超新星

依巴谷觀測恆星的興趣可能和觀測到一顆超新星有關 ^[7]  。人類最早的觀測超新星紀錄是中國天文學家於公元185年看見的SN 185，有記載的最亮超新星是SN 1006。對此，中國和伊斯蘭天文學家都有詳細的記述 ^[8]  。人們觀測次數最多的超新星是SN 1054，它形成了蟹狀星雲。超新星SN 1572和SN 1604是目前為止以裸眼觀測到的最後兩顆銀河系內的超新星，這些超新星的發現對歐洲天文學的發展有顯著的影響，因為這些發現被用來反駁在月球和行星之外是不變的亞里士多德宇宙觀點 ^[9]  。約翰·開普勒在超新星SN 1604達到亮度峯值的1604年10月17日觀測到它，並且在此期間一直估計它的亮度，直到第二年亮度暗淡到裸眼看不見才停止。它是那個時代人們所觀測到的第二顆超新星（繼第谷·布拉赫的仙后座SN 1572之後）。

由於望遠鏡的發展，人們能觀測到超新星的區域不只在銀河系內，已擴大到其他的星系。在1885年觀察到仙女座星系的超新星仙女座S。美國天文學家魯道夫·閔可夫斯基和弗裏茨·茲威基在1941年開啓了現代的超新星分類計劃 ^[10]  。在1960年代，天文學家發現超新星爆炸期間的最大強度可以作為天文距離的標準燭光，從而測量出天體的距離 ^[11]  。最近，觀測到一些遙遠的超新星比預期的黯淡，這種現象支持了宇宙加速膨脹的觀點 ^[12]  。為重建沒有書面紀錄的超新星觀測，人們開發了新技術以觀測超新星。從超新星仙后座A的爆發日期，人們偵測到來自星雲的回光事件 ^[13]  。人們從對其温度的測量和來自鈦-44的γ射線衰變，估計出超新星遺蹟RX J0852.0-4622的年齡。在2009年，通過匹配南極冰沉積物的硝酸含量，人們瞭解了過去超新星事件發生的時間。

由於在一個星系中超新星是很少見的事件，銀河系大約每隔50年發生一次，為了得到良好的研究超新星的樣本需要定期檢測許多星系。在其他星系的超新星無法準確地預測。通常情況下，當它們被發現時，過程已經開始。對超新星最有科學意義的研究（如作為標準燭光來測量距離）需要觀察其峯值亮度。因此，在它們達到峯值之前發現他們非常重要。業餘天文學家的數量大大超過了專業天文學家，他們通常通過光學望遠鏡觀察一些較近的星系，並和以前的圖片相比較，在尋找超新星方面發揮了重要的作用。

到20世紀末期，天文學家越來越多轉向用計算機控制的天文望遠鏡和CCD來尋找超新星。這種系統在業餘天文學家中很流行，同時也有較大的設施，如卡茨曼自動成像望遠鏡（KAIT）。中微子是超新星爆炸時產生的大量的次原子粒子，並且它不被銀河系的星際氣體和塵埃所吸收。

超新星的搜尋分為兩大類：一些側重於相對較近發生的事件，另一些則尋找更早期的爆炸。由於宇宙的膨脹，一個已知發射光譜的遠程對象的距離可以通過測量其多普勒頻移（或紅移）來估計。平均而言，較遠的物體比較近的物體以更大速度減弱，因此具有更高的紅移。因此，搜尋分為高紅移和低紅移，其邊界約為z = 0.1–0.3之間——其中z是頻譜頻移的無量綱量度。

高紅移的搜尋通常涉及到對超新星光度曲線的觀測，這對於生成哈勃圖以及進行宇宙學預測所用的標準或校準燭光很有用。在低紅移端超新星的光譜比其在高紅移端更有實用價值，並可用於研究超新星周圍的物理與環境。低紅移也可用於測定近距端的哈勃曲線，這是用來描述可見的星系距離與紅移之間的關係曲線，參見哈勃定律。

2011年諾貝爾物理學獎公佈：美國教授佩爾馬特、美澳雙國籍教授布萊恩·施密特和美國教授黎斯3人獲獎，他們通過研究超新星發現宇宙正加速膨脹、變冷，稱整個宇宙最終可能變成冰。醫學獎首次頒給已故學者。化學獎、和平獎、文學獎、經濟學獎等獎項將陸續公佈。2011年的諾貝爾獎獎金仍為1000萬瑞典克朗(約合146萬美元)。

