Известная история наблюдения сверхновых восходит к 185 году н. э., когда появилась сверхновая SN 185, что является самым первым появлением сверхновой звезды, зарегистрированным человечеством. С тех пор было зарегистрировано несколько других вспышек сверхновых в галактике Млечный Путь. SN 1604, появившаяся в 1604 году, — самая последняя сверхновая, наблюдавшаяся невооружённым глазом в нашей галактике.

С появлением телескопа область открытия сверхновых расширилась на другие галактики. Эти явления дают важную информацию о расстояниях, в том числе между галактиками. Позже были разработаны успешные модели поведения сверхновых, что позволило достичь большего понимания роли сверхновых в процессе звёздообразования во вселенной. Согласно современным научным взглядам сверхновые по механизму взрыва делятся на два класса — термоядерный взрыв и коллапс ядра.

История ранних веков Взрыв сверхновой, сформировавший остаток сверхновой в Парусах, скорее всего, произошёл 10 000-20 000 лет назад.

Самая ранняя зарегистрированная сверхновая, известная как HB9, могла быть обнаружена и зарегистрирована неизвестными индийскими наблюдателями в гг. до н. э.

В 185 году нашей эры астрономы зафиксировали появление яркой звезды на небе и заметили, что прошло около восьми месяцев до момента её исчезновения с неба. Было замечено, что объект сверкает, как звезда, и не перемещается по небу, как комета. Эти наблюдения согласуются с появлением сверхновой, и считается, что это самая старая подтверждённая запись о сверхновой, сделанная человечеством. Вспышка SN 185 также могла быть описана в римской литературе, однако никаких записей не сохранилось. Предполагается, что газовая оболочка RCW 86 является остатком этого события, и недавние рентгеновские исследования показывают соответствие ожидаемому возрасту. Вспышка также была описана в «Истории империи Поздняя Хань», повествующей об истории Китая с 25 по 220 год нашей эры.

В 393 г. н. э. китайцы зафиксировали появление ещё одной «гостевой звезды», SN 393, в современном созвездии Скорпиона. Дополнительные неподтверждённые вспышки сверхновых могли наблюдаться в 369 г. н. э. (маловероятно, что сверхновая), 386 г. н. э. (также маловероятно), 437 г. н. э., 827 г. н. э. и 902 г. н. э. Однако они ещё не связаны с остатками сверхновых, и поэтому остаются только кандидатами в сверхновые. За период около 2000 лет китайские астрономы зафиксировали в общей сложности двадцать таких событий-кандидатов, включая более поздние взрывы, отмеченные исламскими, европейскими и, возможно, индийскими и другими наблюдателями.

Сверхновая SN 1006 появилась в южном созвездии Волка в 1006 году нашей эры. Это была самая яркая зарегистрированная звезда, когда-либо появлявшаяся на ночном небе, её присутствие было отмечено в Китае, Египте, Ираке, Италии, Японии и Швейцарии. Возможно, это событие также было отмечено во Франции, Сирии и Северной Америке. Египетский астролог Али ибн Ридван назвал яркость этой звезды равной четверти яркости Луны. Современные астрономы обнаружили слабый остаток этого взрыва и определили, что он находился всего в 7100 световых годах от Земли.

Сверхновая SN 1054 была ещё одним широко наблюдаемым событием: астрономы зафиксировали появление звезды в 1054 году. Возможно, событие также было зафиксировано, наряду с другими сверхновыми, предками пуэблоанцев в современном Нью-Мексико в виде петроглифа в форме четырёхконечной звезды. Этот взрыв произошёл в созвездии Тельца, где образовался остаток Крабовидной туманности. На пике светимость SN 1054 могла быть в четыре раза ярче Венеры, она оставалась видимой при дневном свете в течение 23 дней и была видна в ночном небе в течение 653 дней.

Меньше записей о сверхновой SN 1181, которая произошла в созвездии Кассиопеи чуть более чем через столетие после SN 1054. Однако это событие заметили китайские и японские астрономы. Пульсар 3C58 может являться звёздным реликтом этого события. Событие обсуждалось в научном сообществе долгое время и в 2021 году было предположено, что оно явилось обнаружением звезды Вольфа-Райе, а не вспышкой сверхновой.

