超新星是恒星通過爆發而死亡的事件，它是如此猛烈，使得單個恒星在短時間內的亮度與含有上千億顆類似太陽的普通恒星的整個星系的亮度一樣。這樣的事件比較少見。大多數恒星以遠為平靜的方式結束其生命，在我們銀河系這樣的星系中，超新星每百年才出現幾顆。但這些事件對星系演化、對諸如我們人類等生命形式的存在，均至關重要，因為超新星既加工了比鐵更重的所有元素，又在爆發時把這些以及其他重元素散布到太空中。你身體中的很多物質，就是在已經爆發為超新星的恒星內部加工出來的原子構成的，是超新星把這些元素擴散到星際物質中，而星際物質又能形成新的恒星、行星和人類。我們簡直就是用恒星塵埃制造成的。
所有超新星爆發時的巨大能量，都是在恒星的核突然坍縮、直到變成中子星(在某些情況下也可能變成黑洞)般大小的過程中，經由基本相同的途徑產生的；然而這種坍縮的觸發卻有兩種不同的方式，而且它們產生兩類外貌頗為不同的超新星(超新星個體之間還有更加細微的差異，因為不存在彼此全同的兩顆恒星，不過這些差異不如主要差別重要)。這兩類超新星叫做Ⅰ型和Ⅱ型，它們最初是根據光譜學研究加以區分的——Ⅱ型超新星光譜中有氫的譜線，Ⅰ型超新星光譜中卻沒有。通過超新星光譜的長期觀測研究，以及觀測與計算機模型的比較，現在已經能夠將這種差異解釋為兩類超新星形成方式的不同。
Ⅰ型超新星可出現在橢圓星系和盤狀星系中，但并不顯示更多出現在旋臂中的傾向。它們由較低質量的老年星族Ⅱ恒星的殘骸所形成，也出現在一顆子星已經演化到白矮星階段(見恒星演化)，并通過吸積從伴星獲取物質的雙星系統中。隨著白矮星質量增加，它終于超過穩定白矮星的昌德拉塞卡極限(約1.4太陽質量)，于是星體在自身重量作用下坍縮，將引力能以熱能形式釋放，并觸發一陣產生大量中微子的核反應高潮。
Ⅰ型超新星又分為幾個次型，其中Ⅰa型和Ⅰb型之間的差別最為主要。Ⅰa型超新星光譜中有硅的強譜線，Ⅰb型超新星則沒有。Ⅰa型超新星釋放的能量被認為能將坍縮白矮星炸散，噴發成一個質量與太陽相近的物質云，形成一個以數萬公里每秒的速率向外運動的膨脹氣殼(見超新星遺跡)，從而導致星體完全瓦解。所有Ⅰa型超新星看來具有相當一致的光度(對應的峰值絕對星等為-19)，這使它們成為可用于估計近鄰星系距離的很有效的“標準燭光”。
比Ⅰa型更常見的Ⅰb型超新星的觸發方式被認為基本相同，但出場的白矮星是由較大質量恒星因強烈恒星風而失去外層后遺留下來的。與Ⅰa型超新星的最重要差別是，Ⅰb型超新星真的剩下一個中子星或黑洞形式的殘骸。然而在這兩種情形下，雙星系統看來都在爆炸中瓦解，將原始白矮星的伴星猛然拋向太空，成為所謂的“速逃星”。有一個很有趣的例子，三顆速逃星——白羊座53、御夫座AE和天鴿座μ——似乎是從獵戶座中的同一個點射出，而且幾乎肯定它們都是大約3百萬年前一個四合星系統中發生的一次超新星爆發遺留下來的。
Ⅱ型超新星也能發生在雙星系統(畢竟大多數恒星是雙星的成員)或孤獨恒星中。它們是富含重元素且主要出現在盤狀星系旋臂中的年輕大質量星族Ⅰ恒星爆發而成。這些恒星在消耗完它們的核燃料時仍然擁有至少8倍太陽質量，它們如此巨大，甚至恒星風造成的物質拋射也不能把它們的剩余質量減少到昌德拉塞卡極限以下，因而即使沒有從吸積中受益，它們的核心也必然坍縮。Ⅱ型超新星的個體差異比Ⅰa型顯著(Ⅰb型更像Ⅱ型)，亮度也較低——它們的絕對星等可達-17左右。但它們的性質已經了解得相當不錯，以下描述的大部分細節已經由超新星1987A的研究得到證實(雖然該超新星實際上并非十分典型，因為研究表明它的前身星看來在最后坍縮之前已經損失了部分大氣)。
關鍵性的理論洞察應追溯到發現中子以前不到兩年的1934年。當時，瓦爾特·巴德和弗里茨·茲威基提出“超新星代表著從普通恒星到中子星之間的過渡”。但這一思想直到1960年代辨認出脈沖星就是中子星，而且蟹云脈沖星就在1054年從地球上觀察到的一次超新星爆發所在地之后，才開始被全面接受。那時以來，不同研究者提出了各種模型來描述超新星現象，盡管模型略為不同，其基本特征則一樣。這里講述的概要乃是根據圣克魯斯加利福尼亞大學的斯坦·伍斯利(Stan Woos1ey)及其同事們的計算，它描述了類似爆發成為超新星1987A的那樣一顆恒星死亡前的掙扎。
這樣一顆恒星形成于大約1,100萬年前，其初始質量是我們太陽質量的18倍，所以它必須猛烈迅速地燃燒它的核燃料，以支持星體對抗引力。結果，它的亮度高達太陽的40,000倍，僅僅1,000萬年就把核心的全部氫轉變成了氦。隨著恒星內部收縮和變熱，氦燃燒得以開始，而恒星外部膨脹，使它變成超巨星。但氦燃燒只能繼續支持恒星100萬年。
