當一顆恆星爆炸時，會形成超新星，在過程中產生巨大的衝擊波。超新星爆發是某些恒星在演化接近末期時經歷的一種劇烈爆炸。這種爆炸度極其明亮，過程中所突發電磁輻射經常能夠照亮其所在的整個星系，並可持續幾周至幾個月（一般最多是兩個月）才會逐漸衰減變為不可見。在這段期間內一顆超新星所輻射的能量可以與太陽在其一生中輻射能量的總和相媲美。

超新星是某些恒星在演化接近末期時經歷的一種劇烈爆炸。這種爆炸都極其明亮，過程中所突發的電磁輻射經常能夠照亮其所在的整個星系，並可持續幾周至幾個月才會逐漸衰減變為不可見，而期間內一顆超新星所輻射的能量可以與太陽在其一生中輻射能量的總和相當。恒星通過爆炸會將其大部分甚至幾乎所有物質以可高至十分之一光速的速度向外拋散，並向周圍的星際物質輻射激波。這種激波會導致形成一個膨脹的氣體和塵埃構成的殼狀結構，這被稱作超新星遺跡。超新星是星系引力波潛在的強大來源。初級宇宙射線有很大的比例來自超新星。

超新星比新星更有活力。超新星的英文名稱為 supernova，nova在拉丁語中是“新”的意思，這表示它在天球上看上去是一顆新出現的亮星（其實原本即已存在，因亮度增加而被認為是新出現的）；字首的super-是為了將超新星和一般的新星有所區分，也表示超新星具有更高的亮度。超新星這個名詞是沃爾特·巴德和弗裏茨·茲威基在1931年創造的。

超新星可以用兩種方式之一觸發：突然重新點燃核聚變之火的簡並恒星，或是大品質恒星核心的重力塌陷。在第一種情況，一顆簡並的白矮星可以通過吸積從伴星那兒累積到足夠的品質，或是吸積或是合併，提高核心的溫度，點燃碳融合，並觸發失控的核聚變，將恒星完全摧毀。在第二種情況，大品質恒星的核心可能遭受突然的引力坍縮，釋放重力勢能，可以創建一次超新星爆炸。

最近一次觀測到銀河系的超新星是1604年的開普勒之星（SN 1604）；回顧性的分析已經發現兩個更新的殘骸。對其他星系的觀測表明，在銀河系平均每世紀會出現三顆超新星，而且以現在的天文觀測設備，這些銀河超新星幾乎肯定會被觀測到。它們作用的角色豐富了星際物質與高品質的化學元素。此外，來自超新星向外膨脹的激波可以觸發新恒星的形成。

超新星是生成比氧重的元素的關鍵來源。這些元素中，鐵-56以及比它輕的元素的生成來自核聚變，而比鐵重的元素都來自超新星爆炸時進行的核合成。儘管存在爭議，超新星確實是最有可能的進行r-過程的候選場所，r-過程是核合成在高溫以及高中子密度時進行的一種快速形式。反應中有大量高度不穩定的原子核產生，這些原子核都含有過剩數量的中子。這些狀態不穩定，經過快速的β衰變而達到更穩定的狀態。

r-過程有可能發生在II型超新星的爆發中，有半數左右豐度的比鐵重的元素都會在其中產生，其中包括鈈、鈾、鉲等元素。與之能相提並論的其他產生重元素的過程只有在衰老的紅巨星內發生的s-過程，但這一過程進行起來要慢得多，而且不能產生比鉛更重的元素。

超新星爆發後的遺跡包括一個中央的緻密星體和因激波而快速向外擴散的物質。這些物質在快速膨脹的狀態下掃過周圍的星際物質，這種狀態能夠持續長達兩個世紀。其後它們將經歷一個絕熱膨脹的過程，進而再用一萬年左右的時間逐漸冷卻並與周圍的星際物質混合。

