大質量星や中質量の近接連星が起こす大爆発により突然明るく輝きだす天体。夜空でそれまで星の見えなかった所に突然明るく輝く星は新星と呼ばれているが、新星のなかで特別に明るいものが「超新星」と分類されるようになった。その後の研究で超新星は恒星全体が爆発する現象であることがわかった。爆発後に残される星雲は超新星残骸と呼ばれる。超新星の発生頻度は、1銀河あたり50年に1個程度という稀な現象であるが、21世紀に入ると自動観測や大望遠鏡でのサーベイ観測などで発見数は年間500程度に達する。「超新星」という語は、超新星そのものと超新星の爆発現象の両方に用いられることが多い。厳密に区別したい場合には後者に「爆発」をつけて「超新星爆発」と呼ぶ。

超新星は分光観測により分類が行われる。まず、最も明るくなる極大期に水素線が現れないものがⅠ型、水素の吸収線が現れるものがⅡ型と分類された。典型的なI型超新星ではケイ素の吸収線が顕著であるが、これの弱いものも相次いで見つかるようになり、ケイ素が強いものはⅠa型、そうでないもののうちヘリウムの吸収線が見えるものはⅠb型、それも見えないものはⅠc型と分類されるようになった。このうち、Ⅰa型超新星は近接連星系に属する白色矮星が伴星からの質量降着をうけて爆発したものであり、それ以外のⅡ, Ⅰb, Ⅰc型は大質量星の重力崩壊に伴って爆発したものであると考えられている。Ⅰb, Ⅰc型は、星風などによってそれぞれ水素外層、ヘリウム層を失った大質量星が起こす爆発とみられている。Ⅰa型超新星は爆発後約20日で光度が極大に達し、絶対等級で-19等ほどになる。その後の減光も含め、超新星ごとの個性は小さい。

一方、大質量星の爆発であるⅠb, Ⅰc, Ⅱ型超新星の極大絶対等級は-17等程度であるが、明るさは天体によって大きく異なる。Ⅱ型超新星には、極大後100日程度一定の光度を保つⅡ-P型や等級が直線的に落ちるⅡ-L型がある。この違いは水素外層の多少によると考えられる。超新星の熱源は、爆発時に合成された放射性元素 ⁵⁶Ni が ⁵⁶Co、さらに ⁵⁶Feに壊変する際に放出されるガンマ線であり、超新星の明るさは合成されて放出される鉄の量を反映する。

Ⅰa型超新星爆発のメカニズムには二つのシナリオがある。第一のシナリオでは、連星系を構成している白色矮星に相手の星から質量が降着し、白色矮星の質量がチャンドラセカール限界質量近くにまで増加すると爆発する。第二のシナリオでは、連星系の二つの星が白色矮星となり、重力波を放出しつつ公転移動を狭め合体する。合体した白色矮星の質量がチャンドラセカール限界質量を超えると、第一のシナリオと同様に爆発する。中心で起こる炭素フラッシュの後、爆発的な燃焼波面は爆燃波として外側に伝播する。その過程で鉄族元素が大量に合成される。

大質量星が起こす重力崩壊型の超新星の爆発機構は十分に解明されていないが、理論的には光分解型超新星と電子捕獲型超新星が存在すると考えられている。前者は太陽質量の10倍以上の星が起こすもので、高温になった鉄の中心核で高エネルギーのガンマ線によって鉄が分解され、爆縮の後に中性子星やブラックホールが形成される。後者は太陽質量の8-10倍の星が起こすもので、酸素、ネオン、およびマグネシウムからなる中心核において電子捕獲が起こり、圧力が低下して収縮し、最後に中性子星が生まれる。中性子星生成の際に生じた衝撃波が外部コアと外層を吹き飛ばすという爆発機構が考えられるが、詳細なシミュレーションでは衝撃波の伝播は不十分であり、ニュートリノ加熱や星の自転の効果などをとり入れた研究が行われている。また、140太陽質量を超える星では電子-陽電子対生成による重力崩壊の際に核燃焼の暴走により爆発（電子対生成型超新星）が起こると考えられている。

超新星爆発からは、大質量星内部や爆発時に合成されたさまざまな元素が放出され、宇宙の化学進化に大きな影響を与える。また、Ia型超新星はその明るさがほぼ等しく、極大後の減光率の違いをもとにした補正を加えるとその極大時の絶対等級を精度よく見積もることができるため、距離測定に用いることができる。遠方のⅠa型超新星の観測は、宇宙の加速膨張に対する観測的証拠を与えている。