2011年11月，美國美國國家航空暨太空總署（NASA）利用望遠鏡進行新的紅外線觀測，已經證實中國東漢時期記載的天有異象，客星侵主，是第一次有記載的超新星爆炸。

2016年3月，由美國聖母大學天文學家彼得·加爾納維切領導的科研小組用了3年時間分析開普勒所觀測的50萬億顆恆星的光譜，結果找到兩顆超新星，其中一顆名為KSN2011a，大小相當於近300個太陽，距地球約7億光年；另一顆名為KSN2011d，大小相當於約500個太陽，距地球約12億光年。

研究人員在較大的超新星上首次觀測到激波暴，但在較小的超新星上卻沒有觀測到。他們猜測這可能是因為小的超新星周圍環繞氣體，遮擋了所產生的激波暴。加爾納維切在一份聲明中説：“激波暴的閃光可持續約1小時，因此要捕捉到一次這種閃光，要麼是運氣特別好，要麼得持續不斷地觀測數以百萬計的恆星。”美國航天局的聲明則將這一發現稱為天文觀測上的一個“里程碑”。

2024年3月，以色列魏茨曼科學研究所科學家利用多台望遠鏡，藉助觀察超新星SN 2023ixf所得的數據，繪製出迄今最完整的超新星爆發過程。這一成果有助科學家進一步揭示導致恆星生命結束並形成新事物的機制。相關論文發表於3月27日出版的《自然》雜誌。 ^[41] 

在20世紀30年代，沃爾特·巴德和弗裏茨·茲威基在威爾遜山天文台時 ^[19]  ，起初的工作相信這只是一種新類型的新星。“超新星（super-novae）”這個名詞在1931年巴德和茲威基在加州理工學院的一場演講中首度被使用，然後在1933年在美國物理學會的會議中被大眾使用。1938年，連字號被取消，成為現代出現和使用的形式 ^[20]  。因為超新星是一種在星系中相對罕見的事件，在銀河系大約每世紀只發生三次，要獲得好的研究樣本，就需要定期監視許多星系。

星系中的超新星 ^[21]  在通常情況下，它們被發現時，都已經發生了。科學上對超新星最感興趣的是距離測量——例如，作為標準燭光——需要觀察其峯值亮度。因此，至關重要的是及早發現它們，最好能在達到最大亮度之前。業餘天文學家的人數遠遠的多於專業天文學家，在尋找超新星上發揮了很大的作用。通常，通過光學望遠鏡觀測一些鄰近的星系，比較早些時候的照片來發現 ^[22]  。

在20世紀結束的時候，越來越多的天文學家改用電腦控制的望遠鏡和CCD發現超新星。業餘天文愛好者也喜歡這種裝置，也有專業的設置，例如卡茨曼自動成像望遠鏡。最近，超新星早期預警系統專案（SNEWS，Supernova Early Warning System）已經開始使用網絡的中微子探測器來對超新星提出早期預警。中微子是一種微粒，在超新星爆炸時會大量產生，並且它們不會被星系盤的星際氣體和塵埃明顯的吸收。

超新星的搜索分為兩類：那些聚焦於相對較近的事件，和那些尋找較遠的爆炸。因為在膨脹的宇宙可以通過測量其多普勒頻移估計在遠方已知發射頻譜的距離（或紅移）；越遙遠的天體有越大的退移速度，所以比附近的天體有較高的紅移。因此，搜尋分為高紅移和低紅移，其間的分界約為紅移z=0.1–0.3的範圍，其中，z是無單位量。

高紅移超新星的搜尋，通常涉及超新星光變曲線的觀測。超新星的光譜用於研究超新星的物理和環境時，低紅移的會比高紅移的更為實用。低紅移的觀測也依靠哈勃曲線的低距離結束端，這是用來描述距離相對於可見星系紅移的曲線。（參見哈勃定律） ^[23-26] 

宇宙中形成的第一批恆星與人們今天看到的恆星非常不同。它們在135億年前出現時，只含有自然界中最簡單的化學元素氫和氦，質量估計為太陽的幾十倍或數百倍，很快會在超新星的爆炸中死亡，噴出更重的元素“餵食”周圍的氣體。後來的幾代恆星都從這種氣體中誕生，而當它們也死亡時，又會噴出更重的元素。 ^[40] 

恆星從中心開始冷卻，它沒有足夠的熱量平衡中心引力，結構上的失衡就使整個星體向中心坍縮，造成外部冷卻而紅色的層面變熱，如果恆星足夠大，這些層面就會發生劇烈的爆炸，產生超新星。大質量恆星爆炸時光度可突增到太陽光度的上百億倍，相當於整個銀河系的總光度。