根據天文學中的標準理論，大爆炸產生了氫和氦，可能還有少量鋰；而其他所有元素都是在恒星和超新星中合成的。超新星爆發令它周圍的星際物質充滿了金屬（對於天文學家來說，金屬就是比氦重的所有元素，與化學中的概念不同）。這些合成的金屬豐富了形成恒星的分子雲的元素構成，所以每一代的恒星（及行星系）的組成成分都有所不同，由純氫、氦組成到充滿金屬的組成。超新星是宇宙間將恒星核聚變中生成的較重元素重新分佈的主要機制，不同元素的所有的分量對於一顆恒星的生命，以至圍繞它的行星的存在性都有很大的影響。

膨脹中的超新星遺跡的動能能夠壓縮凝聚附近的分子雲，從而啟動一顆恒星的形成。如果氣體雲無法釋掉過多的能量，增大的湍流壓也能阻止恒星形成。

在太陽系附近的一顆超新星爆發中，借助其中半衰期較短的放射性同位素的衰變產物所提供的證據能夠瞭解四十五億年前太陽系的元素組成，這些證據甚至顯示太陽系的形成也有可能是由這顆超新星爆發而啟動的。由超新星產生的重元素經過了和天文數字一樣長的時間後，這些化學成分最終使地球上生命的誕生成為可能。

如果一顆超新星爆發的位置非常接近地球以至於它能夠對地球的生物圈產生明顯的影響，這樣的超新星被稱為近地超新星，它們到地球的距離粗略為一百光年以內。超新星對類地行星所產生的負面影響的主要原因是伽瑪射線：對地球而言，伽瑪射線能夠在高空大氣層中引起化學反應，將氮分子轉化為氮氧化物，並破壞臭氧層使地球表面暴露於對生物有害的太陽輻射與宇宙射線之下。據認為一顆近地超新星引起的伽瑪射線暴有可能是造成奧陶紀-志留紀滅絕事件的原因，這造成了當時地球近60%的海洋生物的消失。

有關近地超新星爆發的預測通常集中在有可能形成II型超新星的大品質恒星上，而在距太陽幾百光年的範圍內確實有幾顆主要恒星有可能在短至一千年的時間內成為超新星；一個典型的例子是參宿四，它是一顆距地球427光年的紅超巨星。不過值得注意的是，一般認為這些預測中的超新星對地球幾乎不會產生任何影響。

根據近來的推算，一顆II型超新星的爆發若要摧毀地球上臭氧層的一半，它距地球的距離需要小於8秒差距（合26光年）。這類預測的結果主要與對大氣層建立的模型有關，而它所用到的輻射通量來自對大麥哲倫星雲內II型超新星SN 1987A的測量值。當前對在地球周圍10秒差距範圍內超新星爆發的幾率的預測所得的的結果差別很大，從每一億年一次到每一百億年一次不等。

如果Ia型超新星的爆發距地球足夠近，它們被認為是潛在的極大危險，這是由於它們都形成于普通的黯淡的白矮星，從而一顆Ia型超新星有可能在人們始料未及的情形下在一個未被認真研究過的恒星系統中爆發。有理論認為Ia型超新星影響地球的範圍是1000秒差距以內（合3300光年），已知的最近候選者是飛馬座IK。

1996年伊利諾伊大學香檳分校的天文學家在理論上推測，有可能能夠從地層中的金屬同位素來探測地球過去受到超新星影響的痕跡。隨即經慕尼克工業大學的研究人員報告，在太平洋的深海岩層中探測到了因近地超新星造成的鐵-60的富集。

在未來的幾千年至幾億年中，銀河系中的多個大恒星都被認為有可能成為超新星，它們包括螣蛇十二、海山二、蛇夫座RS、天蠍座U、KPD1930+2752、HD 179821、IRC+10420、大犬座VY、參宿四、心宿二和角宿一。

很多沃爾夫-拉葉星，例如天社一、WR 104、以及五合星團中的成員星，都被認為是在“近”未來中成為超新星的候選恒星。

距離地球最近的超新星候選者是飛馬座IK（HR 8210），它距地球只有150光年。它是一個由一顆主序星和一顆白矮星組成的密近雙星系統，兩者相距僅為三千一百萬千米。據估計其中白矮星的品質約為太陽的1.15倍，大約在幾百萬年後白矮星將通過吸積增長到足夠的品質，從而演化為一顆Ia型超新星。

