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澳門歷史 澳門特別行政區時期
2015年12月7日，澳門政府就宣告黑沙環新填海區P地段（海一居樓盤土地）批給失效。隨後過百海一居業主聲稱3,020戶集體控告澳門政府和保利達集團。期間更上演多次沖突，業主代表在海一居原地拉起「無良奸商，嗜血成性」「習大大（習近平）救救我們」標語。
2016年，1月23日受寒流襲澳影響，澳門錄得半世紀以來最低氣溫攝氏1.6度，並首次出現落霰天氣現象。
2016年2月26日，澳門前檢察長何超明在澳門乘直升機去香港時被澳門廉政公署拘捕，案件於2016年12月初開審，何超明被控涉嫌巨額詐騙及濫用職權等1500多項罪名，最終近1070項罪名成立，澳門終審法院判處他單一刑期，入獄21年，何超明聞判後大呼：「是冤案！我無洗黑錢！」。同案商人黃國威、商人麥炎泰、何超明胞兄何超信、何超明妹夫李君本、前檢察院顧問王顯娣、何超明妻子周小芙，六人全部被判有罪，刑期由兩年至14年不等。
2016年12月20日，澳門單牌車可通過取得配額直接進入橫琴島，最初設有額度限制，第一階段的配額數量為400個。一直至2022年8月22日全面放開，取消配額總量限制。
澳門歷史 澳門特別行政區時期
2017年，8月22日下午受颱風天鴿前沿下沉氣流影響，離島監測站（路環九澳）測出攝氏39.0度。8月23日上午，天鴿靠近珠江口前急劇增強並採取較接近澳門路徑，結果釀成自1964年颱風露比後、53年以來的最嚴重風災，引致廣泛破壞。地球物理暨氣象局懸掛自1999年後、澳門回歸及長達18年以來的首次十號風球，更錄得自1952年氣象局成立以來的最低氣壓、最高風速及陣風，分別為945百帕斯卡、132公里每小時及217.4公里每小時，並觸發大型風暴潮，連同其他風暴下的意外事故共造成10死244傷。全澳受珠海供電因風故障影響而停電、繼而停水、停上網、停電話。氣象局局長馮瑞權因預報嚴重失準而自行申請提早退休，全澳政府機構為風災死難者降半旗誌哀，行政長官崔世安為應災不力致歉，並首次請求解放軍駐澳部隊出動救災，總經濟損失達125.45億澳門元。
2018年2月3日，美國傳統基金會發佈全球政府廉潔報告，澳門被評為得36.4分，比中國內地的47.3分還要低，只比菲律賓的34.4分略高。
澳門歷史 澳門特別行政區時期
2019年7月底，澳門政府向立法會提交《修改2019年財政年度財政預算》法案，表明將會從庫房調撥600億元成立「澳投基金」，隨即引起社會爭議，更被認為是「離補法2.0」、「左手交右手」。雖然特首崔世安於8月5日召開記者會宣佈，已要求立法會刪除原訂的議程，但亦引起「刪議程不等於撤回」的質疑。事隔四十多日後，政府發言人辦公室於9月19日發新聞稿，指政府正式根據《議事規則》要求立法會撤回法案。
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2019年6月，在坊間，網上盛傳一封署名「政發局工作人員」、題為「舉報政策研究和區域發展局局長米健」的信件，尤其公務員引起熱議。該信件具名指控政策研究和區域發展局局長米健11宗罪，包括涉嫌不經中央招聘直接聘請其博士研究生及親朋戚友到局內工作、撤銷本地人職位、私下嘲笑行政長官、主要官員及其他局長、公款私用、外判研究規避招標、違反《控煙法》等等，促請廉政公署、審計署、檢察院就此進行調查。在網上網民留言說：最終不了了之，澳門就是與別不同的。對政府不會追究問責講出各種冷譏熱諷的說話。11月22日公佈調查結果，米健以各種個人合同直接聘用，跳過公開開考的方式。但廉署強調有犯法，但沒有權力追究。立即引起一陣挪揄，澳門廉署是睇的嗎？（厲害了，澳門廉署）「內地人才就係在內地沒工才跑來澳門」「咩時候內地人變左特權階級排斥本地人」等等。
2018年8月，《明報》報導，澳門當局27日完成討論有關《維護國家安全法》的討論，行政會議建議設立「維護國家安全委員會」，並將於30日後生效。屆時，有關委員會將負責「統籌及協調澳門維護國家主權、安全及發展利益的工作，執行落實有關部署及研判國安形勢」等工作。
