Supernova ir vardarbīgs sprādziens, kas dažās zvaigznēs notiek kā attīstības stadija. Supernova ilgst no dažām nedēļām līdz mēnešiem, un šajā laikā tā var atbrīvot vairāk enerģijas, nekā Saule izstaro vairāk nekā 10 miljardus gadu. Supernovas spēj pārspēt savas galaktikas. Piena ceļa izmēra galaktikā supernovas rodas apmēram reizi piecdesmit gados.
Ja supernova notiktu 26 gaismas gadu attālumā no Zemes, tā nopūstu pusi no mūsu ozona slāņa. Daži paleontologi vaino tuvējo supernovu Ordovika-Silurijas izmiršanas notikumā, kas notika aptuveni pirms 444 miljoniem gadu un kura laikā nomira 60% okeāna dzīvības. Spilgtāko supernovu cilvēces vēsturē 1006. gadā novēroja cilvēki visā Eirāzijā, un vissīkākās piezīmes bija no Ķīnas. Šīs supernovas spilgtums bija no ceturtdaļas līdz pusei pilnmēness spilgtuma, un tā bija tik spilgta, ka meta ēnas.
Supernovas rodas vienā no diviem veidiem, un tās attiecīgi tiek sadalītas tipos – I tipa supernovās un II tipa supernovās.
I tipa supernovas rodas, kad oglekļa-skābekļa baltais punduris, Zemes lieluma zvaigžņu paliekas, kas palikušas pāri miljoniem gadu ilgas ūdeņraža un hēlija degšanas laikā, uzkrāj pietiekami daudz masas, lai pārsniegtu Čandrasekharas robežu, kas ir 1.44 Saules masas. – rotējoša zvaigzne. Virs šīs robežas elektronu čaulas atomos, kas veido punduri, vairs nevar atgrūst viens otru, un zvaigzne sabrūk. Zvaigznes objekts, kas satur apmēram Saules masu telpā, kas vienāds ar Zemi, kļūst vēl mazāks, līdz tiek sasniegta nepieciešamā temperatūra un blīvums oglekļa aizdegšanai. Dažu sekunžu laikā liela daļa zvaigznes oglekļa saplūst skābeklī, magnijā un neonā, atbrīvojot enerģiju, kas līdzvērtīga 1029 megatonnām trotila. Tas ir pietiekami, lai izpūstu zvaigzni par aptuveni 3% no gaismas ātruma.
II tipa supernova tiek saukta arī par kodola sabrukšanas supernovu. Tas notiek, kad supergiganta zvaigzne ar vairāk nekā deviņām Saules masām sakausē elementus savā kodolā līdz pat dzelzs, kas vairs nenodrošina tīro enerģijas ieguvumu, izmantojot kodolsintēzi. Ja netiek ražota tīrā enerģija, nevar notikt kodola ķēdes reakcija, un dzelzs kodols uzkrājas, līdz tas sasniedz iepriekš minēto Chandrasekhar robežu. Šajā brīdī tā sabrūk, veidojot neitronu zvaigzni — objektu, kas satur Saules masu, apmēram 30 km (18.6 jūdzes) šķērsgriezumā — lielas pilsētas lielumā. Lielākā daļa zvaigznes ārpus kodola arī sāk sabrukt, bet atsitas pret neitronu zvaigznes īpaši blīvo vielu, ātri sapludinot visus atlikušos gaismas kodolus un radot I tipa supernovai līdzīga mēroga sprādzienu.
Tā kā I tipa supernovām ir salīdzinoši paredzama enerģijas izdalīšanās, tās dažkārt izmanto kā standarta sveces astronomijā attāluma mērīšanai. Tā kā to absolūtais lielums ir zināms, attiecības starp absolūto un šķietamo lielumu var izmantot, lai noteiktu supernovas attālumu.