星爆炸。产生向外膨胀的激波与物质达到5,000-20,000km/s，或大约3%光速的速度。同时亮度也大幅的增加，绝对星等可以达到 -19.3等（或比太阳亮5亿倍），而且只有少量的变异。

形成这类超新星的是密接的联星。两颗星中教大的一颗先演化离开主序带，并膨胀成为一颗红巨星。这两颗恒星共享一个包层，造成它们相互间的轨道缩小。较大的这颗恒星然后倾卸掉它大部分的包层，失去质量直到它的核心不能再继续进行核聚变。在这个点上，它成为一颗主要由碳和氧构成的白矮星。最后，它的伴星也演化离开主序带成为红巨星。来自巨星的物质被白矮星吸积，导致白矮星的质量持续的增加。尽管基本的模型被普遍接受，但精确的萌生和爆炸产生重元素细节还不清楚。

Ia新星遵循着一个特征的光度曲线－亮度作为时间函数的关系图－ 爆炸后，这个亮度因为从镍-56 经过钴-56到铁-56的放射性衰变而产生变化。正常Ia超新星光度曲线的峰值是非常一致的，最大值是绝对星等-19.3等。这使它能够成为次要的标准烛光，可以用来测量其宿主星系的距离。

另一种Ia超星的爆炸涉及两颗白矮星的合并，加起来的质量可能超过钱德拉塞卡极限。这一类型的爆炸还有许多的变化，并且在许多情况下可能没有超新星，但预期它们的光度曲线会比正常的Ia超新星爆炸宽阔与较低的光度。

当白矮星的质量超过钱德拉塞卡极限，将会有光度异常的Ia超新星，而由不对称性可能会有进一步增强的类型，但喷射物质的动能会少于正常的动能。

非标准的Ia超星没有正式的子分类。曾经建议将氦吸积在白矮星上，光度较黯淡的超星分类为Iax，而这种类型的超新星可能不会将祖白矮星完全摧毁，而能留下一颗僵尸恒星。

一种特殊的非标准型Ia超新星发展出氢和其他的，发射的谱线给出了外观正常的Ia和IIn超新星之间的混合物，例如SN 2002ic和SN 2005gj。这种超新星曾经被标记为Ia/IIn、Ian、IIa、IIan。

当大质量恒星突然变得无法支撑核心维持抵抗自身的引力，会经历核心崩溃；这是除了Ia超新星之外，其它所有类型的超新星形成的原因。这种崩溃的结果会导致恒星的外层剧烈爆炸，成为超新星，或者释放的引力势能不足而坍塌成为黑洞或中子星与少量的辐射能量。有几种不同的机制可以造成核心坍缩：电子捕获、超越钱德拉塞卡极限、成对不稳定、或是光致蜕变。当恒星发展出铁芯，因为电子简并压力不足以支撑超过钱德拉塞卡极限的质量，于是核心坍塌成为中子星或黑洞。跟着氧融合的爆炸，在氧/氖/镁核心的电子捕获是造成引力坍缩的原因，具有非常相似的结果。在大量的核心氦后燃烧产生电子-正子对移除热力学的支援，导置初始的坍塌与后续的失控核聚变，结果就是成对不稳定超新星。足够大和热的恒星核心可能产生γ射线，能量足够直接引发光致蜕变，这将导致核心彻底的崩溃。

下表列出已知核心坍塌原因的大质量恒星、恒星的种类、关联的超新星类型和产生的残骸。金属量是除了氢和氦之外，其他元素和太阳中含量的比值。初始质量是成为超新星之前的质量，是太阳质量的好几倍，然而当时这颗超新星的质量可能已经低了许多。

在表中未列出IIn超新星。它们可能由不同类型的潜在祖恒星经由不同途径形成，甚至可能由Ia的白矮星引燃。虽然看起来大部分都是在明亮的巨星或超巨星（包括LBVs），经由铁芯崩溃形成的。窄光谱线是它们被如此命名的原因，因为这类超新星展开的拱星物质小而浓密。看起来IIn超新星是货真价实的假超新星，只是高光度蓝变星的大规模喷发，类似于海山二。在这些事件中，新喷发的物质通过激波与之前喷发的物质相互作用，产生窄吸收谱线。

长久以来一个围绕着超新星研究的谜团是，如何解释爆炸后产生的剩余致密物质相对内核会有一个如此高的速度。（已经观测到作为中子星的脉冲星具有很高的速度，理论上黑洞也会有很高的速度，但当前还很难通过孤立的观测来证实。）不管怎样，能够推动物质产生如此速度的作用力应该相当可观，因为它能够使一个质量大于太阳的物体产生500千米/秒甚至以上的速度。一般认为这个速度产生于超新星爆炸时的空间不对称性，但具体这个动量是通过何种机制传递的仍然不得而知。有些解释认为，这种推动力包含了星体坍缩时的对流和中子星形成时产生的喷流。