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2019年11月底，澳門政府實施監控天眼、電話卡實名制。澳門保安司司長黃少澤受訪時表示，將會於明年首季中，試行於50支天眼加入人臉辨識功能。令市民擔心會將所得資料數據交上內地。
2019年12月7日，發生香港美國商會主席早泰娜遭澳門拒絕入境，並被當地入境部門扣留近兩小時，期間並無向她解釋拒絕的原因。據路透社報道，早泰娜為美國公民，本來由香港前往澳門，準備出席香港美國商會於澳門舉行的宴會，惜最後於過境時被入境職員扣留近兩小時，最後被拒入境。早泰娜曾多次就反送中事件表態，近日美國通過《香港人權與民主法案》，有Facebook網民懷疑近來澳門頻繁拒絕民運人士入境，是表態對中國政府的支持和收緊言論自由的表現。
澳門歷史 澳門特別行政區時期
2019年12月10日，澳門輕軌氹仔線正式通車，由澳門行政長官崔世安、運輸工務司司長羅立文主持。澳門輕軌系統氹仔線全長9.3公里，共設11個車站，途經機場、蓮花口岸、路氹西及馬會等車站。澳門輕軌至年底前都是免費乘搭，明年開始正式收費。輕軌由港鐵公司的全資附屬有限公司港鐵（澳門）負責鐵路營運及維護。《澳門日報》報道，輕軌在通車首日就出現故障。事發於大約下午4時，一列開往氹仔碼頭站的列車，在駛至蓮花口岸站時，列車安全監控出現警示，為確保乘車安全，乘客需要中途下車。更有澳門居民表示，「氹仔線」斥資超過100億澳門幣興建，認為列車設施未及香港及其他國家；加上輕軌走線大多途經賭場區，未能真正便利當地居民。故有指明年1月1日起，輕軌開始收費將不會再搭，更形容是「一次起兩次止」，「獻世項目」，「大白象工程」等。
澳門歷史 澳門特別行政區時期
2020年1月22日，澳門確診首宗新型冠狀病毒。患者為52歲的武漢女旅客。2月4日澳門政府宣布關閉所有賭場和娛樂場所15天。41間娛樂場並包括電影院、劇院、遊戲機中心、酒吧、網吧、夜總會等同時停運。另外，6間博企、澳門彩票有限公司及馬會亦將暫停對外服務15天。而政府為扶持澳門各中小企行業和減輕市民經濟負擔，舒緩新冠疫情對當地經濟的影響，於5月1日起推出消費補貼計劃（俗稱消費卡），此計劃延續至今，並擴大為電子消費優惠計劃。
中央政府计划在“十四五”规划期间，﻿支持澳门丰富世界旅游休闲中心内涵，支持粤澳合作共建横琴，扩展中国与葡语国家商贸合作服务平台功能，打造以中华文化为主流、多元文化共存的交流合作基地，支持澳门发展中医药研发制造、特色金融、高新技术和会展商贸等产业，促进经济适度多元发展。
2021年8月3日，澳門新增1宗境外移入新型冠狀病毒肺炎個案及3宗境外移入相關之本土個案，同日特區政府宣佈，下午三時三十分起進入即時預防狀態，直至8月10日晚上10時解除。另外，於8月4日上午9時開始啟動為期3天的全民核檢計劃、啟動分區分級精準防控方案以及於翌日（8月5日）起關閉部份娛樂場所等多項措施。
2021年9月24日，一名從外國返回澳門入住醫學觀察酒店作隔離觀察的土耳其籍澳門居民引發當地新一波新冠疫情，其後相繼引發共12名保安及裝修人員感染。為應對疫情，澳門政府宣佈自9月25日零時起，進入即時預防狀態，實施分區分級精準防控方案，9月25日及10月4日，啟動全民核檢計劃，以及停止所有學校面授課程等多項措施長達一個月。慶幸本輪疫情並無導致澳門引發大規模感染，10月15日中午12時解除即時預防狀態，其後公共場所逐漸開放，學校回復面授課程等。本輪疫情同時揭露了醫觀酒店防疫漏洞、黑工泛濫、核檢站安排混亂等問題，引發澳門通實名制、封控措施無定向標準等爭議。