恆星爆發的結果：（1）恆星解體為一團向四周膨脹擴散的氣體和塵埃的混合物，最後彌散為星際物質，結束恆星的演化史。（2）外層解體為向外膨脹的星雲，中心遺留下部分物質坍縮為一顆高密度天體，從而進入恆星演化的晚期和終了階段。中國古代天文學家觀測到的1054年爆發的超新星（這顆超新星又被國際上命名為中國超新星）。在一個星系中，超新星是罕見的天象，但在星系世界內，每年卻都能觀測到幾十顆。1987年2月23日，一位加拿大天文學家在大麥哲倫星雲中發現了一顆超新星，這是自1604年以來第一顆用肉眼能看到的超新星，這顆超新星被命為“1987A”。

出現超新星爆發這樣的宇宙級“暴力事件”概率有多大呢？雖然在每個星系中這一概率是很小的，但由於能觀測到很多河外星系，所以在每年中都能觀測到相當多的河外超新星事件。可是，從1604年以來，在我們銀河系中還沒有再次觀測到超新星。這可能是因為宇宙塵埃的存在遮擋住了出現在銀河系的某個角落中的超新星的光芒。

當國際天文聯合會收到發現超新星的報告後，他們都會為它命名。名字是由發現的年份和一至兩個拉丁字母所組成：一年中首先發現的26顆超新星會用從A到Z的大寫字母命名，如超新星1987A就是在1987年發現的第一顆超新星；而第二十六以後的則用兩個小寫字母命名，以aa、ab、ac這樣的順序起始。專業和業餘天文學家每年能發現幾百顆超新星（2005年367顆，2006年551顆，2007年572顆），例如2005年發現的最後一顆超新星為SN 2005nc，表示它是2005年發現的第367顆超新星。 ^[27] 

歷史上的超新星則只需要按所發現的年份命名，如SN 185、SN 1006、SN 1054、SN 1572（第谷超新星）和SN 1604（開普勒超新星）。自1885年起開始使用字母命名，即使在那一年只有一顆超新星被發現（如SN 1885A和1907A等）。表示超新星的前綴SN有時也可以省略。

上面説的都是常見得命名，還有些大家不熟悉的，有4個大型天文台的發現不用上報國際天文聯合，他們分別是Nearby Supernova Factory，Catalina Real-Time Transient Survey，ROTSE collaboration，Palomar Transient Factory。這4大天文台都有獨立的超新星命名規則，有時候一些發現也會有得到常規命名，或者用個超新星的座標來表示，再或者有些超新星都不會有命名。如世界著名的帕洛瑪山天文台的Palomar Transient Factory發現的超新星，都以PTF為開頭，我國天文愛好者孫國佑和高興發現的大陸首顆業餘超新星，就獲得了帕洛瑪山天文台給予的編號PTF10acbu。

天文學家把超新星按它們光譜上的不同元素的吸收線來分成數個類型：

●I型超新星：沒有氫吸收線A

●Ia型超新星：沒有氫、氦吸收線，有硅吸收線

●Ib型超新星：沒有氫吸收線，有氦吸收線

●Ic型超新星：沒有氫、氦、硅吸收線

●II型超新星：有氫吸收線

Ia超新星 缺乏氫和氦，光譜的峯值中以遊離硅的615.0納米波長的光最為明顯。

Ib超新星 未遊離的氦原子（He I）的587.6納米，和沒有強烈的硅615納米吸收譜線。

Ic超新星 沒有或微弱的氦線，和沒有強烈的硅615納米吸收譜線。

II-P超新星在光度曲線上有一個“高原區”。

II-L超新星 光度曲線（星等對時間的改變，或光度對時間呈指數變化）呈“線性”的衰減。

如果一顆超新星的光譜不包含氫的吸收線，那它就會被歸入I型，不然就是II型。一個類型可根據其他元素的吸收線再細分。天文家認為這些觀測差別代表這些超新星不同的來源。他們對II型的來源理論滿肯定，但是雖然天文有一些意見解釋I型超新星發生的方法，這些意見比較不肯定。

Ia型的超新星沒有氦，但有硅。它們都是源於到達或接近錢德拉塞卡極限的白矮星的爆發。一個可能性是那白矮星是處於一個密近雙星系統中，它不斷地從它的巨型伴星吸收物質，直至它的質量到達錢德拉塞卡極限。那時候電子簡併壓力再不足以抵銷星體本身的引力，塌縮的過程可以把剩下的碳原子和氧原子融合。而最後核融合反應所產生衝擊波就把那星體炸成粉碎，這與新星產生的機制很相似，只是新星所對應的白矮星未達錢德拉塞卡極限，不會發生碳氧核反應，爆發所產生的能量是來自積聚在其表面上的氫或氦的融合反應。