一旦核心區的氦燃料供應枯竭，恒星就越來越快地燃燒其他燃料。通過將碳轉變為氖、鎂和氧等元素，恒星可以支持12,000年；氖燃燒能支持12年；氧燃燒只能支持4年；最后的絕望掙扎是動用硅的聚變，這也只能使恒星穩定一星期。以后的事情就十分有趣了。
硅燃燒甚至在大質量恒星中也是聚變反應的終點，因為它產生的各種原子核(如鈷、鐵和鎳)是可能形成的最穩定的核。要制造更重的元素需要注入能量(見核合成)。就在超新星爆發前，所有能夠導致生成這些鐵族元素的常規核反應都是在圍繞核心的殼層內進行的(也包括s過程的作用)。但全部硅轉變為鐵族元素后，在不到一秒鐘的時間內核心就從太陽般大小坍縮成直徑僅僅幾十公里的團塊。在這個初始坍縮階段，引力能轉化為熱，產生大量高能光子，這些光子將核心中的重原子核拆開，正好與此前1,100萬年間的核聚變的作用相反。鐵原子核的這種“光致蛻變”是威利·福勒和弗雷德·霍伊爾在1960年代最先指出的。隨著重原子核分裂成較小的核甚至個別質子和中子，電子便一反β衰變之道，被擠壓進原子核和個別質子。這一切的能量來源于引力。留下來的是一個中子物質球，它本質上是直徑約200公里、質量約太陽一倍半的單個“原子核”。
這一階段的坍縮是如此強烈，以致這時中子球中心被壓縮到密度甚至超過原子核內的密度。于是它往外彈回，向中子球物質和更外面的恒星發出激波。恒星外層物質(仍然擁有至少15倍太陽質量！)的底部在核心坍縮時被往下拉，這時以大約1/4光速向內部降落。但是，當激波與下降物質相遇時，它把向內的降落往回推，造成一個向外運動的波陣面，而將恒星吹散——但不會發生在這一切活動期間發射的大量中子通過r過程產生顯著數量很重元素之前。
核心第二次亦即最終一直變成直徑僅20公里的中子星的坍縮過程中產生的中微子強勁風暴跟隨在激波后面，并很快趕上它。這個從容不迫的過程經歷幾十秒鐘(不是十分之幾秒)便完成了。這時，向外傳播的激波力圖推開它前面的15個太陽質量的物質，開始停頓下來。但由于激波停頓，波陣面的物質密度變得如此之高，甚至一部分以光速趕上激波的中微子也被它吸收，將足夠的能量轉移給激波，使激波得以再次開始往外傳播以完成將恒星外層吹散的使命。其余的中微子則攜帶著等于超新星最終輻射可見光的200倍的能量，徑直通過恒星外層而通向宇宙；對于超新星1987A，僅僅屈指可數的極少數中微子終于在地球上被探測到了。
這是一個極其重要的發現，因為天體物理學家計算出，如果沒有中傲子的額外推動，激波便會止息，超新星也就絕不可能炸開。大量中微子的在場，是模型的最關鍵預言。當超新星1987A的中微子真的被探測到，很多理論家都寬慰地舒了一口氣。即使有中微子的推動，現在以大約2％光速運動的激波花了兩個小時才把恒星外層推向太空，并使恒星增亮而成為可見的超新星——這就是地球上探測到中微子略早于恒星明顯增亮的原因。
當這一切正在進行的時候，盡管恒星的原始鐵質核心已經轉變為中子球，根據理論，高溫高壓激波中的大規模突發核反應應該產生了一直到包括鐵族在內的很多重元素。這一活動的主要產品之一當是鎳-56。鎳-56是不穩定的，它通過相繼的放射衰變，首先(以剛剛超過6天的半衰期)變成鈷-56，然后鈷-56(以77天的半衰期)再變成鐵-56；鐵-56則是穩定的。
至少理論是這么說的。對超新星1987A爆發后亮度衰減的觀測表明，在頭100天內，93％的能量確實是鈷-56的衰變所提供，而且隨著超新星繼續減弱，觀測依舊輝煌地證明了理論模型的正確。蘇塞克斯大學的羅杰·泰勒(Roger Tayler)形容這些觀測是“關于重元素起源的最重要、最令人激動的觀測，它們證明［核合成］理論模型總體上是正確的”。光譜研究顯示，超新星1987A生產了相當于8％太陽質量那樣多的鎳-56。
因此，根據1930年代中期以來對幾百顆超新星的觀測，和前幾個世紀天文學家(包括第谷·布拉赫于1572年和約翰尼斯·開普勒于1604年)對屈指可數幾顆超新星的記錄所建立的模型，已為超新星1987A的詳細性質證明為正確。每年大約有10顆超新星在其他星系中發現，但從天文望遠鏡發明以來銀河系中一顆也沒有。超新星爆發時，雖然可見光是我們的視覺最敏感的特征，但被爆發吹跑的恒星物質帶走的能量10倍于此，而超新星核心達到大約開氏480億度(相當于420萬電子伏)的溫度時產生的中微子形態的能量更是高達100或200倍。所有這些都來源于恒星核心坍縮時釋放的引力能。即便超新星的可見光只占所釋放能量的較小比例，不到一天就增亮大約15-20星等而達到最大亮度的恒星，仍然能在一星期左右時間內使其母星系中其余全部恒星加在一起的總亮度相形見絀。然后，隨著爆炸時產生的不穩定原子核特別是鈷-56通過放射衰變繼續釋放能量，它的亮度緩慢下降，幾年以后才回復到原來的水平。
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