島の中央部に高層湿原が広がり、その周囲を幅の狭い低層湿原が囲う。高層湿原の成立は14000年前とされる。完新世初頭の暖流の北上に伴い発生した夏季の海霧とそれに伴う低温などの特殊条件が影響し成立した古い歴史を持つものである（守田2001）。チャミズゴケ、スギゴケ、ヒメツルコケモモ、ガンコウラン、イソツツジなど道東の高層湿原の特徴種が見られるほか、クロマメノキのような特異的な種が出現し、千島列島の湿原植生、植物相と道東の湿原植生の関係性を考える上で非常に重要である（田中1973, 北海道湿原研究グループ1995）。また、ユルリ島で記録されている環境省レッドリスト及び北海道レッドリストに記載されている植物種は24種（根室市教育委員会2007, 環境省2017, 北海道2001）あるが、そのうち17種が湿原及び湿地環境を生育の場とする種である。人の出入り等が少ないため原生に近い環境が保たれており、保全上も非常に重要な場所である（鈴木他2016）。野生化した馬による踏圧等による影響が懸念され、田中ら（1973年）では「主たる馬道はほぼ定まっているようで、蹄跡の密度がこの事を示している」「湿原全域を展望すると、湿原の中にもある程度の足跡は残されているが、はっきりした馬道は目立たず、第一次の湿原として現在にいたっている事が推測される」とあるが、その後行われた橘ら（1997）では『高層湿原内にも馬道が至る所でみられ、踏み荒らしによる植生の破壊や糞尿による湿原水の富栄養化などが懸念される』と報告している。現在、馬は3頭にまで減少しているが、「馬の消滅とともに、高層湿原を含めたユルリ島の植生がどのように回復していくかモニタリングしていくことは、大型草食動物の攪乱から自然植生がどのように回復するか？回復にはどの程度の時間を要するのか？を知り、他の高層湿原における保全施策を考える上でも重要な情報となりうる（外山2017）」と主張する者もいる。。
北海道東部の沿岸大地や海岸砂丘地帯は古くから放牧地として利用されてきているが、ユルリ島においても馬が自然放牧されてきた。この島での放牧は非常に古く、しかも周年放牧を行なっているのが一つの特色になる（田中1973）。台地上ではミヤコザサを中心とする海岸草原が主となっているが、馬がミヤコザサや高径の草本を食すため、花園効果により草丈の低い植物種が豊富である。やや湿潤地な場所にはナガボノシロワレモコウ、タチギボウシに代表される植物群落が形成される。台地草原にはタチギボウシ、ハクサンチドリ、エゾフウロなどの白色個体が多くみられることも特徴の一つである。
ユルリ島の植生はその立地から大別して、台地草原、湿原、断崖植生の三つに区分される。それぞれが北方の自然を代表する群落組成を示し、300種（推定）に近い植物の生育を見る。低地の沢沿いにヤナギの小郡生地があるほかは、樹林はまったくない（田中1973, 北海道湿原研究グループ1995）。
極超新星は、通常の超新星と比べて光度やエネルギーがかなり大きく珍しい超新星である。1997 ef(Ic型)や1997 cy(IIn型)が例である。極超新星は、複数の機構によって生成する。太陽質量の25倍から90倍程度の恒星の核は、超新星爆発後、物質が再び中性子星の核に戻り、ブラックホールを形成するほどに大きい。多くの場合、これにより超新星の光度は暗くなる。太陽質量の90倍を超えると、恒星は超新星にならずに、直接ブラックホールに崩壊する。しかし、元となる恒星が、降着する物質を相対論的ジェットとして吹き飛ばすほど高速に自転していると、最初の爆発より多くのエネルギーを放出することになる。この光線が地球の方向に向かってくると、非常に明るい天体に見える。ある場合はガンマ線バーストを形成することもあるが、全てのガンマ線バーストが超新星に由来する訳ではない。高光度青色変光星の爆発等によって、恒星が非常に密度の高い物質の雲に囲まれている場合は、II型超新星が発生することがある。この物質は、超新星爆発の衝撃を受け、通常の超新星よりさらに明るく輝く。このタイプのIIn型超新星は、極超新星と同程度に明るくなる。非常に質量の大きい恒星の酸素核が、ガンマ線により電子と陽電子の対が同時に生成されるほど高温になると、対不安定型超新星となる。これにより核は崩壊するが、鉄核の崩壊は吸熱反応でより重い元素への融合を起こし、酸素核の崩壊は暴走発熱融合を引き起こして恒星を完全に破壊する。放出される合計のエネルギーは、元の恒星の質量に依存する。核のほとんどはニッケル56に変換され、数ヶ月に渡ってエネルギーを放出する。このような爆発を起こす恒星の質量の下限は約140太陽質量である。超新星となる恒星の質量の限界でもある約250太陽質量になると、非常に明るく長寿命の極超新星となる。これ以上の質量の恒星は、光崩壊によって生涯を終える。非常に金属量の小さい種族IIIの恒星のみがこの段階に達する。もっと重い元素を含む恒星は、より不透明で通常のIb・Ic型超新星となるのに十分なほど小さくまで外層を吹き飛ばす。銀河系内でも、古い金属量の小さい恒星の融合により、対不安定型超新星となりうる大きさの恒星が生成されていると考えられている。