这张由X射线和可见光的合成图描述了从蟹状星云核心区域发出的电磁辐射。从中心附近的脉冲星所释放的粒子速度可接近光速。这颗中子星的速度约为375千米/秒

具体而言，这种内核上方产生的大尺度对流能够造成局部的元素丰度变化，从而在坍缩期间导致不均衡分布的核反应，经反弹后产生爆炸。而喷流解释则认为，中心的中子星对气体的吸积作用会形成吸积盘，并产生高度方向性的喷流，从而将物质以很高的速度喷射出去，同时产生横向的激波彻底摧毁星体。这些喷流可能是导致超新星爆发的重要因素。（一个类似的模型也被用来解释长伽玛射线暴的产生。）

已经通过观测证实了在Ia型超新星的爆发初始存在有空间上的不对称性。这一结果可能意味着这类超新星的初始光度与观测角度有关，不过随着时间的推移这种爆炸会变得更为对称。通过对初始状态的出射光的偏振进行测量，这种不对称性就可以被探测到。

由于Ib、Ic以及多种II型超新星具有类似的机制模型，它们被统称为核坍缩超新星。而Ia型超新星与核坍缩超新星的基本区别在于在光度曲线峰值附近所释放的辐射的能量来源。核坍缩超新星的原始恒星都具有延伸的外层，并且这种外层达到一定透明度所需的膨胀量较小。光度曲线峰值处的光辐射所需的大部分能量都来自于加热并喷射外层物质的激波。

而与之不同的是，Ia型超新星的原始恒星是致密的，并且要比太阳小得多（但质量仍然大得多），因此这种致密星体如要变得透明需要进行大幅的膨胀（以及冷却）。爆炸产生的热在星体膨胀的过程中被消耗，从而无法促使光子产生。事实上，Ia型超新星所辐射的能量完全来自爆炸中产生的放射性同位素的衰变，这主要包括镍-56（半衰期6.1天）和它的衰变产物钴-56（半衰期77天）。从放射性衰变中辐射的伽玛射线会被喷射出的物质吸收，这些物质因此被加热到白炽状态。

在核坍缩超新星中，随着喷射出的物质逐渐膨胀并冷却，放射性衰变最终也会成为光辐射的主要能量来源。一颗明亮的Ia型超新星能够释放出0.5至1倍太阳质量的镍-56，但核坍缩超新星所释放的镍-56通常只有0.1倍太阳质量左右。

尽管我们思考的超新星事件主要是可见光发光的部分，但是电磁辐射只是爆炸产生的轻微副作用。特别是核心崩溃的超新星，发出的电磁辐射事件只是总能量的一小部分。

在不同类型的超新星，能量产生的不同和平衡才是他们之间根本上的区别。在Ia型，白矮星的爆炸，大部分的能量流向重元素合成和喷发物的动能。核坍缩的超新星，绝大部分的能量经由中微子排放，在明显地主要爆炸时，99%以上的中微子已经在坍缩开始后的几分钟内逃逸了。

Ia型超星从核聚变失控的碳氧白矮星获得它们的能量。但还未能完全塑造能量的细节，而最终的结果是以高动能抛射出整颗恒星的原始质量。大约半个太阳质量的Ni是从硅燃烧成。Ni是放射性物质，半衰期为6天，会经由正电子发射辐射出γ射线蜕变成Co。Co本身又会以77天的半衰期经由正电子衰变成为稳定的Fe。这两种过程负责提供来自Ia超新星的电磁辐射。在结合喷发物质透明度的变化，它们产生急剧下降的光变曲线。

核心坍缩超新星的平均是亮度必Ia型超新星低，但总能量却高得多。这来自于核心坍缩的引力势能，最初从崩溃的原子核产生电子中微子，紧接着所有的味（flavours）由过热中子星的核心释出。大约只要1%的这些中微子，就有足够的能量可以造成恒星外层的超新星爆炸，但当前的模型还不足以提供细节。动能和镍的量要比Ia超新星低一些，因此视亮度比较低，但来自数倍于太阳质量氢的电离能量可以贡献下降得更缓慢，并使核心坍缩超新星的光度在较高阶段。

在一些核心坍缩的超新星，会回退到黑洞驱动着相对论性喷流，这能会产生短暂、高能且定向的伽马射线暴，也将能量进一步的传输给实质物质喷流。这是产生高光度超新星的一个方案，被认为是极超新星和持续时间较长的伽马射线爆发的成因。如相对论性喷流过于短暂，不能穿透恒星外的包层，然后就可能产生低光度的伽马射线爆发，这颗超新星就可能是低亮度的。

当一颗超新星发生在低密度的星周云内时，它可能会产生激波，可以有效地将大量的动能转换成电磁辐射。虽然最初的爆炸能量是完全正常产生的超新星，也会有高亮度和延长的持续时间，这是因为他不依赖指数型的放射性衰变。这种类型的事件可能造成IIn型超新星。

