bélyegkép|300px|Az NGC 4526 spirálgalaxisban fellángolt SN 1994D Ia típusú szupernóva (balra lent) bélyegkép|300px|jobbra|A Kepler által megfigyelt szupernóva (SN 1604) maradványa a Spitzer űrtávcső (infravörös, a képen pirossal), a Hubble űrtávcső (látható fény, a képen sárgával) és a Chandra űrtávcső (röntgen, a képen zölddel és kékkel) képeiből összeállítva
A szupernóva a Napnál nagyobb tömegű csillag végső, nagy robbanása, melynek során a csillag luminozitása (néhány hónapon keresztül) egy átlagos galaxiséval vetekszik. Neve az égbolton új (latinul nova, azaz „új”) csillagként való feltűnéséhez kapcsolódik, régebben hívták vendégcsillagnak is. A „szuper” a kevésbé fényes nóváktól való megkülönböztetésre szolgál, melyek más okból fényesednek ki.
A szupernóva-robbanás során a csillag ledobja a külső rétegét, mely a környezetét hidrogénnel, héliummal és nehezebb elemekkel telíti. A kidobott anyag általában gömb alakban tágul, miközben egyre ritkább lesz. Ha a szupernóva-robbanás közeli por- vagy gázködöt nyom össze, ott megindíthatja újabb csillagok kialakulását, és nehezebb elemekkel szennyezheti azt a ködöt. A Napban és Földünkön található, lítiumnál nehezebb elemek léte annak köszönhető, hogy a Naprendszer keletkezésekor a közelünkben több szupernóva-robbanás történt.
A szupernóvák többször joule energiát képesek kibocsátani, nagyjából annyit, amit a Nap egész élettartama során. Megkülönböztetünk I. (ezen belül Ia, Ib és Ic) és II típusú szupernóvákat az alapján, hogy a robbanási folyamat korai színképében kimutatható-e a hidrogén. Újabban több, a hagyományos osztályozási rendszerbe nehezen besorolható szupernóvát is felfedeztek.
Az ismertebb szupernóvák közé tartozik a Nagy Magellán-felhőben fellángolt SN 1987A jelű, valamint az 1604-ben felfedezett Kepler-féle szupernóva (SN 1604). Ez utóbbi, illetve az 1572. évi Tycho Brahe-féle szupernóva (SN 1572) jelentős lökést adtak a csillagászat fejlődésének, mivel a korabeli klasszikus felfogást, amely az állandó csillagokat az éggömb változatlan részeinek tartotta, véglegesen megingatták.
Megfigyelésük története bélyegkép|300px|A Rák-köd szupernóva-maradvány a Bika csillagképben, az 1054-es szupernóva maradványa bélyegkép|300px|Anaszázi indián sziklarajz, az 1054-es szupernóva ábrázolásával, a „vendégcsillagot” a holdsarlóval ábrázolva bélyegkép|300px|Kepler szupernóvája az általa készített csillagtérképen, „N”-nel („Nova”) jelölve
A legkorábbi ismert szupernóva az SN 185, ezt kínai csillagászok jegyezték fel i. sz. 185-ben. Az emberiség írott történelmének legfényesebb csillagközi eseménye az SN 1006 megfigyelése volt a Farkas csillagképben, amelyről a Föld több pontján készültek feljegyzések. Hónapokig megfigyelték, és fényénél éjszaka akár olvasni is lehetett. Az SN 1054-et több helyről is megfigyelték (de Európából sajnos nem), ennek maradványa a Rák-köd. A Rák-köd régebbi rajzait és újabb fényképeit összehasonlítva a 20. század elején jöttek rá arra, hogy a köd tágul, és hogy a tágulás valamikor 1000 körül kezdődhetett. A galaxisunkban szabad szemmel megfigyelhető két legutolsó szupernóva (az SN 1572, ezt Tycho de Brahe fedezte fel és az SN 1604, Kepler szupernóvája) fontos volt abból a szempontból, hogy döntő bizonyítékot szolgáltatott az arisztotelészi világkép megdöntésére, mely szerint a Holdon túli világ teljesen változatlan.
