超新星是一种剧烈的爆炸，它发生在一些恒星的发展阶段。 一颗超新星持续几周到几个月，在此期间释放的能量可能超过太阳在100亿年内所释放的能量。 超新星能够超过它们的宿主星系。 在银河系这样大的星系中，超新星大约每50年发生一次。

如果一颗超新星发生在离地球26光年远的地方，它将吹掉我们一半的臭氧层。 一些古生物学家将附近的超新星归咎于大约4.44亿年前发生的奥陶纪-西里尔纪大灭绝事件，在此期间，60%的海洋生物死亡。 人类历史上最明亮的超新星是在1006年被整个欧亚大陆的人们观察到的，其中最详细的记录来自中国。 这颗超新星的亮度在满月的四分之一和一半之间，非常明亮，以至于它投下了阴影。

超新星以两种方式之一发生，它们也相应地被分成了不同的类型--I型超新星和II型超新星。

A Type I supernovae occur when a carbon-oxygen white dwarf, an Earth-sized stellar remnant left over from millions of years of hydrogen and helium burning, accretes enough mass to put it over the Chandrasekhar limit, which is 1.44 solar masses for a non-rotating star. Above this limit, the electron shells in the atoms making up the dwarf can no longer repel each other, and the star collapses. A stellar object containing about the mass of the Sun in a space equal to the Earth gets even smaller, until the necessary temperature and density is reached for carbon ignition. Within a few seconds, a major percentage of the carbon in the star fuses into oxygen, magnesium, and neon, releasing energy equivalent to 1029 megatons of TNT. This is enough to blow the star apart at approximately 3% the velocity of light.

II型超新星也被称为核心塌缩超新星。 它发生在一颗超过9个太阳质量的超巨星，其核心的元素一直融合到铁，而铁不再通过核聚变提供净能量。 没有净能量产生，就不能发生核连锁反应，铁核心不断积累，直到达到前面提到的钱德拉塞卡极限。 此时，它塌缩形成一颗中子星，一个包含太阳质量的物体，直径约30公里（18.6英里），相当于一个大城市的大小。 核心以外的大部分恒星也开始塌缩，但与中子星的超密度物质发生反弹，迅速融合所有剩余的轻核，形成一个类似I型超新星规模的爆炸。

由于I型超新星具有相对可预测的能量释放，它们有时被用作天文学中的标准烛光，用于测量距离。 因为它们的绝对星等是已知的，绝对星等和视星等之间的关系可以用来确定超新星的距离。