Pre svega treba zapamtiti da supernova NIJE velika nova. One nastaju iz sasvim različitih uzroka od potpuno različitih vrsta zvezda, ali iako su različite one imaju i neke sličnosti.

Kao i nova, supernova je zvezda čiji se sjaj iznenada, drastično poveća, a zatim se polako smanjuje, iščezavajući sa neba. U nekim slučajevima krive sjaja bliskih nova i udaljenenih supernova mogu biti vrlo slične i zbog toga se, skoro do 1920 godine, smatralo da se u oba slučaja radi o istoj pojavi. Pre nego što su shvatili uzroke nastanka nova i supernova, astronomi su uočavali jasnu razliku posmatrajući ova dva događaja.

Termin supernova prvi put se javio još 1934. godine i označava eksplozije zvezda sa emitovanom snagom većom od 1033W.

Supernove se ne javljaju često kao nove. Smatra se da se u galaksijama u proseku desi jedna eksplozija svakih 200 godina. U galaksijama izvan naše one se teže uočavaju jer je njihova prividna zvezdana veličina mala zbog velike udaljenosti. Ipak, do danas je u kosmosu zabeleženo oko 500 supernova. Verovatno najpoznatija supernova koja se ikada desila je ona iz 1054. godine u sazvežđu Bika. Ova supernova je mogla da se vidi i golim okom i to ne samo noću već i preko dana u toku od oko mesec dana, a na noćnom nebu ona je sijala čitave dve godine. Kepler je 1604. godine, u našoj galaksiji, u sazvežđu Zmijonoše, otkrio supernovu koja je bila sjajna kao Jupiter.

Za samo nekoliko dana sjaj supernove poraste nekoliko stotina miliona puta. Najčešće apsolutni sjaj dostiže -15m, a nekad čak i -20m, pa su zbog toga neke od njih sjajnije i od galaksije u kojoj se nalaze. Dobar primer ovakve eksplozije je supernova iz 1937. godine koja je eksplodirala u galaksiji IC4182 i bila je oko 100 puta sjajnija od te galaksije.

Ustvari, supernova stvara bljesak svetlosti jednak sjaju milijardi Sunaca i ta sjaj dostiže za nekoliko sati. Ukupna energija elektromagnetnog zračenja koju supernova emituje tokom nekoliko meseci, tj. od kad njen sjaj počne da raste pa sve dok totalno ne potamni, iznosi 1043J – skoro onoliko energije koliko će Sunce emitovati tokom celog svog života od 1010 godina. Bez obzira što je ova energija toliko velika to nije jedina energija koju supernova emituje u okolni prostor, mnogo veći deo energije, oko 100 puta više, odnose neutrini koji nastaju u jezgru  umiruće zvezde.

Pored ogromne razlike u sjaju, važna razlika između nova i supernova je u tome što jedna ista zvezda može postati nova nekoliko puta, ali zvezda može biti supernova samo jednom!

Supernove se mogu podeliti na dva tipa. Neke supernove sadrže vrlo malo vodonika, o čemu se zaključuje analizom njihovih spektara, dok druge imaju mnogo vodonika. Takođe, i krive sjaja supernova manje bogatih vodonikom se razlikuju od onih u kojima ima više ovog elementa (SLIKA 21.7). Na osnovu ovih zabeleženih razlika supernove su podeljene na dva tipa, jednostavno kao supernove tipa I i II (SNI i SNII). Supernove SNI imaju malo vodonika a njihove s krive sjaja su slične onima koje se viđaju kod nova, dok su supernove SNII bogate vodonikom, a njihove krive sjaja imaju karakterističan 'plato' u trajanju od nekoliko meseci posle maksimuma.

SNI dostižu svoj maksimalan sjaj za samo oko nedelju dana i on traje nekoliko dana. Krive sjaja supernova ovog tipa su najčešće sličnog oblika. Nakon maksimuma, narednih 20-30 dana, sjaj počinje da opada brzinom od 0,1m na dan, a zatim opadanje usporava na 0,014m na dan. Apsolutni sjaj ovih eksplozija, u trenutku maksimuma, dostiže -19m, a ponekad čak i -21m. Razlika zvezdanih veličina pre eksplozije i maksimuma je u proseku 19m-20m. Supernove ovog tipa zabeležene su u galaksijama svih tipova i u proseku se javljaju jednom u 650 godina. Starost zvezda koje eksplodiraju kao SNI procenjuje se na 1010 godina.