A távcső feltalálása után vált lehetővé a Tejútrendszerünkön kívüli, extragalaktikus szupernóvák felfedezése, ezek közül az első az 1885-ben, az Androméda-galaxisban felfedezett S Andromedae (SN 1885A) volt. A 20. században a csillagászoknak sikerült megérteniük a különböző szupernóva-típusok működési mechanizmusát, valamint szerepüket a héliumnál nehezebb elemek létrejöttében. A nagyon távoli szupernóvák – standard gyertyaként használva – lehetőséget biztosítanak a Világegyetem korának és tágulási sebességének meghatározására: az ezekből szerzett bizonyítékok alapján a Világegyetem egyre gyorsulva tágul.
A szupernóvák felfedezése bélyegkép|300px|A felfedezett szupernóvák számának alakulása, 1993-tól külön színekkel jelölve a szupernóva-kereső programokat
Mivel a szupernóvák viszonylag ritkák (egy, a Tejútrendszerünkhöz hasonló galaxisban átlagosan 50 évenként lángol fel egy, bár például a csillagontó-galaxisokban ez sokkal gyakoribb is lehet), ezért egyszerre számos galaxis megfigyelésére van szükség a megfelelő nagyságú mintavételhez.
A más galaxisokban fellángoló szupernóvák előrejelzésére nincsen lehetőség (a Tejútrendszeren belül is csak nagyon korlátozottan), így, amikor felfedezik őket, akkor már javában zajlik a folyamat. A szupernóvák legfontosabb adata legnagyobb fényességük, ezért ennek elérése előtt, a viszonylag rövid ideig tartó fényesedő fázisban lenne a legjobb felfedezni őket. A nagyszámú amatőrcsillagász ebben jelentős segítséget nyújt, ők rendszerint vizuális módszerrel, a távcsőbe bepillantva fedezik fel a galaxisban megjelent új csillagot.
A 20. század végétől kezdve megnőtt az automatizált keresőprogramok jelentősége, számítógéppel vezérelt távcsövekre szerelt CCD-kamerák képeit erre a célra megírt szoftverekkel hasonlítják össze. Amatőrök is dolgoznak hasonló módszerekkel, de profi csillagászok is üzemeltetnek ilyen rendszereket, ilyen például a Katzman Automatic Imaging Telescope. A szupernóvák időben történő felfedezését segíti az Supernova Early Warning System (SNEWS) rendszer, mely a szupernóvák felől érkező neutrínók észlelésére koncentrál: a neutrínók a csillagok magjának összeroppanásakor indulnak útjukra, még azelőtt, hogy a csillag szupernóvaként felrobbanna, így a felfénylés előtt érkeznek a Földre, emellett a csillagközi anyag sem nyeli el őket.
A szupernóvákat távolságuk szerint kétfelé oszthatjuk: a (közeli) kis és a (távoli) nagy vöröseltolódású szupernóvákra, a kettő között a z = 0,1-0,3 vöröseltolódás-értékek mentén húzódik a határ. A közelebbi, kis vöröseltolódású szupernóvák elég fényesek ahhoz, hogy színképüket részletesen tanulmányozhassuk, így lehetőség nyílik fizikájuk alaposabb megismerésére. A nagy vöröseltolódású szupernóvák jelentősége leginkább a világegyetem tágulásának mérésében mutatkozik, standard gyertyaként felhasználva őket ugyanis megmérhető az adott galaxis távolsága, vöröseltolódásukból pedig a távolodási sebességük, amely a Hubble-állandó pontosításához szükséges.
Újabban sikerült megfigyelni régebbi szupernóvák fényhullámainak terjedését, a robbanáskor útjára induló fényimpulzus ugyanis – egy fénysebességgel táguló gömbfelületen haladva – megvilágítja az útjába kerülő csillagközi gázt és port. Az ilyen fényjelenségről megfelelő érzékenységű műszerekkel akár színképeket is felvehetünk, így korábbi szupernóvák tanulmányozására is lehetőség nyílik.
A szupernóvák osztályozása A szupernóvákat színképük alapján hagyományosan (Fritz Zwicky nyomán) két fő osztályba soroljuk, az I típusban nem láthatóak a hidrogén színképvonalai, a II típusban láthatóak.Supernova Classification – COSMOS – The SAO Encyclopedia A robbanás mechanizmusa alapján az Ia altípus mögött teljesen különböző fizikai folyamat áll, mint az Ib, Ic és II altípus mögött.
