Supernova je silovita eksplozija, ki se pojavi kot stopnja razvoja pri nekaterih zvezdah. Supernova traja od nekaj tednov do mesecev in v tem času lahko sprosti več energije, kot bi jo Sonce oddalo v 10 milijardah let. Supernove so sposobne zasenčiti svoje galaksije gostiteljice. V galaksiji velikosti Rimske ceste se supernove pojavijo približno enkrat na petdeset let.
Če bi se supernova pojavila 26 svetlobnih let stran od Zemlje, bi razstrelila polovico naše ozonske plasti. Nekateri paleontologi krivijo bližnjo supernovo za izumrtje ordovicija in silurija, ki se je zgodilo pred približno 444 milijoni let, med katerim je umrlo 60 % življenja v oceanu. Najsvetlejšo supernovo v človeški zgodovini so leta 1006 opazili ljudje po vsej Evraziji, najbolj podrobne zapiske pa so prišli s Kitajske. S svetilnostjo med četrtino in polovico polne Lune je bila ta supernova tako svetla, da je metala sence.
Supernove se pojavljajo na enega od dveh načinov in so ustrezno razdeljene na vrste – supernove tipa I in supernove tipa II.
Supernove tipa I se pojavijo, ko ogljik-kiskov beli pritlikavec, zvezdni ostanek v velikosti Zemlje, ki je ostal po milijonih let gorenja vodika in helija, nabere dovolj mase, da jo preseže Chandrasekharjevo mejo, ki je 1.44 sončne mase za ne. – vrteča se zvezda. Nad to mejo se elektronske lupine v atomih, ki sestavljajo škrata, ne morejo več odbijati drug od drugega in zvezda se zruši. Zvezdni objekt, ki vsebuje približno maso Sonca v prostoru, enakem Zemlji, postane še manjši, dokler ni dosežena potrebna temperatura in gostota za vžig ogljika. V nekaj sekundah se večji odstotek ogljika v zvezdi zlije v kisik, magnezij in neon, pri čemer se sprosti energija, ki ustreza 1029 megatonam TNT. To je dovolj, da zvezdo raznese narazen pri približno 3 % svetlobne hitrosti.
Supernova tipa II se imenuje tudi supernova s kolapsom jedra. To se zgodi, ko supergigantska zvezda z več kot devetimi sončnimi masami zlije elemente v svojem jedru vse do železa, ki ne zagotavlja več neto energetskega dobička s fuzijo. Brez proizvedene neto energije ne more priti do jedrske verižne reakcije in železno jedro se nabira, dokler ne doseže prej omenjene Chandrasekharjeve meje. Na tej točki se sesede in tvori nevtronsko zvezdo, predmet, ki vsebuje maso Sonca na območju približno 30 km (18.6 mi) v premeru – velikosti velikega mesta. Tudi večina zvezde zunaj jedra se začne sesedati, vendar se odbija od super goste snovi nevtronske zvezde, hitro zlije vsa preostala lahka jedra in ustvari eksplozijo podobnega obsega kot supernova tipa I.
Ker imajo supernove tipa I relativno predvidljivo sproščanje energije, se včasih uporabljajo kot standardne sveče v astronomiji za merjenje razdalje. Ker je njihova absolutna magnituda znana, je razmerje med absolutno in navidezno magnitudo mogoče uporabiti za določitev razdalje supernove.