亮度的突然增加是由爆發中釋放的能量所提供的，爆發以後亮度不會即時消失，而是會在一段長時間中慢慢地下降，那是因為放射性鈷衰變成鐵而放出能量。

Ib超新星有氦的吸收線，而Ic超新星則沒有氦和硅的吸收線，天文學家對它們產生的機制還是不太清楚。一般相信這些星都是正在結束它們的生命（如II型），但它們可能在之前（巨星階段）已經失去了氫（Ic則連氦也失去了），所以它們的光譜中沒有氫的吸收線。Ib超新星可能是沃爾夫－拉葉型恆星塌縮的結果。

如果一顆恆星的質量很大，它本身的引力就可以把硅融合成鐵。因為鐵原子的比結合能已經是所有元素中最高的，把鐵融合是不會釋放能量，相反的能量反而會被消耗。當鐵核心的質量到達錢德拉塞卡極限，它就會即時衰變成中子並塌縮，釋放出大量攜帶着能量的中微子。中微子將爆發的一部分能量傳到恆星的外層。當鐵核心塌縮時候所產生的衝擊波在數個小時後抵達恆星的表面時，亮度就會增加，這就是II型超新星爆發。而視乎核心的質量，它會成為中子星或黑洞。

II型超新星也有一些小變型如II-P型和II-L型，但這些只是描述了光度曲線圖的不同（II-P的曲線圖有暫時性的平坦地區，II-L則無），爆發的基本原理沒有太大差別。

還有一類被稱為“超超新星”的理論爆發現象。超超新星指一些質量極大恆星的核心直接塌縮成黑洞併產生了兩股能量極大、近光速的噴流，發出強烈的伽傌射線。這有可能是導致伽瑪射線暴的原因。

I型超新星一般都比II型超新星亮。

在一個大質量、演變的恆星（a）元素成洋葱的殼層狀進行融合，形成鐵芯（b）並且達到錢德拉塞卡質量和開始塌縮。核心的內部被壓縮形成中子（c），造成崩落的物質反彈（d）和形成向外傳播的衝擊波（紅色）。沖積波開始失去作用（e），但是中微子的加入使交互作用恢復活力。周圍的物質被驅散（f），留下的只有被簡併的殘骸。

這一類的超新星的形成途徑有多種，但這些途徑都共有一個相同的內在機制：如果一個以碳-氧為主要成分的白矮星吸積了足夠多的物質並達到了約為1.38倍太陽質量的錢德拉塞卡極限（對於一個不發生自轉的恆星而言），它將無法再通過電子簡併壓力來平衡自身的引力從而會發生坍縮。不過，當今天體物理學界普遍認為在一般情形下這個極限是無法達到的：在坍縮發生之前隨着白矮星內核温度和密度的不斷上升，在白矮星質量達到極限的1%時就會引爆碳燃燒過程。在幾秒鐘之內白矮星的相當一部分物質會發生核聚變，從中釋放足夠的能量（1-2×10焦耳）而引起超新星爆發。一束向外擴散的激波會由此產生並可達到5000-20000千米/秒的速度，其大約相當於光速的3%。同時恆星的光度會有非常顯著的增加，絕對星等可達-19.3等（相當於比太陽亮五十億倍），並且這一光度幾乎不會變化。

研究此類超新星形成的模型之一是一個密近雙星系統。雙星中質量較大的一顆恆星在演化過程中會更早地離開主星序並膨脹為一顆紅巨星。隨着雙星的共同軌道的逐漸收縮，紅巨星最終將其絕大多數外層物質向外噴射，直到它內部不能繼續進行核聚變。此時它演化為一顆主要由碳和氧構成的白矮星。其後系統中的另一顆恆星也將演化為紅巨星，並且這顆紅巨星的質量會被臨近的白矮星吸積，使後者質量不斷增長。在軌道足夠接近的情形下，白矮星也有可能從包括主序星在內的其他類型的伴星吸積質量。

