A szupernóva a Napnál nagyobb tömegű csillag végső, nagy robbanása, mely során a csillag fénye (körülbelül egy éven keresztül) egy galaxis teljes fényével vetekszik. Neve az égbolton új („Nova” latinul) 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 szupernóvarobbanás történt.
Az ismertebb szupernóvák közé tartozik a Nagy Magellán-felhőben található 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, mely a fix csillagokat változatlannak tartotta, véglegesen megingatták.
Mivel a szupernóvák viszonylag ritkák (egy, a Tejútrendszerünkhöz hasonló galaxisban átlagosan 50 évenként lángol fel egy, bár például a csillagvihar-galaxisokban ez sokkal gyakoribb is lehet), ezért egyszerre számos galaxis megfigyelésére van szükség a megfelelő nagyságú mintavételhez.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, jóval azelőtt, hogy a csillag szupernóvaként felfényesedne, így előbb is érkeznek a Földre, emellett a csillagközi anyag sem nyeli el őket.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.
Galaxisunk számos óriáscsillaga jutott el fejlődésének abba az állapotába, hogy csillagászati értelemben rövid időn belül (néhány ezer - millió év) szupernovává váljék. Ilyenek a ? Cassiopeae, az ? Carinae az RS Ophiuci, a VY Canis Maioris, az Antares és a Spica is. A hasonló állapotban lévő Betelgeuse az utóbbi 15 évben gyorsan elkezdett összehúzódni, ami utalhat közelgő szupernóva előtti állapotra is.
A Wolf-Rayet csillagok közül többről feltételezhető, hogy a közeljövőben szupernóvát fognak produkálni, ilyen a például a ? Velorum és a WR 104, ez utóbbi a földi bioszférára is veszélyes lehet, mert forgástengelye és ebből eredően a robbanáskor felszabaduló energia nagy részének kisugárzási iránya megközelítőleg a Föld felé mutat.
A legközelebbi szupernóvajelölt az IK Pegasi,ez a fehér törpe mindössze 150 fényév távolságban van (ellentétben az óriáscsillagok ezer fényév körüli távolságával), és Ia típusú, sokkal fényesebb szupernóvaként fog megsemmisülni, de tömege jelenleg a számítások szerint mindössze a Nap tömegének 1,15-szöröse,ami még nagyon messze van a Chandrasekhar-határtól.
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 résztvevő 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.
Bármennyire is hihetetlen, az Ia típusú szupernóvák gigantikus termonukleáris robbanása számunkra kezdetben közvetlenül láthatatlan marad. Ugyanis a szupernóva felrobbanásakor kidobott anyag bármennyire forró is, sűrű és átlátszatlan. A kidobott anyagnak addig kell tágulnia, amíg átlátszó nem lesz. Az Ia típusú szupernóva esetében, ahol az anyag kezdetben nagyon sűrű volt, olyan mértékű táguláson kell a ledobott anyagnak keresztül mennie míg átlátszó lesz, hogy eközben teljesen lehűl. Így látható fény kisugárzására már nem számíthatnánk. A szupernóva fényességét tehát valami másnak kell biztosítania, ez pedig nem más, mint a radioaktív bomlás.[5] Ha a robbanás többszörös héliumatommagból felépülő anyagból – mint például szén, oxigén vagy szilícium – táplálkozik, akkor olyan anyag keletkezik, ahol a protonok és neutronok száma (hasonlóan a kiinduló anyagokhoz) szintén egyforma. Ugyanakkor a legalacsonyabb a nukleáris potenciálja a vasnak van, ennek atommagjában 26 proton és 30 neutron van. Ezt a természet úgy állítja a szupernóva robbanás során elő, hogy először egy ugyanilyen atomsúlyú de azonos protonból és neutronból álló elemet készít a termonukleáris fúzió során. Ez a nikkel-56 (56Ni). A 56Ni atommagjában 28 proton és 28 neutron van. A 56Ni instabil és rádióaktív bomláson megy keresztül, ennek során az egyik protonja neutronná alakul, és kobalt-56 (56Co) keletkezik, aminek atommagjában 27 proton és 29 neutron van. A 56Co is instabil, egyik protonja neutronná alakul át, aminek következtében egy 26 protonból és 30 neutronból álló atommag keletkezik, ami nem más, mint a vas-56, vagyis a közönséges vas. A vas pedig már stabil, sőt a létező legstabilabb elem, így ez már nem megy át átalakuláson. A rádióaktív bomlások során keletkezett gamma-sugarakat elnyeli a táguló anyag, amitől felforrósodik, és ennek a forró anyagnak a sugárzását láthatjuk hónapokon át az Ia típusú szupernóva fényeként. A 56Ni felezési ideje 6,1 nap, a 56Co felezési ideje pedig 77 nap.