2022年6月18日起，爆發新一輪的嚴重特殊傳染性肺炎聚集性疫情。首名患者為外地僱員，感染源頭至今未明。翌日澳門進入即時預防狀態，其後啟動共14輪核酸檢測計劃以及實施割區分級精準防控方案，並首次引入全民快速抗原檢測以及首次提早結束中小幼教學階段，但因疫情未能及時控制，在社會上出現多條隱形傳播鏈。2022年7月11日至7月23日，更實施「相對靜止管理」措施，暫停所有從事工商業公司和場所營運，包含娛樂場及建築工程。但維持社會必要營運及居民生活所需公司或場所，不會受到影響。除購買民生物資或有緊急需要外，所有在澳人士不能外出。本輪疫情共做成1821人受感染，其中6人死亡，另外亦引發頻密地全民核檢、檢測能力供不應求、封控標準不一等爭議，以及在社會上引發「清零」和「共存」、停工、政府人員問責等問題的議論。
2022年12月20日，廣東省人民政府印發《廣東省關於澳門機動車經港珠澳大橋珠海公路口岸入出內地的管理辦法》，即日起接受「澳車北上」申請，標誌着「澳車北上」政策正式啟動。2023年1月1日0時20分，一輛同時掛有澳港車牌的捷豹私家車經港珠澳大橋珠海公路口岸入境珠海，成為政策實施後入境珠海的首輛澳門單牌車。
2023年1月8日起，澳門恢復與中國大陸、香港及國際正常通關，港澳陸路及海上跨境交通恢復恆常化服務。
澳門歷史 現代中國及澳門政府歷史教科书争议
2018年，由澳門教育暨青年局和直屬於中華人民共和國教育部，受中華人民共和國教育部和中華人民共和國國家新聞出版廣電總局雙重領導的人民教育出版社合編的澳門最新中國歷史教科書正式出版和使用，在最新人教澳門版中國歷史教科書（高中年級）中，被指有多處錯漏及粉飾太平的成份：
2018 年，有報章刊登《人民日報海外版》一篇文章，引述澳門大學一項研究結果顯示，澳門中小學生對國家歷史文化的認知水平達到中上程度；但同時在坊間和網上引起各項爭議，稱澳門教育改換以普通話教學，教導以中國為主體的歷史。令學童不清楚澳門歷史和語言，造成澳門的學童對澳門歷史格格不入。
參宿四
參宿四（英語：）是一顆光譜類型M1-2的紅超巨星，也是肉眼可見的最大恆星之一。它通常是夜空中第10亮的恆星，也是獵戶座的第二亮星，僅次於參宿七。它是一顆明顯的紅色半規則變星，其視星等在+0.0和+1.6之間變化，是一等星中變光範圍最寬的。在近紅外波長下，參宿四是夜空中最亮的恆星。它的拜耳名稱是“獵戶座α”，拉丁化名稱為“Alpha Orionis”，縮寫為“Alpha Ori”或“α Ori”。
參宿四
如果它位於我們太陽系的中心，它的表面將位於小行星帶之外，水星、金星、地球和火星軌道以內的一切都將被它吞噬。儘管如此，銀河系中還有幾顆更大的恒星，包括超巨星的造父四（仙王座μ）和奇特的特超巨星大犬座VY。由於各種原因，它的距離一直很難測量，目前的最佳估計值約為500－600光年。這對於相對較近的恆星來說，是一個相對較大的不確定性。因此，計算所得的參宿四質量範圍從略低於太陽的十倍到略高於太陽的二十倍不等。它的絕對星等約為-6。參宿四的年齡不到1,000萬年，由於其質量大而迅速演化，預計最有可能在10萬年內，將以超新星爆炸結束其演化。它被認為是從包含獵戶腰帶的誕生地，獵戶座OB1星協彈射出來的奔逃星。依據觀測，它正以7004300000000000000♠30 km/s的速度穿過星際介質，形成了一個超過4光年寬的弓形震波。
參宿四
在1920年，參宿四成為第一顆量測到光球角大小的太陽系外恆星。隨後的研究報告了角直徑（即表觀尺寸）的範圍為0.042至0.056弧秒；該測定範圍歸因於非球形、周邊昏暗、恆星脈動以及不同波長下的不同外觀。它還被一個大約是恆星大小的250倍，複雜、不對稱的包絡包圍著；這是由恆星本身的質量流失造成的。從地球觀測到的參宿四角直徑僅次於劍魚座R和太陽的角直徑。
從2019年10月開始，參宿四明顯開始變暗，到2020年2月中旬，它的亮度從0.5星等下降到1.7星等，下降了約3倍。到 2020年2月22日，參宿四停止變暗，並且亮度開始回升；正如2022年2月25日報導的那樣，一直保持在更正常的亮度範圍內。紅外觀測發現，在過去的50年裡，亮度沒有顯著變化，這表明變暗是由於消光或大顆粒星周塵造成的變化，而不是恆星光度的潛在變化。使用哈伯太空望遠鏡在2020年進行的一項研究表明，遮蔽星光的塵埃是由表面物質拋射產生的。這種表面物質拋射將物質拋射到距離恆星數百萬公里的地方，然後冷卻形成導致恆星變暗的塵埃。