Ia型超新星爆發形成的另一種模型是兩顆白矮星的合併，屆時合併後的質量將有可能超過錢德拉塞卡極限，但此類情形較前者發生幾率較低。

Ia型超新星具有特徵性的光度曲線，在爆炸發生後它的光度是時間的函數。它所發出的光輻射來自內部從鎳-56經鈷-56到鐵-56的放射性衰變所釋放的能量。現在一般認為那些由單一質量吸積形成的Ia型超新星的光度曲線普遍都具有一個相同的光度峯值，這使得它們可被輔助用作天文學上的標準燭光，從而用於測量距它們宿主星系的距離。不過，最近的觀測表明它們的光度曲線的平均寬度也會發生一定的演化，這意味着Ia型超新星的固有光度也會發生變化，儘管這種變化在一個較大的紅移尺度上才表現得較為顯著。

這兩類超新星的形成機制很可能類似於大質量恆星內部核反應燃料耗盡而形成II型超新星的過程；但有所不同的是，形成Ib或Ic型超新星的恆星由於強烈的恆星風或與其伴星的相互作用而失去了由氫元素構成的外層。Ib型超新星被認為是大質量的沃爾夫-拉葉星坍縮後的產物。另外還有一些證據認為少量的Ic型超新星是伽瑪射線暴的產生原因，但也有觀點認為任何氫元素外層被剝離的Ib或Ic型超新星在爆炸的幾何條件允許的情形下都有可能生成伽瑪射線暴。

質量不小於九倍太陽質量的大質量恆星具有相當複雜的演化風格。在恆星內核中的氫元素不斷地通過核聚變產生氦元素，其中釋放的能量會產生向外的輻射壓，從而保證了內核的流體靜力學平衡而避免恆星自身巨大的引力導致的坍縮。

而當恆星內核的氫元素消耗殆盡而無法再產生足夠的輻射壓來平衡引力時，內核的坍縮開始，這期間會使內核的温度和壓力急劇升高並能夠將氦元素點燃。由此恆星內核的氦元素開始聚變為碳元素，並能夠產生相當的輻射壓來中止坍縮。這使得內核膨脹並稍微冷卻，此時的內核具有一個氫聚變的外層和一個更高温高壓的氦聚變的中心。（其他元素如鎂、硫、鈣也會產生並在某些情形下在後續反應中燃燒。）

上述的過程會反覆幾次，每一次的內核坍縮都會由下一個更重的元素的聚變過程而中止，並不斷地產生更高的温度和壓力。星體由此變成了像洋葱一樣的層狀結構，越靠近外層的元素越容易發生聚變反應。每一層都依靠着其內部下一層的聚變反應所產生的熱能和輻射壓力來中止坍縮，直到這一層的聚變燃料消耗殆盡；並且每一層都比其外部一層的温度更高、燃燒更快——從硅到鎳的燃燒過程只需要一天或幾天左右的時間。

在這樣過程的後期，不斷增加的重元素參與了核聚變，而生成的相關元素原子的結合能也在不斷增加，從而導致聚變反應釋放的能量不斷減少。並且在更高的能量下內核會發生光致蜕變以及電子俘獲過程，這都會導致內核的能量降低並一般會加速核聚變反應以保持平衡。這種重元素的不斷合成在鎳-56處終止，這一聚變反應中不再有能量釋放（但能夠通過放射性衰變產生鐵-56）。這樣的結果導致了這個鎳-鐵成分的內核無法再產生任何能夠平衡星體自身引力的向外的輻射壓，而唯一能夠起到一定平衡作用的是內核的電子簡併壓力。如果恆星的質量足夠大，則這個內核的質量最終將有可能超過錢德拉塞卡極限，這樣電子簡併壓力也不足以平衡引力坍縮。最終在星體自身強大的引力作用下，內核最內層的原本將原子核彼此分開的力也無法支撐，星體由此開始毀滅性的坍縮，並且此時已沒有任何聚變反應能夠阻止坍縮的發生。

超新星內核的坍縮速度可以達到每秒七萬千米（約合0.23倍光速），這個當原始恆星的質量低於大約20倍太陽質量（取決於爆炸的強度以及爆炸後回落的物質總量），坍縮後的剩餘產物是一顆中子星；對於高於這個質量的恆星，剩餘質量由於超過奧本海默-沃爾科夫極限會繼續坍縮為一個黑洞（這種坍縮有可能是伽瑪射線暴的產生原因之一，並且伴隨着大量伽瑪射線的放出在理論上也有可能產生再一次的超新星爆發），理論上出現這種情形的上限大約為40-50倍太陽質量。