U trenutku maksimuma spektar je kontinuiran a nakon toga u njemu se vide spektralne linije jona gvožđa, kalcijuma, silicijuma, sumpora, argona i neutralnog helijuma, ali nema linija vodonika. Na osnovu spektara može se zaključiti da je za vreme maksimuma temperatura atmosfere oko 20.000K, a zatim opada na oko 5500K. U spektrima je lako uočljiv plavi pomak linija. Ovaj pomak je posledica oblaka koji se širi nakon eksplozije i to brzinama od 5.000km/s do 20.000km/s. U vreme maksimuma sjaja fotosfera zvezde dostiže dimenzije koje su na desetine puta veće od prečnika Zemljine orbite oko Sunca, a snaga zračenja ovakve eksplozije je nekoliko milijardi puta veća od snage zračenja Sunca. Tokom eksplozije zvezda oslobađa energiju u obliku elektromagnetnog zračenja, magnetnog polja i vrlo brzih čestica, a jedna deo odlazi na kinetičku energiju oblaka koji se širi. Analize pokazuju da masa ovih zvezda nije mnogo veća od mase Sunca i da je manja od 1,2 solarne mase. Masa odbačenog omotača ne prelazi 0,1 solarnih masa.

Mehanizam nastanka SNI u tesnoj je vezi sa nastankom nova. Prilikom svake eksplozije nove sa površine belog patuljka izbacuje se velika količina materijala, ali ne mora sav materijal koji je patuljak otrgao sa svog velikog pratioca biti spaljen i izbačen u okolni prostor. Drugim rečima, postoji mogućnost da se masa belog patuljka polako povećava, u svakom ciklusu nastanka nove, prikupljanjem materijala otrgnutog sa velikog pratioca. Kako masa zvezde raste, raste i pritisak u unutrašnjosti koji je neophodan za održavanje ravnoteže. U jedno trenutku stabilnost belog patuljka može biti narušena, a posledice ovog uznemiravanja patuljka biće katastrofalne.

Već je poznato da se gravitacionoj sili belog patuljka ne suprotstavlja termalni pritisak (toplota), kao u prethodnim fazama života zvezde, već pritisak degenerisanih elektrona. Patuljak prikupljanjem materijala postaje sve teži i teži. U jednom trenutku njegova masa postaje veća od Čandrasekarove granice. Pritisak degenerisanih elektrona više nije dovoljno snažan da se suprotstavi gravitacionoj sili. Počinje kolaps zvezde. Temperatura raste i dostiže vrednost na kojoj se ugljenik pali i počinje fuzija ugljenika u teže elemente. Fuzija ugljenika skoro istovremeno počinje svuda u unutrašnjosti belog patuljka i cela zvezda iznenada eksplodira kao supernova.

U toku eksplozije SNI zvezda se raspada, tako da u središtu stvorene magline ne ostaje ništa. S obzirom da ga gravitaciono više ništa ne zadržava, drugi član dvojnog sistema odleće pravolinijskom putanjom.

Supernove tipa II nastaju kao posledica evolucije zvezda. One su češće nego SNI, ali i njihova zvezdana veličina je manja i iznosi oko -17m. Krive sjaja se razlikuju od onih kod SNI po užem maksimumu, odnosno SNII u stanju maksimuma provode kraće vreme nego SNI. U prvih 100 dana sjaj SNII opada sporo, ali nakon toga mnogo brže nego kod SNI. Spektar u maksimumu sjaja je kontinualan, a zatim se pojavljuju linije vodonika, helijuma i drugih elemenata. Na osnovu spektralnih linija zaključeno je da se gasni omotač ovih supernova širi brzinom između 6.000 i 12.000 km/s. Masa gasa izbačenom prilikom eksplozije je između 1 i 10 solarnih masa, što ukazuje da se radi o masivnim zvezdama. (slika 21.8)

SNII se pojavljuju jedino kod spiralnih galaksija i njihova učestalost je oko 1,5 puta veća nego učestalost  SNI. Javljaju se u spiralnim kracima, daleko od galaktičkog centra, odnosno u oblastima gde se nalaze masivne zvezde spektralnih klasa O i B. Evolutivni put ovih zvezda je dosta brz tako da eksplodiraju kao SNII nakon 106 do 108 godina od svog nastanka. Velika masa zvezda, koja može biti i veća od 8 solarnih masa omogućuje da se, za relativno kratko vreme, odigra kompletan ciklus termonuklearnih reakcija. U njima se fuzionim procesima od vodonika konačno dobija gvožđe.