Existen registros históricos de supernovas en nuestra galaxia, siendo  la última la que identificó Johannes Kepler en 1604. Desde entonces, todas las supernovas observadas por los astrónomos modernos han tenido lugar en otras galaxias. A partir de los estudios de supernovas en ontras galaxias, los astrónomos han identificado dos tipos: Tipo I y Tipo II.

Las categorías de supernova se definen por el espectro de la materia expulsada, el cual refleja su contenido. La forma en la que la luz proviniente de la supernova aumenta rápidamente y luego decae lentamente, llamada la "curva de luz",  tambien proporciona mucha información sobre el suceso. A medida que más y más supernovas han sido descubiertas, la línea que divide las dos categorías se ha vuelto más difusa por los eventos que comparten propiedades de los dos tipos.

Los espectros de las supernovas de Tipo I revelan una total falta de hidrógeno, el elemento más común en el Universo. Las supernovas de Tipo II muestran, en cambio, una composición mas normal del material expulsado, con normales proporciones de hidrógeno.

Algunas supernovas de Tipo I, llamadas de Tipo Ia, aparecen en todas las galaxias - elípticas, espirales e irregulares. Las supernovas de Tipo II nuncan se han detectado en galaxias elípticas, solo ocasionalmente en galaxias irregulares, y son muy comunes en los brazos de galaxias espirales. Los Tipos Ic y Ic tampoco ocurren en galaxias elípticas.

Las galaxias elípticas se cree que consisten solamente de estrellas viejas y de baja masa,  y por tanto las supernovas de Tipo Ia podrían de alguna manera provenir de estrellas de baja masa. Puesto que las galaxias espirales contienen una mezcla de estrellas de baja  y alta masa, no resulta sorprendente que en ellas se detecten los dos tipos Ia y II.

Las supernovas de Tipo Ia tienden a evitar los brazos de galaxias espirales. Puesto que los brazos espirales son un lugar donde ha habido formación estelar reciente, las supernovas de Tipo Ia puede que exploten en estrellas más viejas y de menor masa. Probablemente los progenitores de las supernovas de Tipo Ia no son muy masivos, puesto que las estrellas de más masa viven muy corto tiempo.

La uniformidad de las supernovas de Tipo Ia es remarcable y sus curvas de luz son muy particulares. Su brillo alcanza el máximo en unas dos semanas para después decaer gradualmente a lo largo de los siguientes meses. Los cambios en sus espectros siguen una secuencia predecible. Los astrónomos piensan que pueden ser enanas blancas hechas de carbono y oxígeno, lo cual explicaría la falta de hidrógeno.

La máxima masa que una enana blanca puede tener es 1.4 veces la masa del Sol, un valor que se define como el límite de Chandrasekhar. Las enanas blancas con una masa cercana al límite de Chandrasekhar serían esencialmente idénticas y por tanto protagonizarían explosiones muy similares.

La teoría más popular para convertir una estrella de baja masa en una supernova es a través del rejuvenecimiento de una enana blanca. Una estrella de más masa en un par podría evolucionar para convertirse en una enana blanca. La compañera de baja masa podría tardar mucho en evolucionar tambien, pero en algún momento lo haría, expandiendose para convertirse en gigante roja y pasando parte de su masa a la enana blanca. Si la masa total acumulada por la enana blanca se aproxima a la masa límite de Chandrasekhar, ésta podrían entonces explotar. Otra posibilidad es que las supernovas de Tipo Ia provengan de sistemas de dos enanas blancas que lentamente se unen debido a la emisión de ondas de gravedad generadas por su danza orbital.

La evidencia indica que las supernovas de Tipos Ib, Ic y II corresponden a la explosión de estrellas de gran masa que presumiblemente han evolucionado desde la secuencia principal para transformarse en gigantes rojas. Qué tipo particular de estrellas masivas participa en este proceso is un asunto que aún se debate.

Las estrellas que producen supernovas de Tipo II  se forman, probablemente,  en los brazos espirales,  y viven un tiempo demasiado corto para moverse desde el lugar donde nacen. Debido a su corto tiempo de vida, estas estrellas deben ser tambien masivas. Como las supernovas de Tipo II, las de Tipos Ib y Ic parecen explotar solamente en los brazos de galaxias espirales y por tanto es muy posible que estén asociadas con estrellas masivas que han agotado su hidrógeno.

El brillo de una supernova de Tipo II  alcanza su máximo después de una semana o dos y se mantiene aproximadamente constante hasta unos dos meses. La luminosidad disminuye entonces muy rápidamente, seguida por una disminución con un ritmo constante a lo largo de los siguientes meses. El patrón de emisión de luz con el tiempo es consistente con la explosión de una gigante roja gigante.

Las gigantes rojas han atravesado una serie de estados dominados por diferentes reacciones nucleares en su núcleo que producen elementos más y más pesados. Se cree que una supernova cuyo progenitor es una estrella masiva ocurre justamente después de la formación de un núcleo de hierro. El hierro puede solamente absorber energía nuclear, lo cual elimina la presión interna que la estrella tenía cuando su fuente de energía provenía de la fusión de hidrógeno, helio y otros elementos más ligeros que el hierro. Sin soporte interior, la estrella colapsa.

En el colapso, los protones capturan electrones y se convierten en neutrones. Cada reacción crea un neutrino, de modo que una gran explosión de neutrinos se produce en el proceso. Cuando el colapso alcanza la densidad de los núcleos atómicos, la fuerza nuclear fuerte comienza a proporcionar una fuerte presión hacia fuera, deteniendo el colapso y dejando como resultado una estrella de neutrones.

La energía liberada en este proceso es mil veces mayor que la necesaria para expulsar las capas más externas, aquellas que contienen cálcio, oxígeno, carbono y helio, y cualquier envoltura externa de hidrógeno. Ahora bien, la mayoria de la energía producida en el colapso se pierde, al ser tranportada por los neutrinos que escapan de la recien nacida estrella de neutrones sin interaccionar con la materia que cae. Esta energía perdida no está disponible para empujar la explosión. Puesto que nosotros vemos una supernova, debe de quedar suficiente energía para causar una explosión catastrófica. Los astrofísicos aún estan intentando entender el mecanismo exacto.