對於超過50倍太陽質量的恆星，一般認為它們會跳過超新星爆發的過程而直接坍縮為黑洞，不過這個極限由於模型的複雜性計算起來相當困難。但據最近的觀測顯示，質量極高（140-250倍太陽質量）並且所含重元素（相對氦元素而言）比例較低的恆星有可能形成不穩定對超新星而不會留下黑洞遺蹟。這類相當罕見的超新星的形成機制可能並不相同（而可能部分類似於Ia型超新星爆發），從而很可能不需要鐵核的存在。這類超新星的典型代表是II型超新星SN 2006gy，據估計它具有150倍太陽質量，對它的觀測表明如此巨大質量恆星的爆炸與先前的理論預測有着基礎性的差異。

過程會導致內核的温度和密度發生急劇增長。內核的這一能量損失過程終止於向外簡併壓力與向內引力的彼此平衡。在光致蜕變的作用下，γ射線將鐵原子分解為氦原子核並釋放中子，同時吸收能量；而質子和電子則通過電子俘獲過程（不可逆β衰變）合併，產生中子和逃逸的中微子。

在一顆典型的II型超新星中，新生成的中子核的初始温度可達一千億開爾文，這是太陽核心温度的六千倍。如此高的熱量大部分都需要被釋放，以形成一顆穩定的中子星，而這一過程能夠通過進一步的中微子釋放來完成。這些“熱”中微子構成了涵蓋所有味的中微子-反中微子對，並且在數量上是通過電子俘獲形成的中微子的好幾倍。大約10焦耳的引力能量——約佔星體剩餘質量的10%——會轉化成持續時間約10秒的中微子暴，這是這場事件的主要產物。中微子暴會帶走內核的能量並加速坍縮過程，而某些中微子則還有可能被恆星的外層物質吸收，為其後的超新星爆發提供能量。

內核最終會坍縮為一個直徑約為30千米的球體，而它的密度則與一個原子核的密度相當，其後坍縮會因核子間的強相互作用以及中子簡併壓力突然終止。向內坍縮的物質的運動由於突然被停止，物質會發生一定程度的反彈，由此會激發出向外傳播的激波。計算機模擬的結果指出這種向外擴散的激波並不是導致超新星爆發的直接原因；實際上在內核的外層區域由於重元素的解體導致的能量消耗，激波存在的時間只有毫秒量級。這就需要存在一種尚未了解的過程，能夠使內核的外層區域重新獲得大約10焦耳的能量，從而形成可見的爆發。當前的相關研究主要集中在對於作為這一過程基礎的中微子重新升温、自旋和磁場效應的組合研究。

由於氫光譜中的巴耳末吸收線的存在，II型超新星的光度曲線特徵明顯：與I型超新星的光度曲線相比，II型超新星的光度曲線平均每天降低0.008等，較前者要低很多。按照光度曲線的特徵，II型超新星可分為兩個子類，一類在光度曲線上有一個平坦的高原區（II-P型），另一類的光度曲線則只存在線性衰減（II-L型）。如此II-L型超新星的總體衰減率為每天0.012等，高於II-P型超新星的每天0.0075等。對於II-L型超新星而言，產生這種差別的原因是在原始恆星中的大部分氫元素外層都被拋射出了。

II-P型超新星的光度曲線中的高原區是由於其外層不透明度的變化。爆炸中產生的激波電離了外層中的氫原子，阻止了內部爆炸產生的光子透過外層逸出，從而顯著提高了外層的不透明度。當外層的氫離子冷卻後重新組合成原子，外層區域的透明度又會回升。

在II型超新星光譜的諸多反常特性中，IIn型超新星有可能誕生於噴射物與恆星周圍物質的相互作用，而IIb型超新星則有可能是大質量恆星在其伴星的潮汐力作用下失去了大多數（但不是全部）的氫元素外層。隨着IIb型超新星噴射物的膨脹，餘下的氫元素外層很快會變得透光從而能夠展露出裏面的內層結構。

長久以來一個圍繞着超新星研究的謎團是，如何解釋爆炸後產生的剩餘緻密物質相對內核會有一個如此高的速度。（已經觀測到作為中子星的脈衝星具有很高的速度，理論上黑洞也會有很高的速度，但當前還很難通過孤立的觀測來證實。）不管怎樣，能夠推動物質產生如此速度的作用力應該相當可觀，因為它能夠使一個質量大於太陽的物體產生500千米/秒甚至以上的速度。有些解釋認為，這種推動力包含了星體坍縮時的對流和中子星形成時產生的噴流。