2025年，天文学家首次观测到了参宿四的伴星。根据初步估算，其质量大约为1.6倍太阳质量，表面温度为7400K，轨道周期约为6年。
參宿四 命名法
約翰·拜耳在1603年將這顆恆星命名為“獵戶座α”（拉丁化為Alpha Orionis ）。
固有的名稱Betelgeuse源自阿拉伯 Yad al-Jauzā’，意思就是"獵人的肩膀（al-Jauzā’ [i.e. Orion]"）。西元13世紀的一個錯誤，將阿拉伯語的"ya"讀作"ba"，導致了歐洲的名字。在英語，這個名字有四種常見的發音，這取決於第一個e是短音還是長音，以及"s" 是"s"還是"z"
：
最後一個的發音因為聽起來像"Beetlejuice"（甲蟲汁）而被普及。
在2016年，IAU組織了恆星名稱工作組（WGSN）對恆星的專有名稱進行編目和標準化。WGSN在2016年7月的第一份公告，包括WGSN批准的前兩批名稱的表格，其中包括這顆恆星的名稱為Betelgeuse（參宿四）；它現在被列入IAU星名目錄中。
參宿四 觀測歷史
自古以來，參宿四及其紅色就已被注意到；古天文學家托勒密將其顏色描述為 ὑπόκιρρος（"hypókirrhos"=或多或少的橙色茶色），這一術語後來在烏魯伯格的“Zij-i Sultani”翻譯為“rubdo”，在拉丁語的意思為“紅潤”。在19世紀，現代的恆星光譜分類法創立之前，安吉洛·西奇以其自創的恆星分類法將參宿四作為第三類（橘色至紅色恆星）的原型。相較之下，在托勒密之前的三個世紀，中國天文學家觀察到參宿四呈“黃色”； 如果準確的話，這樣的觀測可能表明這顆恒星在當時處於黃超巨星階段，鑒於現時對這顆恆星複雜星周環境的研究，這是一種可能性。
在中國，《史记·天官书》说：“参为白虎。三星直者，是为衡石。下有三星，兑，曰罚，为斩艾事。其外四星，左右肩股也。小三星隅置，曰觜，为虎首。
南澳大利亞的原住民群體一直在分享參宿四亮度的變化，至少已有1,000年的口頭講述。
從北極區的緯度來看，參宿四的紅色和天空中比參宿七更高的位置，使因紐特人認為它更亮，當地的一個名字是“Ulluriajjuaq”“大恒星” 。
參宿四 觀測歷史
1836年，約翰·赫歇爾爵士在《天文學概要》（Outlines of Astronomy）中發表了他的觀察結果，描述了參宿四亮度的變化。從1836年到1840年，他注意到參宿四在1837年10月和1839年11月再次超過參宿七時，星等發生了重大變化。隨後是10年的靜止期；然後在1849年，赫歇爾注意到另一個短暫的變化週期，在1852年達到頂峰，但從1957年到1967年只有很小的變化。美國變星觀測者協會（AAVSO）的記錄顯示，在1933年和1942年觀測到的最大亮度為0.2，在1927年和1941年觀測到最小值為1.2。這種亮度的變化常被人錯誤的解釋為什麼約翰·拜耳在1603年發表了他的《測天圖》，將這顆恒星命名為“α”，因為它可能與通常更亮的參宿七（“β”）相媲美；其實是因為它在接近頭部的肩膀上。
參宿四 觀測歷史
在1920年，阿爾伯特·邁克生和法蘭西斯·皮斯在威爾遜山天文台的2.5米望遠鏡的前面安裝了6米干涉儀。在約翰·安德森的協助下，三人量測了參宿四的角直徑為0.047"，根據其視差值6998180000000000000♠0.018"，得出了直徑為7011384000000000000♠3.84×108 km（7011385962506406000♠2.58 AU）。然而，周邊昏暗和測量誤差導致了這些測量精度的不確定性。