超新星宇宙學計畫（Supernova Cosmology Project）是應用來自Ia超新星的紅移資料研究加速宇宙和因此宇宙常數是正值可能性的兩個研究小組之一。這個專案的主持人是勞倫斯伯克利國家實驗室的索羅·珀爾穆特，成員來自澳大利亞、智利、法國、西班牙、瑞典、英國和美國，總計31人。

這個發現被科學雜誌評選為"1998年的突破"，並且和高紅移超新星搜索隊共同獲得2007年的宇宙學格魯獎。在2011年，珀爾穆特和高紅移團隊的亞當·裏斯與布萊恩·施密特共同獲得諾貝爾物理獎。

2014年，因“基礎性地發現與探索中微子震盪，顯示出超越粒子物理學標準模型的新領域”，施密特、裏斯與高紅移超新星搜索隊成員、珀爾馬特與超新星宇宙學計畫實驗團隊共同榮獲2015年基礎物理學突破獎。

超新星早期預警系統 (SNEWS)是個檢測中微子的網路，可以為天文學家提供銀河系或鄰近的星系，像是大麥哲倫星系、大犬座矮星系等的超新星早期預警。在紅巨星等恒星坍縮時，在核心會產生大量的中微子。在目前的模型中，這些中微子是在超新星的亮度高峰之前發出的，所以原則上中微子檢測器可以提前給天文學家一個超新星已經產生，可能很快就能看到的警訊。來自超新星SN 1987A的中微子脈衝在光子抵達之前3小時就已經被工作中的SNEWS檢測到。

目前SNEWS的成員包括Borexino、超級神岡、LVD、SNO和IceCube。目前SNO 正在進行升級為SNO+的計畫，暫時不能參與檢測工作。

截至2011年6月，SNEWS沒有提供任何的超新星警訊。

目前已知的超新星觀測史可以追溯到西元185年時的SN 185，這是人類有記載最早的一顆超新星。自此之後，人類在銀河系內曾觀測到過其他一些超新星，其中SN 1604是在銀河系中觀測到的最後一顆超新星。

隨著望遠鏡的發展，超新星的觀測範圍已擴展到了其他星系。這些發現為瞭解星系間的距離提供了重要的資訊。同時，人類已建立了完善的超新星模型，對於超新星在恒星演化過程中的作用也獲得了越來越多的認識。

西元185年（東漢中平二年），中國天文學家在天空中發現了一顆耀眼的亮星，這一亮星總共出現了8個月的時間才在天空中消失。它如同恒星一樣閃耀，且不像彗星一樣劃過天空。這些觀測記錄都與超新星相符，因而其被認為是人類有記載的最古老的一顆超新星。SN 185可能還在羅馬文學中有過記載，但已沒有存世的記錄。氣體殼層RCW 86被懷疑是這次超新星爆發的殘骸，目前關於此的X射線研究與預期的年代有著很好的吻合。

西元393年（東晉太元十八年），中國在天蠍座的範圍內觀測到了另一顆客星——SN 393。其他一些未經證實的超新星爆發可能分別在369年（東晉太和四年）、386年（東晉太元十一年）、437年（北魏太延三年）、827年（唐大和元年）、902年（唐天複二年）被觀測到。由於這些觀測記錄尚沒有超新星殘骸與之對應，因而目前還不能確定是否是超新星。在約2000年的時間內，中國天文學家總共記錄了20次可能的超新星爆發，其中後期的一些爆發事件也被伊斯蘭教徒、歐洲人、或許還有印度人等所記錄。

西元1006年，SN 1006在豺狼座被觀測到。這是人類觀測到的視亮度最高的一顆超新星，在中國、埃及、伊拉克、義大利、日本與瑞士等地都有記錄。同時，法國、敘利亞、北美也可能有相應的記錄。古埃及天文學家阿爾·本·裏端（Ali Ibn Ridwan）稱其視亮度達到了月球視亮度的四分之一。現代天文學家發現了此次爆發的殘骸，並計算出其距離地球僅有7100光年。