這張由X射線和可見光的合成圖描述了從蟹狀星雲核心區域發出的電磁輻射。從中心附近的脈衝星所釋放的粒子速度可接近光速。這顆中子星的速度約為375千米/秒，具體而言，這種內核上方產生的大尺度對流能夠造成局部的元素丰度變化，從而在坍縮期間導致不均衡分佈的核反應，經反彈後產生爆炸。而噴流解釋則認為，中心的中子星對氣體的吸積作用會形成吸積盤，併產生高度方向性的噴流，從而將物質以很高的速度噴射出去，同時產生橫向的激波徹底摧毀星體。這些噴流可能是導致超新星爆發的重要因素。（一個類似的模型也被用來解釋長伽瑪射線暴的產生。）

不過隨着時間的推移這種爆炸會變得更為對稱。通過對初始狀態的出射光的偏振進行測量，這種不對稱性就可以被探測到。

由於Ib、Ic以及多種II型超新星具有類似的機制模型，它們被統稱為核坍縮超新星。而Ia型超新星與核坍縮超新星的基本區別在於在光度曲線峯值附近所釋放的輻射的能量來源。核坍縮超新星的原始恆星都具有延伸的外層，並且這種外層達到一定透明度所需的膨脹量較小。光度曲線峯值處的光輻射所需的大部分能量都來自於加熱並噴射外層物質的激波。

而與之不同的是，Ia型超新星的原始恆星是緻密的，並且要比太陽小得多（但質量仍然大得多），因此這種緻密星體如要變得透明需要進行大幅的膨脹（以及冷卻）。爆炸產生的熱在星體膨脹的過程中被消耗，從而無法促使光子產生。事實上，Ia型超新星所輻射的能量完全來自爆炸中產生的放射性同位素的衰變，這主要包括鎳-56（半衰期6.1天）和它的衰變產物鈷-56（半衰期77天）。從放射性衰變中輻射的伽瑪射線會被噴射出的物質吸收，這些物質因此被加熱到白熾狀態。

在核坍縮超新星中，隨着噴射出的物質逐漸膨脹並冷卻，放射性衰變最終也會成為光輻射的主要能量來源。一顆明亮的Ia型超新星能夠釋放出0.5至1倍太陽質量的鎳-56，但核坍縮超新星所釋放的鎳-56通常只有0.1倍太陽質量左右。

主條目：超新星核合成

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-過程是核合成在高温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，有半數左右丰度的比鐵重的元素都會在其中產生，其中包括鈈、鈾、鐦等元素。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。 ^[28-29] 

主條目：超新星遺蹟

大麥哲倫星雲內位於成羣的氣體和塵埃中的超新星遺蹟N 63A超新星爆發後的遺蹟包括一箇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。 ^[30] 

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恆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（對於天文學家來説，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恆星的分子云的元素構成，所以每一代的恆星（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。 ^[31] 

超新星是宇宙間將恆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恆星的生命，以至圍繞它的行星的存在性都有很大的影響。膨脹中的超新星遺蹟的動能能夠壓縮凝聚附近的分子云，從而啓動一顆恆星的形成。如果氣體雲無法釋掉過多的能量，增大的湍流壓也能阻止恆星形成。 ^[32] 

在太陽系附近的一顆超新星爆發中，藉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了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啓動的。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。 ^[33] 

有關近地超新星爆發的預測通常集中在有可能形成II型超新星的大質量恆星上，而在距太陽幾百光年的範圍內確實有幾顆主要恆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。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於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恆星系統中爆發。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）。 ^[34-35] 

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。隨即經慕尼黑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。 ^[36-38] 

除了在可見光區觀測到的超新星遺蹟外，通過專門用來觀測來自太空的X射線的人造衞星“愛因斯坦天文台”，人類發現了不少天上的X射線源，其中有30個以上是X射線超新星遺蹟。1572年出現的隆慶彗星即第古新星，就留下了X射線遺蹟。超新星衝擊波使得星際介質温度高達幾百萬開並輻射出強烈的X射線。這是一顆典型的Ⅰ型超新星。

使用射電望遠鏡可以發現僅由最稀薄氣體構成的超新星遺蹟。比如，是射電天文學家最先發現了仙后座A這一超新星遺蹟，後來在光學波段也發現了它的極闇弱的對應體。

超新星爆發和宇宙線的產生也有一定的關係。星際介質中的粒子運動速度一般都在每秒幾十千米範圍內，但是也有某些特殊情況——有的粒子運動速度可以接近光速，這就是宇宙線。宇宙線是由一些物質粒子如電子、質子等組成的，在本質上完全不同於電磁波。一般説來，由於地球大氣對宇宙線的吸收作用，有探測宇宙線必須到大氣層之外。如果搭乘氣球上升到50千米的高空，就可以用底片拍攝宇宙線的蹤跡。只有極少數能量極高的宇宙線可以到達地球表面。但是，當高能宇宙線與地球大氣發生作用時，會引發一種閃光效應，同時產生二級宇宙線，在地球表面探測二級宇宙線是相對容易的。