1950年代和1960年代，有兩項發展影響紅超巨星的恆星對流理論：平流層觀測儀專案和1958年出版的《恆星的結構和演化》，主要是馬丁·史瓦西和他在普林斯敦大學的同事，理查·哈姆的工作。這本書傳播了如何應用電腦技術來創建恆星模型的想法，而平流層觀測儀項目則通過使用氣球將望遠鏡攜帶致地球湍流上方，產生了一些迄今為止所見最精細的米粒組織和太陽黑子影像，從而證實了太陽大氣中存在對流。這兩項發展都證明，對我們了解像参宿四這種紅巨星的結構，有著意味深長的衝擊。
參宿四 觀測歷史
在1970年代，天文學家看到了天文成像技術的一些重大進步，從安托萬·拉貝里發明斑點干涉測量開始，這一過程顯著減少了視寧度引起的模糊效應。它增加了地面望遠鏡的光學解析度，允許對參宿四的光球進行更精確的測量。隨著威爾遜山、洛克山和在夏威夷毛納基山等山頂上紅外望遠鏡的改進，天體物理學家開始窺視圍繞超巨星的複雜星周殼。使他們懷疑存在著由對流產生的巨大氣泡。但直到 1980 年代末和 1990 年代初，參宿四成為孔徑掩蔽干涉測量的常規目標時，可見光和紅外成像才取得了突破。這項新技術由卡文迪什天體物理學組的約翰·鮑德溫與同事開創，採用了一個小遮罩，在望遠鏡瞳孔平面上有幾個孔，將孔徑轉換為一組干涉陣列。該技術為參宿四提供了一些最準確的測量，同時揭示了恆星光球上的亮點。這是除太陽以外的第一張恆星盤面光學和紅外圖像，首先來自地面干涉儀，後來來自COAST望遠鏡的高解析度觀測。用這些儀器觀察到的“明亮斑塊”或“熱點”似乎證實了史瓦西幾十年前提出的一個理論，即大質量對流細胞主導恆星表面。
參宿四 觀測歷史
在1995年，哈伯太空望遠鏡的暗天體照相機捕獲了紫外線圖像，其解析度優於地面干涉儀獲得的解析度：這是另一顆恆星盤的第一個常規望遠鏡圖像（或NASA術語中的“直接圖像”）。因為紫外線會被地球大氣層吸收，這些波長的觀測最好由太空望遠鏡進行。像早期的照片一樣，這張圖像包含一個明亮的斑塊，表明西南象限是比恆星表面更熱7003200000000000000♠2,000 K的區域。隨後用戈達德高解析攝譜儀拍攝的紫外線光譜表明，熱點是參宿四的旋轉極之一。這使旋轉軸與地球方向的傾角約為20°，並且與天北極的方位角約為55°。
參宿四 觀測歷史
在2000年12月發表的一項研究中，用紅外線空間干涉儀（ISI）在中紅外波長下測量了這顆恆星的直徑，產生了6993267617151972464♠55.2±0.5 mas的周邊變暗估計值 - 這個數位與邁克爾遜80年前的發現完全一致。出版時，依巴谷任務的估計視差為6992369912838686576♠7.63±1.64 mas，得出參宿四的估計半徑為7011538552334520000♠3.6 AU。然而，2009年發表的一項紅外干涉研究宣佈，自1993年以來，這顆恆星以越來越快的速度縮小了15%，但星等卻沒有顯著減少。後續的觀測建議，明顯的收縮可能是由於恆星擴展大氣中的殼層活動。
參宿四 觀測歷史
除了恆星的直徑之外，關於參宿四擴展大氣層的複雜動力學也出現了問題。構成恆星系統的質量隨著恆星的形成和破壞而被回收，紅超巨星是主要貢獻者，但質量損失的過程仍然是一個謎。隨著干涉測量方法的進步，天文學家可能接近解決這個難題。2009年7月，由地面的甚大望遠鏡干涉儀（VLTI）拍攝，歐洲南方天文臺發佈的圖像顯示，大量的氣體羽流從恆星延伸7012448793612100000♠30 AU進入周圍的大氣層。這些物質拋射等於太陽和海王星之間的距離，是參宿四周圍大氣層中發生的許多個事件之一。天文學家已經確定了參宿四周圍至少有六個殼層。解開恆星演化後期質量損失的謎團，可能會揭示導致這些巨大恆星爆炸性死亡的那些因素。
參宿四 觀測歷史
參宿四是一顆脈動的半規則變星，由於其大小和溫度的變化，它會經歷多次亮度新增和减少的週期。首先注意到參宿四變暗的天文學家是維拉諾瓦大學天文學家理查德·瓦薩托尼克（Richard Wasatonic）和愛德華·吉南（Edward Guinan），以及業餘愛好者托馬斯·卡爾德伍德（Thomas Calderwood）。理論上認為，正常的5.9年光週期最小值和比正常的425天週期更深的巧合是其驅動因素。2019年末推測的其它可能原因是氣體或塵埃的噴發，或恆星表面亮度的波動。