西元1054年觀測到的SN 1054（中國古代稱其為天關客星）是另一次有廣泛記載的超新星爆發，來自阿拉伯、中國、日本的天文學家都有相應的記錄。同時，美洲土著阿那薩齊人可能也在岩石畫中記錄了這一事件。這次爆發發生在金牛座，還產生了蟹狀星雲。SN 1054的峰值光度可能達到了金星的四倍，其曾在23個白天與653個夜間可見。

在SN 1054出現的一個世紀之後，中國與日本的一些天文學家在仙后座觀測到了SN 1181超新星。脈衝星3C58被認為可能是SN 1181爆發的殘骸。

丹麥天文學家第穀·布拉赫以其在汶島（Hven）對於夜空的細緻觀測而知名。1572年，他在仙后座觀測到了一顆超新星的爆發。這顆超新星後來被稱為SN 1572（第穀超新星）。1960年代，其殘骸被發現。

當時歐洲的主流觀點是亞里斯多德所認為的在月球與行星之外一切天體都永不改變。因此，一些觀測者認為超新星爆發的現象來自於地球大氣層的內部。而第穀則注意到其在天空中的位置從不改變（即視差不變），因而它必定來自距離很遠的地方。1573年，它據此出版了一本名為《新星》（De Stella Nova）的小書。新星的拉丁名稱nova便來自於該書的書名。

最後一顆在銀河系中發現的超新星是於1604年10月9日被觀測到的SN 1604。好些人都注意到了這顆星的突然出現，不過只有約翰內斯·開普勒對此進行了系統性的研究。之後，他出版了《蛇夫座足部的新星》（De Stella nova in pede Serpentarii）一書。

伽利略·伽利萊，與他之前的第穀一樣，在試圖計算這顆新星的視差時失敗了，因此他開始反對亞里斯多德的天體永不改變的觀點。這顆超新星的殘骸於1941年在威爾遜山天文臺被找到。

在相當一段時間內人們仍不瞭解超新星的實質。觀測者們逐漸認識到一類天體有著長週期光度波動。約翰·羅素·欣德在1848年、諾曼·羅伯特·普森在1863年都曾將亮度發生突變的天體製成圖表。不過，這些研究並沒有引起天文學界的廣泛關注。1866年，威廉·希金斯（William Higgins）第一次對新星進行光譜觀測，發現了再發新星北冕座T有著不尋常的氫譜線。希金斯提出了大爆發的可能性，他的研究也引起了其他天文學家的興趣。

1885年，恩斯特·哈特維希（Ernst Hartwig）在愛沙尼亞觀測到了在仙女座星系方向出現的一次類似新星的爆發。這次後來被命名為SN 1885A（仙女座S）的爆發最亮時視星等為6等，照亮了整個星系核，之後其衰減的方式也非常類似于新星。不過，1917年喬治·威利斯·裏奇（George Willis Ritchey）測量到仙女座星系的距離時發現它比遠本預計的更為遙遠。這意味著仙女座S並不僅僅是出現的仙女座星系方向上，而是位於星系核內，其釋放的能量也遠比普通的新星更大。

1930年代，沃爾特·巴德和弗裏茨·茲威基在威爾遜山天文臺對於這種新星的新類型展開了研究。他們認為仙女座S是一顆典型的超新星，其輻射能量可以達到太陽在107年中輻射的總能量。他們將其稱為激變超新星，並認為其能量是由恒星引力坍縮為中子星而產生的。

儘管超新星是相對而言稀有的事件，平均每個世紀在銀河系中僅出現一次，但對遙遠星系的觀測使我們能夠更經常性地發現超新星。1941年，魯道夫·閔可夫斯基最先對這些超新星進行分類。他根據其光譜中是否有氫譜線將它們分為兩類。茲威基還曾提出過III、IV、V型的新分類，不過目前已不再使用。後來對於光譜類別的細分則產生了當前使用的超新星分類法。

