Parin epävakaus supernova on erityinen supernovatyyppi tai tähtiräjähdys, joka esiintyy vain erittäin massiivisissa tähdissä (130–250 aurinkomassan välillä), joilla on alhainen tai kohtalainen pyörimisnopeus ja alhainen metallisuus (pääasiassa vedystä ja heliumista) ). Parin epävakauden supernovassa tähden ydin on niin äärimmäisen energinen, että gammasäteiden ja atomiytimien väliset törmäykset johtavat spontaaniin elektroni-positroniparien muodostumiseen, poistavat suuren osan lämpöenergiasta ja johtavat paineen laskuun. Tämä painehäviö johtaa siihen, että tähti romahtaa osittain painovoiman vaikutuksesta.
Kutistusalueet ylikuumenevat nopeasti äärimmäisiin lämpötiloihin ja paineisiin aiheuttaen atomien ytimien nopean fuusion ja valtavan energian vapautumisen. Tuloksena oleva lämpöenergia on niin valtava, että se puhaltaa tähden kokonaan erilleen jättämättä mitään taakse. Kaikki muut supernovat jättävät jälkeensä mustan aukon tai neutronitähden jäännökset.
Parien epävakauden supernovojen uskotaan olevan nykyään harvinaisia, ja tähtitieteellisessä historiassa on vain yksi ehdokas: SN 2006gy, jota kutsuttiin “kirkkaimmaksi tähtien räjähdykseksi koskaan”. Se oli kymmenen kertaa voimakkaampi kuin supernova, ja kuten muita vastaavia supernovaräjähdyksiä kutsuttiin hypernovaksi. Jotkut tiedemiehet ovat ehdottaneet, että parin epävakauden supernovat saattavat jättää jälkeensä kvarkitähtien jäännöksen, mutta tätä ei ole vahvistettu.
Vaikka parin epävakauden supernovoja havaitaan nykyään harvoin, uskotaan, että niitä oli hyvin paljon kaukaisessa menneisyydessä alkukantaisten, supermassiivisten, vähämetallisten Population III -tähtien joukossa. Nämä ovat ensimmäiset tähdet, jotka syntyivät 100 miljoonan vuoden pimeyden jälkeen alkuräjähdyksen jälkeen. Ne ovat riittävän vanhoja ja kaukaisia ollakseen käytännössä huomaamattomia nykyisen teleskooppitekniikkamme avulla, vaikka James Webbin avaruusteleskooppi on kuvannut muinaista valoa, jonka uskotaan olevan väestön III tähtien heikko hehku.
Eta Carinæ on galaksimme tähti, jolla on niin paljon massaa (100–150 aurinkomassaa), että se voi räjähtää parin epävakauden supernovassa elämänsä lopussa. Koska se räjähtää vain 4,500 valovuoden päässä Maasta, se olisi niin kirkas, että sen valoa käyttämällä olisi mahdollista lukea yöllä. Supernova olisi jopa näkyvissä päivällä, kuten kuu. Onneksi se ei silti olisi tarpeeksi energinen vahingoittamaan merkittävästi maan ilmakehää.