到2020年8月，主要利用哈伯太空望遠鏡的紫外觀測對參宿四進行的長期和廣泛的研究表明，意想不到的變暗可能是由大量超高溫物質噴射到太空造成的。這些物質冷卻後形成了塵雲，阻擋了來自參宿四表面四分之一的星光。哈伯太空望遠鏡在9月、10月和11月捕捉到了緻密、加熱的物質在恆星大氣層中移動的迹象，隨後多架望遠鏡在12月和2020年前幾個月觀察到了更明顯的變暗。
到2020年1月，參宿四已經從0.5星等變暗至1.5星等，暗了約2.5倍，並在2月份的"天文學家電報"中報告說仍然更暗淡，創紀錄的最小值為 +1.614，並指出這顆恆星目前是他們研究25年來"最不亮和最冷的"，並且還計算了半徑的減小。《天文學》雜誌將其描述為「奇異的變暗」，普遍的猜測推斷，這可能預示著是即將發生的超新星。這使參宿四從 天空中最亮的恆星前10名之一下降到前20名之外，明顯比它的近鄰畢宿五暗淡。主流媒體報導討論了關於參宿四可能即將爆發為超新星的猜測。但天文學家指出不太可能馬上發生，預計超新星將在大約10萬年內發生。
到2020年2月17日，參宿四的亮度已經保持了大約10天沒有變化，並且顯示出重新变亮的迹象。2020年2月22日，參宿四可能已經完全停止變暗，幾乎結束了變暗事件。2020年2月24日，在過去50年中沒有檢測到紅外線的顯著變化；這似乎與最近的視覺衰退無關，並表明即將發生核心崩潰的可能性不大。同樣在2020年2月24日，進一步的研究表明，“大顆粒星周塵”的遮擋可能是恆星變暗的最可能解釋。一項使用次毫米波天文學波長觀測的研究排除了灰塵吸收的重要貢獻。相反的，大的星斑似乎才是變暗的原因 。2020年3月31日發表在《天文學家電報》上的後續研究發現，參宿四的亮度迅速上升。
在5月到8月之間幾乎無法從地面觀測到參宿四，只是因為它離太陽太近了。在進入2020年合之前，參宿四的亮度已經達到了+0.4星等。2020年6月和7月使用STEREO-A進行的觀測表明，自4月最後一次地面觀測以來，這顆恒星已暗了0.5星等。這令人驚訝，因為預計2020年8月/9月會出現最大值，下一個最小值應該出現在2021年4月左右。然而，參宿四的亮度變化不規則是眾所周知，這會使得預測變得困難。光度衰減可能表明另一個變暗事件可能比預期的更早發生。2020年8月30日，天文學家報告發現了從參宿四發射的第二個塵雲，並與該恆星最近的光度大幅變暗（8月3日的次極小值）有關。
2021年6月，塵埃被解釋為可能是由其光球上的一塊冷斑引起的，在8月，第二個獨立小組證實了這些結果。塵埃被認為是恆星噴出的氣體冷卻的結果。2022年8月，使用哈伯太空望遠鏡進行的研究證實了先前的研究，並表明塵埃可能是由表面物質噴發產生的。它還推測，變暗可能來自於短期最小值與長期最小值重合，分別是了416天週期和2,010天週期的最小值，這是天文學家利奧·戈德堡（Leo Goldberg）首次提出的機制。
參宿四 觀察
由於其獨特的橙紅色和在獵戶座中的位置，參宿四很容易用肉眼找到。它是構成冬季大三角星群的三顆恒星之一，它也標誌著冬季六邊形的中心。在北半球，每年的一月初，可以看見它於日落時從東方升起。在3月中旬，這顆恆星在黃昏時已經在南方的天空中。從9月中旬到次年3月中旬（最好在12月中旬）幾乎全球各地的居住者都可以看見，僅僅只有南極洲少數幾個位置在南緯82°更南邊的偏遠研究站才看不見。在南半球的大城市（像是悉尼、布宜諾斯艾利斯、和開普敦），参宿四的高度角幾乎可以達到地平線上49°。一旦來到5月，就只能在太陽剛西沉之際在西方地平線上驚鴻一瞥了。但幾個月後的日出前，又再次出現在東方地平線上。在年中（6月至7月），除了在南緯70°至80°之間的南極地區（在極夜期間，當太陽低於地平線時）的正午左右，肉眼是看不到它的（在白天只有用望遠鏡才能看到）。
參宿四 觀察