第二次世界大戰後，弗雷德·霍伊爾開始研究宇宙中不同元素的形成。1946年，他提出大品質恒星能夠產生熱核反應，而重元素的核反應會導致引力坍縮的發生。處於坍縮中的恒星將變得不穩定，從而元素能通過爆發被散佈到星際空間之中。1960年代，霍伊爾和威廉·福勒發展了快速核聚變導致超新星爆發的理論。

1973年，惠蘭（Whelan）和伊本（Iben）提出了Ia超新星從伴星處獲得品質的標準模型。當時，NGC 5253中的SN 1972e已被觀測到一年以上，它被發現在其峰值亮度過後，以每天0.01等的穩定速率逐漸衰減。同時，這與半衰期為77天的鈷-56衰減速率幾乎相同。這一模型預言爆發會形成相當於一個太陽品質的鎳-56。鎳-56的半衰期為6.8天，鈷與鎳的放射性衰變提供了這一超新星後期的輻射能量。由於其理論模型對於能量產生與衰減速率的計算與對SN 1972e的觀測結果相一致，於是這一模型很快就被接受。

基於對許多Ia超新星光變曲線的研究，發現它們都有著相同的峰值光度。通過其光度，便能夠很好地估計出它們所在星系的距離。因此，這一類型的超新星就成為了測量宇宙間距離相當有用的標準燭光。1998年，高紅移超新星搜尋（High-Z Supernova Search）與超新星宇宙學計畫（Supernova Cosmology Project）發現最遠的Ia超新星比預計的更暗。這為宇宙加速膨脹提供了證據支援。

儘管自1604年以來還從未在銀河系內發現過超新星，不過300年前的1667年或1680年左右曾在仙后座有過一次超新星爆發。這次爆發的殘骸仙后座A被大量星際塵埃所籠罩，這或許也是其爆發並沒有引起人們關注的原因。不過，它目前是太陽系外最強的射電源。

1987年，SN 1987A在大麥哲倫星系在爆發後幾小時內被發現。由於這顆超新星相對較近從而能被細緻地觀測，它第一次提供了通過觀測檢驗現代超新星形成理論的機會。

1990年代後期，有人提出通過由鈦-44衰減輻射出的伽馬射線來尋找超新星殘骸。鈦-44有90年的半衰期，而伽馬射線能夠輕易地穿過星系，因此我們能夠通過其找到最近一千年以來的任何殘骸。之後有兩個超新星殘骸被找到，一是之前就被發現的仙后座A殘骸，另一個則是與船帆座超新星殘骸相互重疊的RX J0852.0-4622殘骸。

RX J0852.0-4622被發現位於更大的船帆座超新星殘骸的前面。從鈦-44輻射出的伽馬射線顯示其爆發發生的時間相當近（約西元1200年），但沒有關於此的任何歷史記錄。伽馬射線與X射線表明它與我們相當接近（約200秒差距或600光年）。如果確實如此， 那這次超新星爆發應該相當驚人，因為在200秒差距之內的超新星估計平均10萬年才出現一次。

2003年，SN 2003fg在一個正在形成的星系中被發現。對這一超新星的研究提出了一些重要的物理學問題，如它的品質似乎比錢德拉塞卡極限更大。

2006年9月，在2.4億光年遠的NGC 1260星系中觀測到了超新星SN 2006gy。這是有史以來觀測到的最大的超新星，同時在2007年10月SN 2005ap光度被證實之前，它還是觀測到的最強烈的超新星爆發。這次爆發的光度比之前任意一次觀測到的超新星爆發還大至少100倍，其前身星則估計是太陽品質的150倍。儘管它有著Ia超新星的一些特徵，但在其光譜中卻發現了氫譜線。SN 2006gy被認為可能是不穩定對超新星。而發現了SN 2006gy的羅伯特·奎姆（Robert Quimby）同樣還發現了SN 2005ap，其光度達到了SN 2006gy的兩倍，比通常的II型超新星要大300倍

