En supernova är en våldsam explosion som inträffar som ett utvecklingsstadium hos vissa stjärnor. En supernova varar från några veckor till månader, och under denna tid kan den frigöra mer energi än vad solen skulle sända ut under 10 miljarder år. Supernovor kan överglänsa sina värdgalaxer. I en galax lika stor som Vintergatan förekommer supernovor ungefär en gång vart femtio år.
Om en supernova inträffade 26 ljusår bort från jorden skulle den blåsa bort halva vårt ozonskikt. Vissa paleontologer skyller på en närliggande supernova för utrotningshändelsen Ordovicium-Silur, som inträffade för cirka 444 miljoner år sedan, under vilken 60% av havets liv dog. Den ljusaste supernovan i mänsklighetens historia observerades 1006 av människor över hela Eurasien, med de mest detaljerade anteckningarna från Kina. Med en ljusstyrka mellan en fjärdedel och hälften av fullmånen var denna supernova så ljus att den kastade skuggor.
Supernova uppstår på ett av två sätt, och de är på motsvarande sätt uppdelade i typer – supernovor av typ I och supernovor av typ II.
En supernovor av typ I uppstår när en kol-syre vit dvärg, en stjärnrest i jordstorlek som blivit över från miljontals år av väte- och heliumbränning, samlar ihop tillräckligt med massa för att sätta den över Chandrasekhar-gränsen, som är 1.44 solmassor för en icke -roterande stjärna. Över denna gräns kan elektronskalen i atomerna som utgör dvärgen inte längre stöta bort varandra, och stjärnan kollapsar. Ett stjärnobjekt som innehåller ungefär solens massa i ett utrymme lika med jorden blir ännu mindre, tills den nödvändiga temperaturen och densiteten uppnås för kolantändning. Inom några sekunder smälter en stor andel av kolet i stjärnan samman till syre, magnesium och neon, vilket frigör energi motsvarande 1029 megaton TNT. Detta är tillräckligt för att blåsa isär stjärnan med ungefär 3 % av ljusets hastighet.
En supernova av typ II kallas också för en kärnkollapssupernova. Det händer när en superjättestjärna på över nio solmassor smälter samman element i sin kärna ända upp till järn, vilket inte längre ger en nettoenergivinst genom fusion. Utan att nettoenergi produceras kan ingen kärnkedjereaktion inträffa, och en järnkärna byggs upp tills den når den tidigare nämnda Chandrasekhar-gränsen. Vid denna tidpunkt kollapsar den och bildar en neutronstjärna, ett objekt som innehåller massan av en sol i ett område som är cirka 30 km (18.6 mi) tvärs över – storleken på en stor stad. Majoriteten av stjärnan utanför kärnan börjar också kollapsa, men studsar mot neutronstjärnans supertäta materia, smälter samman alla återstående lätta kärnor snabbt och skapar en explosion av liknande skala som en typ I-supernova.
Eftersom supernovor av typ I har en relativt förutsägbar energifrisättning, används de ibland som standardljus inom astronomi, för att mäta avstånd. Eftersom deras absoluta magnitud är känd kan förhållandet mellan absolut och skenbar magnitud användas för att bestämma supernovans avstånd.