在SIMBAD的列表中，参宿四的視星等是0.42，使它的平均亮度是天球上的第9亮星，正好就在水委一的前面。但參宿四是一顆變星，其視星等範圍在0.0到 +1.6等之間變動著。有時它會超越南河三和參宿七成為第七亮的恆星，有時甚至會比五車二更亮，成為第六亮的恆星。在最黯淡的時候，參宿四可能會落後於本身都略有變化的天津四和十字架三，並與十字架三競爭第20名的位置。
參宿四的色指數（B–V）是1.85，在圖形上指出這是顆明顯"紅色"的恆星。光球有一個擴展的大氣層，它顯示出强烈的發射線而不是吸收線，這是一種當恆星被厚厚的氣體包層（而不是電離）包圍時發生的現象。取決於光球層徑向速度的波動，這些擴展的氣體曾經被觀察到遠離和朝向参宿四移動的運動。參宿四是天空中最亮的近紅外光源，J波段 (紅外線)星等為−2.99；只有大約13%的恆星輻射能以可見光發射。如果人眼對所有波長的輻射都敏感，參宿四將成為夜空中最亮的恆星。
目錄列出了參宿四多達九顆暗淡的視覺同伴。它們的角距離大約在1〜4弧分之間，而且都比10等星暗。
參宿四 觀察
儘管它的誕生地尚不清楚，參宿四通常被認為是一顆孤立的恆星和一顆速逃星，與現時的任何星團或恆星形成區域都沒有關聯。
已經提出參宿四有兩顆光譜伴星。對1968年至1983年偏振數據的分析表明，有一個軌道週期約為2.1年的伴星，並且通過使用散斑干涉法，研究小組得出結論，兩顆伴星中較近的位於距離主恆星6998600000000000000♠0.06±0.01"（≈9 AU），位置角為273°，這個軌道可能會將其置於恆星的色球內。較遠的伴星位於6999510000000000000♠0.51±0.01"（≈77 AU），位置角為 278°。進一步的研究沒有發現這些同伴的證據，但也不能積極反駁他們的存在， 但是，從未完全排除過一個親密的伴星對整體通量做出貢獻的可能性。對參宿四及其附近的高解析度干涉量測科技遠遠超過了20世紀80年代和90年代的科技，但沒有發現任何伴星。
參宿四 觀察
視差通常以弧秒為單位，是由觀測者的位置變化，造成被觀測物體位置的視變化。當地球圍繞太陽運行時，每一顆恒星都會移動一個幾分之一弧秒，結合地球軌道提供的基線，這一測量值可以得出到該恆星的距離。自從白塞爾在1838年成功的測量出天鵝座61的視差，天文學家就對參宿四的視距離極為困惑。恆星距離的知識提高了其它恆星參數的準確性，例如恆星的光度，當與角直徑結合時，可以用來計算實際的半徑和有效溫度；光度和同位素豐度也可以用來估計恆星年齡和質量。
在1920年，當第一次以干涉儀研究恆星的直徑時，假設視差是0.18角秒。這等同於距離是56秒差距，或是180光年，這樣不僅獲得的恆星半徑不正確，恆星的特徵也不同。在這之後，有些進行的調查將這神秘的實際距離建議為高達400秒差距，或是1,300光年。
參宿四 觀察
在依巴谷星表公佈之前（1997），有兩份受人尊重的出版物有参宿四最新的視差資料。第一份是耶魯大學天文台（1991）公佈的視差是π = 9.8 ± 4.7 mas，相當於距離大約是102秒差距，或是330光年。第二份是依巴谷輸入星表（1993），它的三角視差是π = 5 ± 4 mas，相當於200秒差距或是650光年－幾乎是耶魯估計值的兩倍。這種不確定性，使研究人員對距離估計使用寬鬆的範圍，這種現象引燃了許多的爭議－不僅僅是在恆星的距離上，還影響到其它的恆星參數。
參宿四 觀察
期待已久的依巴谷任務結果終於在1997年發表（釋出）。解決了這一個問題，新的視差值是π = 7.63 ± 1.64 mas，這相當於131秒差距，或是430光年。因為像参宿四這種變光星，會造成具體的問體影響到它們距離的量化。因此，the large cosmic error in the Hipparcos solution could well be of stellar origin, relating possibly to movements of the photocenter, of order 3.4 mas, in the Hipparcos photometric Hp band.