虽然不稳定对超星是核心坍缩超新星，光谱和光变曲线类似IIp超新星，追随着核心坍缩之后自然的爆炸更像是碳氧和硅核聚变失控的巨型Ia型超新星。质量最高事件的总能量释放，媲美于其它核心坍缩超新星，但中微子的产生被认为很低，因此动能和电磁辐射能量是非常高。这些恒星的核心远比任何的白矮星巨大，放射性镍的数量和抛出的其它种元素也会更多，因此视觉光度会高出好几个数量极。

最近一次观测到银河系的超新星是 1604年的开普勒之星（SN 1604）；回顾性的分析已经发现两个更新的残骸。对其它星系的观测表明，在银河系平均每世纪会出现三颗超新星，而且以天文观测设备，这些银河超新星几乎肯定会被观测到。它们作用的角色丰富了星际物质与高质量的化学元素。此外，来自超新星向外膨胀的激波可以触发新恒星的形成。

由中国北京大学研究员东苏勃领导的一个国际研究团队14日宣布，他们观测到人类历史上记载的迄今最强的超新星爆发，最高亮度相当于5700亿个太阳。

2024年8月，中国科学院云南天文台捕捉到了超新星爆炸中的“激波突破信号”。

据《中国国家天文》杂志消息，由北京大学科维理天文与天体物理研究所“”研究员东苏勃领导的一支国际团队发现了一颗超新星。

这一最新研究成果是在2015年夏天发现的，之后以东苏勃为第一及通讯作者身份发表在2016年1月15日出版的《科学》（Science）杂志上。文章介绍，ASASSN-15lh距离地球38亿光年，属于罕见的“极亮型超新星”家族中的一员。它的发现有望为天文学家揭开极亮型超新星的爆发之谜提供重要线索。

《中国国家天文》称，超新星是恒星在生命终点的剧烈爆发现象。近两千年前，中国天文学家在《后汉书》中记载了人类史上最早的超新星爆发。这颗现称为 SN 185的超新星被天文学家划归为Ia型。自那以来，人类记录了上万颗超新星爆发，其中最常见的类别就是Ia型。而2015年夏天发现的一颗超新星震惊了天文界——其爆发强度超过了Ia型超新星约两百倍，是记录保持者的两倍以上。

ASASSN-15lh达到的最高光度比太阳要强5700亿倍，是整个银河系千亿颗恒星总光度的20倍左右。东苏勃在研究成果中称：“ASASSN-15lh是迄今为止人类记录到的最强的超新星爆发。由于它辐射的能量太高，超新星理论难以对它的爆发机制和能量来源给予令人满意的解释。”

ASASSN-15lh是在2015年6月份由两架14厘米口径的望远镜发现的。在ASASSN-15h发现当天，东苏勃和其合作者立即将有关讯息公开给全球的超新星研究者，以便人们能够更快地、更好地进行观测。ASASSN-15lh引起了天文学家们的强烈兴趣，世界上诸多大型望远镜和美国NASA的“雨燕”太空望远镜马上开始了后续观测。时至今日，研究者们还在从光学到X射线到射电等诸多波段观测这颗超新星。

在与同事何塞·普利艾特教授（智利迪亚哥伯达里斯大学）和斯坦尼克教授讨论后，东苏勃突然意识到ASASSN-15lh可能属于极亮型超新星。根据他的推测，若ASASSN-15lh距离我们38亿光年远，那么它最突出的谱线特征与2010年发现的一颗极亮超新星的光谱极为匹配。如果这个推断是正确的，就应该可以在特定波长上看到超新星光线穿过宿主星系中气体产生的吸收谱线。而预期中的特征吸收谱线波长较短，需要利用覆盖足够蓝端光谱的仪器才能观测到。在接下来的几天，东苏勃和同事们联系到了三架可拍摄蓝端光谱的望远镜，可惜数次观测都由于天气原因和仪器故障功亏一篑。十天之后，10米口径的“南非巨型望远镜”（SALT）终于成功地拍摄到了所需光谱，东苏勃的推断被证实。

《中国国家天文》称，2015年7月1日北京时间凌晨两点，东苏勃收到了南非望远镜的观测信息。他说：“当看到南非望远镜拍摄的光谱并意识到我们发现了史上最强的超新星爆发，我兴奋得彻夜难眠。”

东苏勃是中科院“宇宙结构起源”战略先导专项的核心成员。国家天文台领衔的这项战略先导专项，打造了国内外先进望远镜综合观测网络，着力培育包括时域天文学在内的多个科学前沿领域的发展和突破。此项极端超新星的发现，也是我国科学家在时域天文学领域摘取的一项硕果。

天文学界认为，超新星处于许多不同天文学研究分支的交汇处。超新星作为许多种恒星生命的最后归宿，可用于检验当前的恒星演化理论。