Supernova on väkivaltainen räjähdys, joka esiintyy joidenkin tähtien kehitysvaiheena. Supernova kestää muutamasta viikosta kuukausiin, ja tänä aikana se voi vapauttaa enemmän energiaa kuin aurinko päästää yli 10 miljardia vuotta. Supernovat kykenevät ylittämään isäntägalaksinsa. Linnunradan kokoisessa galaksissa supernovia esiintyy noin kerran viidessäkymmenessä vuodessa.
Jos supernova tapahtuisi 26 valovuoden päässä Maasta, se räjäyttäisi puolet otsonikerroksestamme. Jotkut paleontologit syyttävät läheistä supernovaa Ordovician-Silurin sukupuuttoon, joka tapahtui noin 444 miljoonaa vuotta sitten ja jonka aikana 60% meren elämästä kuoli. Ihmishistorian kirkkain supernova havaittiin vuonna 1006 Euraasiassa, ja yksityiskohtaisimmat muistiinpanot tulivat Kiinasta. Tämä kirkkaus oli neljänneksestä puoleen täysikuun kirkkaudesta, joten tämä supernova oli niin kirkas, että se heitti varjoja.
Supernovia esiintyy kahdella tavalla, ja ne jaetaan vastaavasti tyyppeihin – tyypin I supernovat ja tyypin II supernovat.
Tyypin I supernovoja esiintyy, kun hiili-happi-valkoinen kääpiö, maapallon kokoinen tähtijäännös, joka on jäänyt miljoonien vuosien vedyn ja heliumin polttamisesta, kerää tarpeeksi massaa sen asettamiseksi Chandrasekhar-rajan yli, joka on 1.44 aurinkomassaa -pyörivä tähti. Tämän rajan yläpuolella kääpiön muodostavien atomien elektronikuoret eivät voi enää karkottaa toisiaan ja tähti romahtaa. Tähtikohde, joka sisältää suunnilleen Auringon massan maapalloa vastaavassa tilassa, pienenee entisestään, kunnes hiilen syttymiseen tarvittava lämpötila ja tiheys saavutetaan. Muutaman sekunnin kuluessa suurin osa tähden hiilestä sulautuu happea, magnesiumia ja neonia vapauttaen energiaa, joka vastaa 1029 megatonnia TNT: tä. Tämä riittää räjäyttämään tähden erilleen noin 3% valon nopeudesta.
Tyypin II supernovaa kutsutaan myös ytimen romahtamis supernovaksi. Se tapahtuu, kun yli yhdeksän aurinkomassan superjättiläinen tähti sulauttaa ytimessään olevat elementit rautaan asti, mikä ei enää tarjoa nettoenergian saantia fuusiolla. Ilman nettoenergian tuottamista ydinketjureaktiota ei voi tapahtua, ja rautaydin muodostuu, kunnes se saavuttaa aiemmin mainitun Chandrasekhar -rajan. Tässä vaiheessa se romahtaa muodostaen neutronitähden, esineen, joka sisältää auringon massan noin 30 kilometrin (18.6 mailin) kokoiselle alueelle – suuren kaupungin kokoiseksi. Suurin osa ytimen ulkopuolella olevasta tähdestä alkaa myös romahtaa, mutta pomppii neutronitähden supertiheää ainetta vastaan sulattamalla kaikki jäljellä olevat valon ytimet nopeasti ja luoden samankaltaisen räjähdyksen kuin tyypin I supernova.
Koska tyypin I supernoovilla on suhteellisen ennustettavissa oleva energian vapautuminen, niitä käytetään joskus tähtitieteen vakiokynttiläinä etäisyyden mittaamiseen. Koska niiden absoluuttinen suuruus on tiedossa, absoluuttisen ja näennäisen suuruuden välistä suhdetta voidaan käyttää supernovan etäisyyden määrittämiseen.