A l’època de màxima brillantor, una supernova de la galàxia pot arribar a tenir una magnitud aparent de -20 i, per tant, pot ésser visible en ple dia. Durant els darrers mil anys han estat observades a ull nu tres supernoves: una l’any 1054, que fou estudiada pels astrònoms xinesos, una altra l’any 1572, que fou descrita per Tycho Brahe, i, finalment, la tercera l’any 1604, que fou estudiada per Kepler i Galileu. Als llocs del firmament en els quals, segons les cròniques antigues, foren observades les supernoves resten unes nebuloses més o menys brillants en ràpid moviment expansiu, que hom creu que són les restes de l’explosió. Malgrat el petit nombre de supernoves conegudes a la galàxia, hom accepta, a partir de les observacions efectuades a les galàxies exteriors, que a cada galàxia es produeix, per terme mitjà, una explosió d’aquestes cada 30 anys. Atès que en el moment de la màxima lluminositat la supernova és quasi tan brillant com tota la resta de la galàxia que la conté, és possible l’estudi detallat des de la Terra de les supernoves que apareixen a les galàxies llunyanes. D’aquesta manera hom ha obtingut nombroses dades sobre les supernoves. Hi ha dues classes de supernoves: les del tipus I, les quals, durant l’explosió, llancen cap a l’espai material pobre en hidrogen i en una quantitat molt inferior a la que conté el Sol, i les del tipus II, que principalment envien hidrogen a l’espai, en quantitats molt superiors a la massa del Sol. Hi ha diversos models per a explicar l’origen d’aquestes explosions i hom accepta també que, com a estadi final, l'estel on ha tingut lloc l’explosió resta convertit en un estel de neutrons o púlsar.
Hi ha les supernoves del tipus I, subdividides en tipus Ia, Ib i Ic, que durant l’explosió llancen cap a l’espai material pobre en hidrogen i en una quantitat molt inferior a la que conté el Sol; i les del tipus II, que principalment envien hidrogen a l’espai, en quantitats molt superiors a la massa del Sol. L’origen de l’explosió d’una supernova és diferent segons el seu tipus. Les de tipus Ia tenen com a estrella progenitora una nana blanca que comporta l’acreció de matèria d’una estrella companya, fins a superar el limitat de Chandrasekhar i desencadenar l’explosió. Totes les supernoves d’aquest tipus tenen la mateixa brillantor intrínseca, per la qual cosa són utilitzades com a candeles estàndards en el càlcul de distància. Les supernoves de tipus Ib i Ic són originades pel co»apse del nucli d’una estrella molt massiva que ha perdut el seu embolcall d’hidrogen en forma de vent estel·lar. Les supernoves de tipus II es produeixen també pel col·lapse d’un estrella massiva, però que no ha arribat a perdre l’embolcall d’hidrogen. Des d’un punt de vista observacional les supernoves de tipus I i II es distingeixen per la manca o la presència d’hidrogen en el seu espectre, a més de per la forma detallada de la seva corba de lluminositat. L’explosió de supernova deixa com a romanent un núvol de gas compost pel material del qual estava formada l’estrella i que s’expandeix fins a diluir-se a l’espai interestel·lar. Al centre d’aquest núvol es pot trobar un objecte compacte que depenent de la massa de l’estrella original serà un púlsar o un forat negre.