Датский астроном Тихо Браге был известен своими тщательными наблюдениями за ночным небом из своей обсерватории на острове Вен. В 1572 году он отметил появление новой звезды также в созвездии Кассиопеи (позже звезда была названа SN 1572). Распространённым верованием в Европе в этот период времени была аристотелевская теория о том, что космос за Луной и планетами неизменен, поэтому наблюдатели утверждали, что это явление было неким явлением в атмосфере Земли. Однако Браге заметил, что объект оставался неподвижным из ночи в ночь, никогда не меняя своего параллакса, поэтому он должен лежать далеко. Он опубликовал свои наблюдения в книге De nova et nullius aevi memoria prius visa stella (лат. «О новой и ранее невидимой звезде») в 1573 году. Именно из названия этой книги произошёл современный термин «nova» для обозначения катаклизмических переменных звёзд. В 1952 году на месте вспышки был найден источник радиоизлучения, а в 1960 году остаток сверхновой был найден в оптическом диапазоне.

В 1592 году в корейской официальной летописи короля Сонджо, правившего в Корее, были описаны четыре различных звезды-гостьи, одна из них была неподвижна более трёх месяцев. Ни одна из них не была замечена ни в Китае, ни в Европе, откуда следует, что они не были яркими. Таким образом вариант сверхновой не является полностью достоверным, однако некоторыми исследователями признаётся.

Последней сверхновой, наблюдаемой в галактике Млечный Путь, была SN 1604, которую наблюдали 9 октября 1604 года. Несколько человек, в том числе Йоханнес ван Хек, отметили внезапное появление этой звезды, но именно Иоганн Кеплер прославился систематическим изучением самого объекта. Он опубликовал свои наблюдения в работе De Stella nova in pede Serpentarii (лат. «Новая звезда в ноге Змееносца»).

Галилей, как и Браге до него, тщетно пытался измерить параллакс этой новой звезды, а затем выступил против аристотелевского взгляда на неизменное небо. Остаток этой сверхновой был идентифицирован в 1941 году в обсерватории Маунт-Вилсон. +Визуально зафиксированные сверхновые в галактике Млечный ПутьГод вспышки185100610541181157215921604СверхноваяSN 185SN 1006SN 1054SN 1181SN 1572SN 1592SN 1604СозвездиеЦентаврВолкТелецКассиопеяКассиопеяКассиопеяЗмееносецСтрана или часть света, где заметили сверхновуюКитайАзия, АфрикаАзия, АмерикаАзияЕвропа, АзияКореяЕвропа, АзияДлительность наблюдения, сутки225240710185560100365Видимая звёздная величина в максимуме -4 -6 -51 -4.52 -3.5Скорость расширения оболочки, км/с - -8 000 -7 000 -8 000 -10 000 - -10 000Остаток сверхновойRCW 86PKS 1459-41Крабовидная туманность3C 58SNR G120.1+01.4Кассиопея A3C 358Расстояние до остатка, кпк2-34285310

Наблюдение в телескоп Истинная природа сверхновых какое-то время оставалась неясной. Наблюдатели постепенно пришли к распознаванию класса звёзд, которые подвержены долговременным периодическим колебаниям светимости. И Джон Рассел Хайнд в 1848 году, и Норман Погсон в 1863 году нанесли на карту звёзды, яркость которых резко изменялась. Однако их работа не получила большого внимания со стороны астрономического сообщества. Наконец, в 1866 году английский астроном Уильям Хаггинс провёл первые спектроскопические наблюдения новой звезды, обнаружив линии водорода в необычном спектре рекуррентной новой звезды T Северной Короны. Хаггинс предложил катаклизмический взрыв в качестве основного механизма, и его исследования вызвали интерес у других астрономов.

