超新星是最激烈的天體物理現象，它的爆發過程只延續大約一秒鐘，但是釋放出極大的能量，超新星爆炸的光度可能相當於1,000萬億顆恆星同時發出的光芒。爆炸時產生的高能粒子是地面上任何加速器都不能達到的, 它提供一個在極端條件下進行的核融合，以及與高能粒子相互作用的實驗，包括爆炸過程在內，這樣的條件在地面上是永遠無法實現的。在周期表中原子序數比鐵更高的元素(如鋅、金或鉛)全都是在超新星爆炸中產生的。超新星爆炸標示了一顆恆星壯烈的死亡，但是也觸發了新一代的恆星誕生。
超新星Supernova 1994D
天文學家把超新星按它們光譜上的不同元素的吸收線來分成數個類型：
I型：沒有氫吸收線。
Ia型：沒有氫、氦吸收線，有硅吸收線。
Ib型：沒有氫吸收線，有氦吸收線。
Ic型：沒有氫、氦、硅吸收線。
II型：有氫吸收線。
I型的超新星一般都比II型超新星亮。一般學生最先知道的超新星是II型(Type II)超新星, 是大質量恆星死亡后, 成為黑洞或中子星前的超新星爆炸產生的。 Ia型超新星(Type Ia supernova, Ia唸成one-a, 不是i-a).一般相信(會寫一般相信, 就表示并非百分之百有定論)是來自含有白矮星與巨星的雙星系統, 白矮星從巨星的外層大氣中逐漸吸收質量, 待白矮星的質量超過所謂"錢的限制(Chandrasehkar's limit)"后, 會引發重力塌縮及超新星爆炸。
這種雙星系統的爆炸分為兩種，一種是新星的爆炸，另外一種則是更劇烈的超新星爆炸。
新星 (Nova) 爆炸：
Nova(復數Novae)在拉丁文中代表「新的」，在天文學中「新星」指的是看來像是新產生的星星。新星會在天空中突然變亮，維持幾天后，逐漸變暗，至數月后才看不見。但是事實上「新星」并非一個新誕生的星星，而是一顆年老的白矮星爆炸所形成。
新星爆炸是由於一顆普通星星的質量經由吸積盤轉移到一顆白矮星上。由於這些物質是由一顆普通的星星上來的，所以裡面含有許多未經核融合的成分，其中氫就佔得最多。當這些物質聚集在白矮星的表面時，形成一層未經核融合反應的燃料層。當這層物質愈來愈厚，它也變得愈來愈密、愈來愈熱，最后到達可以產生氫的核融合的條件，突然產生爆炸。
為了明白這些爆炸如何產生，我們要先了解質量如何掉入一顆星球上。
吸積盤 (Accretion Disks)
當伴星質量往白矮星掉落時，由於角動量守恆，事實上物質無法直接掉在白矮星上，而是繞著白矮星轉。我們用一個日常生活舉例︰一個裝滿水的洗臉槽，槽內的水原本有些輕微的擾動，不過它的旋轉并不明顯，一旦我們將塞子拔掉，往排水口流出的水由於角動量守恆，所以變成了漩渦。同樣的，掉入白矮星的氣體也會因同樣的效應形成一個旋轉盤，稱為吸積盤。
中度極化雙星系統中的吸積盤
在吸積盤中會發生兩件重要的事情︰第一，盤中的氣體因為摩擦力及潮汐力而變得十分熱。這個吸積盤扮演煞車的角色，讓氣體旋轉速度變慢，掉入白矮星內。靠吸積盤內部的氣體溫度可以超過100萬K，氣體會發生強烈的X光。另外，從吸積盤往內掉落至白矮星上的物質會發出巨大的爆炸。
新星的爆炸將白矮星的外層以每秒幾千公里的速度往外炸開。雖然往外炸開的物質質量僅有0.0001倍的太陽質量，但是它的光度可達太陽的10萬倍。當外層膨脹得愈來愈大，且愈來愈稀薄時，就逐漸變冷，新星看來就逐漸黯淡了。
這個爆炸幾乎不會影響這顆白矮星和它的伴星，所以同樣的質量轉移的過程又開始進行。白矮星外層的燃料層加厚的速度與質量轉移的速度有關。根據這個理論，有些新星需要1,000到10萬年來累積足夠厚的燃料層來產生爆炸；有些則僅需要幾週。再發新星 (recurrent novae)、矮新星 (dwarf novae) 及一些相關的不規則變星 (irregular variable stars) 都經歷類似新星的較小規模的爆炸。雖然這幾型星球并不一樣，不過它們都經歷質量累積在吸積盤的過程。
不斷發生爆炸的蛇夫座RS (RS Ophiuchi)的雙星系統
超新星爆炸：
經典的觀點認為，熱核爆炸超新星——也就是Ia型超新星——爆炸發生在白矮星——一種燃燒完核燃料（Nuclear Fuel）并且全部由碳（Carbon）和氧（Oxygen）組成的星體——從一個鄰近的伴星吸積物質的時候發生。在吸積的同時白矮星會收縮從而導致密度和溫度上升。這個過程一直進行到白矮星的質量達到質量極限——也就是所謂的Chandrasekhar質量，大概等于1.4倍的太陽質量。當達到這個狀態的時候，由于熱核反應不穩定性導致核聚變放出大量的能量，將白矮星外層的物質以很高的速度噴射出去，速度可以達到光速的百分之幾。核反應可以將大概0.6個太陽質量的白矮星物質變成一種同位素：放射性的鎳56（Nickel-56）。這種同位素的衰變——先是衰變到鈷56（Cobalt-56），然后再衰變到鐵56（Iron-56）——提供了一個延遲能量來源，這可以維持噴射出去的物質處于高溫，導致超新星獲得比十億個太陽更強的峰值光度（光度的定義為單位時間內輻射出來的能量）。