2008年5月21日，天文學家第一次在超新星爆發之際在照相機中捕捉到了爆發的鏡頭。當時在離地球8800萬光年遠的NGC 2770星系發現了X射線暴，而一台望遠鏡正好對準了那個方向從而捕捉到了這顆被命名為SN 2008D的超新星。普林斯頓大學的艾麗西婭·索德伯格（Alicia Soderberg）稱“這終於證實了X射線暴標誌著超新星的誕生”。

彭科特天文臺超新星研究計畫（Puckett Observatory Supernova Search）的成員卡洛琳·摩爾（Caroline Moore）是眾多尋找超新星的業餘天文愛好者中的一員，她於2008年11月下旬發現了SN 2008ha。當時她只有14歲，這使她成為了有史以來最年輕的超新星發現者。

2009年，研究人員在南極洲冰芯中發現了硝酸鹽，而深度則正好對應了1006年與1054年的超新星爆發。由爆發時所輻射出的伽馬射線所產生的氮氧化物導致了硝酸鹽的形成。這一技術被認為能夠用來尋找幾千年之內發生過的超新星爆發的痕跡。

在與銀河系類似大小的星系中超新星的出現概率據估計約為每50年一次。但這比實際觀測到的概率高得多，這表示其中有些超新星爆發由於星際塵埃而被遮擋從而未能被發現。通過新的能觀測到更廣範圍光譜的觀測工具，以及中微子探測器的應用，意味著以後這樣的超新星爆發將幾乎肯定能被觀測到。

2017年02月28日美國宇航局近日發佈400年來最亮的一顆超新星的星體爆炸奇觀，從照片來看，科學家在近30年的觀察中，拍攝到了這顆恆星生成的瑰麗的火環形罕見天象。該超新星名為Supernova 1987A（SN 1987A），距離地球16萬8千光年，位於大麥哲倫星系（Large Magellanic Cloud）附近。

科學家使用多種儀器對Supernova 1987A進行觀測，包括哈勃望遠鏡（Hubble Space Telescope）、錢德拉X射線望遠鏡（Chandra X-ray Observatory）、阿塔卡馬大型毫米/亞毫米陣列望遠鏡（ALMA）觀測數據，之後繪製出其爆炸加劇、亮度增大的壯觀景象。

2018年04月08日08:41環球網報導：搜尋超新星爆發的科學家們，最近見到了一縷讓他們摸不著頭腦的神秘白光 —— 他們原本希望能夠觀察到漫長的、與超新星有關的持續脈衝，但等到的卻是幾十個簡短的、無法解釋的閃光。 對於這些常理無法解釋的閃光現象，研究人員們只能提出一些新的理論。閃現的這些白光極其明亮，最大亮度與人們預期的超新星差不多，但發生的速度比過去任何一顆超新星爆發都要快得多。

這些閃光並沒有像普通超新星那樣持續數月，而是在短短一周時間內就消失了。如果它們不是超新星發出的，那又是誰躲在後面呢？

天文學家仍在試圖回答這個問題，研究人員在一份新聞稿中稱：這些事件看起來都很熱，溫度從 10000 ~ 30000 ℃，規模是地日距離(1.5 億公里)的數百倍。

隨著時間的推移，它們似乎也在膨脹和冷卻，可能是一場預期中的超新星爆炸(或別的什麼)。

實際上，研究人員一共觀察到了 72 次閃光，且就它們的起源形成了一些模糊的理論：一個可能的解釋是，這些閃光來自即將爆發成為超新星的恒星，清理了哪些被恒星燒成灰燼的物質。

在這顆恒星發生更大的爆炸之前，引發了短暫的閃光。遺憾的是，在大量的額外研究落實之前，我們無法對這個猜測給出一個定論。

首席研究員、來自南安普敦大學的 Miika Pursiainen 表示：“如果沒有其他的東西，我們的研究證實了天體物理學和宇宙仍然有許多未解之謎。”下一步，研究團隊將把這些“短暫的閃光”作為他們觀察的主要焦點，以期對它們有更深入的瞭解。
 

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超新星爆炸! 瞬間亮度是太陽的1.3億倍