實驗表明，一些能量較低的宇宙線受到太陽活動的影響。比如，太陽活動有一個11年左右的週期，而觀測到的低能宇宙線也隨着這個週期而有所變化。另外，當太陽活動增強時，會使得地球周圍的磁場增強，從而使在地球上觀測到的宇宙線活動減弱。相反地，宇宙線流量的最大值往往出現在太陽耀斑等活動最小的時刻。觀測也表明，絕大部分宇宙線是來自遙遠的宇宙深處的超新星爆發。

因為宇宙線常常會因為星際磁場的作用而改變運動方向，我們很難判斷它的輻射源在哪裏。但宇宙線在與星際介質發生作用時，會輻射出г射線；而г射線是電磁波，運動方向不再受磁場的影響。美國宇航局曾發射了專門觀測宇宙г射線的人造衞星。觀測結果表明，宇宙г射線的分佈與發現的超新星的分佈有很好的相關性。這就在很大程度上支持了宇宙線來自超新星爆發的觀點。

超新星事件和新星事件還有一個本質性的區別，即新星的爆發只發生在恆星的表面，而超新星爆發發生在恆星的深層，因此超新星爆發的規模要大的多。超新星爆發時散落到空間的物質，對新的星際介質乃至新的恆星的形成有着重要的貢獻，但這些物質來自死亡恆星的外殼。

超新星處於許多不同天文學研究分支的交匯處。超新星作為許多種恆星生命的最後歸宿，可用於檢驗當前的恆星演化理論。在爆炸瞬間以及在爆炸後觀測到的現象涉及各種物理機制，例如中微子和引力波發射、燃燒傳播及爆炸核合成、放射性衰變及激波同星周物質的作用等。而爆炸的遺蹟如中子星或黑洞、膨脹氣體雲起到加熱星際介質的作用。

超新星在產生宇宙中的重元素方面扮演着重要角色。大爆炸只產生了氫、氦以及少量的鋰。紅巨星階段的核聚變產生了各種中等質量元素（重於碳但輕於鐵）。而重於鐵的元素幾乎都是在超新星爆炸時合成的，它們以很高的速度被拋向星際空間。此外，超新星還是星系化學演化的主要“代言人”。在早期星系演化中，超新星起了重要的反饋作用。星系物質丟失以及恆星形成等可能與超新星密切相關。

由於非常亮，超新星也被用來確定距離。將距離同超新星母星系的膨脹速度結合起來就可以確定哈勃常數以及宇宙的年齡。在這方面，Ia型超新星已被證明是強有力的距離指示器。最初是通過標準燭光的假定，後來是利用光變曲線形狀等參數來標定化峯值光度。作為室女團以外最好的距離指示器，其校準後的峯值光度彌散僅為8%，並且能延伸到V> 30000km/s的距離處。Ia超新星的哈勃圖（更確切地説是星等-紅移關係）現在成為研究宇宙膨脹歷史的最強有力的工具：其線性部分用於確定哈勃常數；彎曲部分可以研究膨脹的演化，如加速，甚至構成宇宙的不同物質及能量組分。利用Ia超新星可用作“標準燭光”的性質還可研究其母星系的本動。高紅移Ia 超新星的光變曲線還可用於檢驗宇宙膨脹理論。

可以預計由於宇宙膨脹而引起的時間膨脹效應將會表現在高紅移超新星光變曲線上。觀測數據表明紅移z處的Ia 超新星光變曲線寬度為z= 0處的（1+z）倍。這為膨脹宇宙理論提供了又一個有力的支持。某些II型超新星也可用於確定距離。II-P型超新星在平台階段拋射物的膨脹速度與它們的熱光度存在相關，這也用來進行距離測定。經上述相關改正後，原來II-P型超新星V波段的－1星等的彌散可降到－0.3 星等的水平，這提供了另一種測獨立於SN Ia的測定距離的手段。此外，II型超新星的射電發射也似乎具有可定量的性質，如6cm的光變曲線峯與爆炸後6cm峯出現的時間存在相關，這也可用來進行距離估計。

圍繞着沃爾夫-拉葉星WR124的星雲，距地球約21000光年。在未來的幾千年至幾億年中，銀河系中的多個大恆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恆星。

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質量約為太陽的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質量，從而演化為一顆Ia型超新星。