天文學家對于Ia型超新星具有濃厚的興趣，因為它們可以被用來探索宇宙的膨脹歷史。這種超新星的光度很大，這就意味著能夠在很遠的地方看到——由于光的傳播速度有限，這同時也意味著可以看到遙遠的過去——而它們的相對視亮度則可以被用來推測它們的距離。超新星光變曲線和峰值光度之間的經驗關系可以用來很精確地確定超新星的光度。
所有的Ia型超新星, 當它們的亮度達最高點時，都有著同樣的絕對亮度。因為它們發生爆炸的原因都完全相同，起始于白矮星吸收伴星物質的過程一直進行到白矮星的質量達到質量極限，由于熱核反應不穩定性導致核聚變放出大量的能量。
但是1996年后, 這一點被新觀測給修正了。由Howell等人發現的超新星是SNLS-03D3bb（或者SN2003fg）在光學波段具有發射和吸收譜，由這些信息可以確定這顆超新星是Ia型的。這就意味著它的爆炸是由前面描述的失控熱核反應驅動的，而不是驅動其它類型超新星的引力塌縮。但是這顆超新星的峰值光度是典型Ia型超新星爆炸事例的2.2倍。超新星爆炸的光度取決于鎳56的質量，在這個案例中，產生這么大的光度需要有1.3倍太陽質量的鎳56。產生這么多的鎳要求初始噴射物質的質量遠遠超過Chandrasekhar極限允許的1.4倍的太陽質量。這是因為核聚變不僅產生鎳，而且還穩定的鐵系同位素，而且SN2003fg的光學譜顯示存在更輕元素比如硅（Silicon）、硫磺（Sulphur）和鈣（Calcium）的存在。同時還可能存在沒有燃燒完全的碳和氧。把這些都考慮在一起，Howell等人估計噴射物的質量達到了2.1個太陽質量。
但是為什么白矮星可以如此之重呢？一種可能是兩個鄰近的白矮星相互繞轉最后融合。這種情況可以通過由引力波導致的星體角動量損失產生。但是這種情況下通常會產生的是中子星而不是超新星爆發。一個可能性更大的解釋是，從普通伴星那里被白矮星吸積過來的物質導致白矮星的角動量增加，從而使得白矮星高速轉動，可以克服引力的吸引，從而使得白矮星在爆炸之前具有超過極限的質量。
在這種情況下白矮星可以具有多大的質量取決于角動量在星體內部如何分布，也就是說白矮星作為一個整體轉動還是各不同部位的轉動不一樣。較差轉動（Differential Rotation）可以使得白矮星的質量達到四倍太陽質量之巨，考慮到從伴星吸積物質有一定限度，白矮星的質量可能被限制在大概兩倍太陽質量。
由于多普勒效應的結果——移動物體發出的輻射譜發生變化——SN2003fg的光譜被展寬，而光譜變化的程度顯示噴射物質的速度比起典型Ia型超新星來要低。這和超極限質量白矮星是符合的，因為雖然在這種情況下核聚變產生的能量更多，而同時也造成物質脫離引力束縛需要具有更高的能量。高束縛能造成較低的噴射速度。
為了更好地了解Ia型超新星，確定噴射物質的質量分布是非常關鍵的。比如Ia型超新星是否普遍具有超極限的質量？它們的質量在1.4到2.1倍太陽質量之間有平滑的分布？Howell等人對超新星樣例所作的一項分析表明情況可能確實如此。目前的數據和位于質量極限附近的典型Ia型超新星是相容的，而SN2003fg則顯得比較例外。這種解釋主要是受到了不同以往的超大光度以及對于光度-光變關聯關系的破壞這兩種異常現象的啟發。雖然這種Ia型超新星的亮度非常大，光變曲線的形狀則是典型的。
但是這種Ia型超新星爆發現象的發現并不意味著用Ia型超新星作為宇宙學距離指示器有問題。如果假設SN2003fg符合光度-光變形狀經驗關系，就有可能極大地低估它的光度，從而低估它的距離。但是由于這顆超新星是如此地奇特，在一項宇宙學研究中已經將其排除。光度-光變形狀關系是經驗性的，并且對Ia型超新星的質量分布沒有人為假設。這就已經意味著這個經驗關系可以容納白矮星質量對質量極限有少許偏離，但這并不包括SN2003fg這種情形。
無論如何, 我們可以透過觀測Ia型超新星而得知它們的絕對亮度. 一但有了絕對亮度, 和觀測到的亮度比較后, 透過平方反比律, 我們就可以算出該超新星的距離, 也就是它的母星系的距離。