I típus: A korai spektrumban nem láthatók a hidrogén színképvonalai II típus: A korai spektrumban kimutatható a hidrogén színképvonala Ia típus: A színkép szilíciumot is tartalmaz A színkép nem tartalmaz szilíciumot IIb típus: Erős héliumvonalak „átlagos“ II típus: Domináns hidrogénvonalak Ib típus: Magas héliumtartalom Ic típus: Alacsony héliumtartalom II L típus: A fénygörbe a maximum elérése után lineárisan csökken II P típus: A fénygörbe a maximum elérése után egy ideig még magas szinten marad („plató”)
Ia típus bélyegkép|300px|Egy Ia típusú szupernóva-jelölt fantáziarajza: a fehér törpe (jobb oldalon, lent), anyagot szív el a felfúvódott, nagy méretű, de ritka vörös óriás légköréből. A fehér törpe felé áramló anyag akkréciós korongot képez, majd folyamatosan gyorsulva zuhan a fehér törpére. Amikor a fehér törpe tömege eléri a Chandrasekhar-határt, fellángol a szupernóva bélyegkép|300px|Az SN 2006bp szupernóva látható, ultraibolya és röntgenképe bélyegkép|300px|Az SN 1987A szupernóva-maradvány fejlődése, 1994–2004 között. A szupernóva által keltett, a fénysebesség mintegy egyhuszadával haladó lökéshullámrendszer beleütközött a körülbelül egy fényév átmérőjű, a progenitor által 20 000 éve ledobott gázgyűrűbe, és fénylésre késztetteKozmikus gyöngysor a Nagy Magellán-felhőben – Hírek.csillagászat.hu ; Szerző: Kiss László bélyegkép|300px|Az MCG +05-43-16 jelű távoli spirálgalaxisban majdnem pontosan egy időben robbant két szupernóva, az SN 2007ck II típusú és az SN 2007co Ia típusú szupernóva. Az Ia szupernóva mintegy tízszer fényesebb, bár az SN 2007ck már korábban elkezdett halványodni. A NASA Swift műholdjának felvétele, a látható fény tartományábanSzimultán szupernóvák – Hírek.csillagászat.hu; Szerző: Kovács József
Kisebb tömegű csillagok, melyek egy szoros kettős rendszer részei és fehér törpeként, az átmeneti végstádiumukban a kísérőcsillaguktól – amely többnyire egy vörös óriás – anyagot kapnak. Az idők folyamán több nóvakitörés is előfordulhat, melyek során a felhalmozott gázokból a hidrogén fuzionál és a fúzió végtermékei visszamaradnak. Ez a folyamat egészen addig tart, amíg a fehér törpe meg nem közelíti a Chandrasekhar-határt és így a saját gravitációja következtében olyan sűrűvé nem válik, hogy a hőmérsékleti nyomás szerepét a teljes összeomlás megakadályozásában a kvantumnyomás veszi át. A hőmérsékleti nyomás alatt működő magfúzió önszabályozó rendszer, ugyanis ha a magfúzióban felszabaduló energia hatására nő a csillag belső hőmérséklete, akkor a megnövekedő hőmérsékleti nyomás hatására kitágul a csillag, aminek következtében lehűl, és így csökken a magfúzió hevessége. A kvantumnyomás azonban független a hőmérséklettől. Így ha egy kvantumnyomás következtében egyensúlyi állapotban levő csillagban beindul valamilyen magfúziós folyamat, jellemzően szénfúzió, akkor a megnövekedő hőmérséklet hatására nem tágul ki a csillag, vagyis nem csökken a hőmérséklete, így a magfúzió szabályozatlan formában egyre hevesebbé válik és a csillag egy gigantikus méretű termonukleáris bombaként felrobban, és a magfúzióban részt vevő összes anyag rendkívül gyorsan vassá és hozzá hasonló nehéz elemekké alakul át. Ezt a jelenséget termonukleáris, vagy más néven Ia típusú szupernóvának is nevezik. Annak ellenére, hogy e folyamatban relatív alacsony tömegű csillagok vesznek részt, ezek a legfényesebb szupernóvák.