В 1885 году немецкий астроном Эрнст Хартвиг наблюдал вспышку, подобную новой, в направлении галактики Андромеды. S Андромеды увеличились до 6-й звёздной величины, затмив собой все ядро галактики, а затем исчезла, как новая звезда. В 1917 году Джордж У. Ритчи измерил расстояние до галактики Андромеды и обнаружил, что она находится гораздо дальше, чем считалось ранее. Это означало, что S Андромеды, которая не просто лежала вдоль линии видимости галактики, а фактически находилась в её ядре, выделила гораздо большее количество энергии, чем это было характерно для новой звезды

Ранние исследования этой новой категории новых звёзд были выполнены в 1930-х годах Вальтером Бааде и Фрицем Цвикки в обсерватории Маунт-Вилсон. Они определили в S Андромеды то, что считали типичной сверхновой. И определили как взрывное событие, высвободившее радиацию, примерно равную полной энергии Солнца, за 107 лет. Они решили назвать этот новый класс катаклизмических переменных сверхновыми и постулировали, что энергия генерируется гравитационным коллапсом обычных звёзд в нейтронные звезды. Название "сверхновые " впервые было использовано в лекции Цвикки в Калифорнийском технологическом институте в 1931 году, а затем было публично использовано в 1933 году на собрании Американского физического общества.

Хотя сверхновые — относительно редкое явление, происходящее в Млечном Пути в среднем примерно раз в 50 лет, наблюдения за далёкими галактиками позволили открывать и исследовать сверхновые чаще. Первым «охоту» за сверхновыми начал Цвикки в 1933 году. К нему в 1936 году присоединился Джозеф Дж. Джонсон из Калифорнийского технологического института. Используя 45-сантиметровый телескоп Шмидта в Паломарской обсерватории, они обнаружили двенадцать новых сверхновых в течение трёх лет, сравнив новые фотопластинки с эталонными изображениями внегалактических областей.

Самые первые объекты обозначались астрономами как переменные звезды (например, звезда Хартвига в Туманности Андромеды была названа S Андромеды) или как обычные новые (Nova UMa 1912, Nova Leo 1914). Только в 1930-е годы Цвикки предложил сохраняющийся до настоящего времени принцип присвоения обозначений: SN (сверхновая), год открытия и буква латинского алфавита, показывающая порядковый номер сверхновой в данном году.

В 1938 году Вальтер Бааде стал первым астрономом, идентифицировавшим туманность как остаток сверхновой, когда он предположил, что Крабовидная туманность была остатком SN 1054. Он отметил, что, хотя она и имела вид планетарной туманности, измеренная скорость расширения была слишком велика, чтобы подпадать под эту классификацию. В том же году Бааде впервые предложил использовать сверхновые типа Ia в качестве вторичного индикатора расстояния. Позже работа Аллана Сэндиджа и Густава Тамманна помогла усовершенствовать процесс, так что сверхновые типа Ia стали своего рода стандартной меркой для измерения больших расстояний в космосе.

Первая спектральная классификация этих далёких сверхновых была проведена Рудольфом Минковским в 1941 году. Он разделил их на два типа в зависимости от того, появлялись ли линии элемента водорода в спектре сверхновой. Позже Цвикки предложил дополнительные типы III, IV и V, хотя они больше не используются, и согласно современным теориям, по-видимому, связаны с отдельными типами пекулярных сверхновых. Дальнейшее подразделение категорий спектров привело к современной схеме классификации сверхновых.

После Второй мировой войны Фред Хойл работал над проблемой образования различных наблюдаемых структур во Вселенной. В 1946 году он предположил, что массивная звезда может генерировать необходимые термоядерные реакции, а ядерные реакции тяжёлых элементов ответственны за удаление энергии, недостаток которой приводит к возникновению гравитационного коллапса. Также коллапсирующая звезда может быть вращательно нестабильной и произвести взрывной выброс элементов, которые распределяются в межзвёздное пространство. Концепция быстрого ядерного синтеза, являющегося источником энергии для взрыва сверхновой, была разработана Хойлом и Уильямом Фаулером в 1960-х годах