在這次的爭論中，電波天文學的最新發展似乎佔了上風。格雷厄姆和同事們使用美國國家無線電天文台（NRAO）的甚大天線陣（VLA），以新的高空間解析度和多波長無線電對参宿四位置的指引，獲得更精確的估計值，加上依巴谷的資料，提供了新的天文測量解答：π = 5.07 ± 1.10 mas，在嚴謹的誤差因子下得出的距離是197 ± 45 秒差距或643 ± 146 光年。
參宿四 觀察
接下來在計算上的突破將可能來自歐洲太空總署即將進行的蓋亞任務，它將承擔詳細的分析每一顆被觀測恆星的物理性質，揭示亮度、溫度、重力和成分。蓋亞將多次測量每一個亮度暗達20星等和比15等亮的天體位置，精確度達到24微角秒－相當於從1000公里外測量的人髮直徑。攜帶的檢測設備將確保能測量像参宿四這種變星在最暗時的極限，這將解決較早時依巴谷任務位置上絕大部分的局限性。事實上，對最近的那些恆星，將能以小於0.001%的誤差因子來測量他們的距離。即使是靠近銀河中心的恆星，距離大約是30,000光年，距離測量上的誤差也將在小於20%以內。
參宿四 觀察
作為脹縮變化次分類「SRC」的成員，研究人員提供了不同的假設試圖解釋参宿四反覆無常的舞蹈－這導致絕對星等在-5.27至-6.27之間的振盪現象。以我們目前了解的恆星結構認為是這顆超巨星的外層逐漸的膨脹和收縮，造成表面積（光球）交替的增加和減少，和溫度的上升和降低－因此導致測量到這顆恆星的亮度有節奏的在最暗的1.2等，如同1927年早期見到的，和最亮的0.2等，如同1933和1942年，之間變化著。像参宿四這種紅巨星，因為大氣層本來就不穩定因此會通過脈動的方法。當恆星收縮，它吸收越來越多通過的能量，造成大氣層被加熱和膨脹。反過來，當恆星膨脹時，它的大氣層變得稀薄，允許較多的能量逃逸出去並使溫度下降，因此啟動一個新的收縮階段。在計算恆星的脈動和模型都很困難的情況下，看來有幾個交錯的週期。在上個世紀的1930年代，Stebbins和Sanford的研究論文指出有一個由150至300天的短周期變化調製成的大約5.7年的規則循環變化周期。
參宿四 觀察
事實上，超巨星始終顯示不規則的光度、極化和光譜的變化，這指出在恆星的表面和擴展的大氣層有著複雜的活動。對照於受到監測的大多數巨星都是有著合理的規則周期的長周期變星，紅巨星通常都是半規則或不規則的，有著脈動特性的變星。在1975年，Martin Schwarzschild發表了一篇具有里程碑意義的論文，認為光度起伏不定的變化是因為一些巨大的對流細胞（米粒斑的模式）覆蓋在恆星表面所導致的。在太陽，這些對流細胞，或是稱為太陽米粒，代表熱傳導的一種重要模式－因為那些對流元素主宰著太陽光球的亮度變化。太陽的米粒組織典型的直徑大約是2,000公里的大小（大約相當於印度的表面積），深度大約700公里。在太陽表面大約有200萬個這樣的米粒斑覆蓋著6兆公里2的光球面積，如此巨大的數量產生相對恆定的通量。在這些米粒斑之下，連結著5000至10,000個平均直徑30,000公里，深度達到10,000公里的超米粒斑。對照之下，Schwardschild認為像参宿四這樣的恆星可能只有一打左右像怪獸的米粒斑，直徑達到1億8千萬公里或更大而足以支配恆星的表面，與深度6千萬公里，這是因為紅巨星的包層溫度和密度都很低，導致對流的效率極低。因此，如果在任何時間都只能看見三分之一的對流細胞，它們所觀測到的光度隨著時間的變化就可能反映出恆星整體的光度變化。
參宿四 觀察
Schwarzschild的巨大對流細胞主宰巨星和紅巨星表面的假說似乎有張貼在天文討論社區，當哈伯太空望遠鏡在1995年首度直接捕捉到参宿四表面神秘的熱點時，天文學家就將它歸因為對流。兩年後，天文學家揭露至少有三個亮點造成觀測到這顆恆星錯綜複雜的亮度分佈不對稱，其幅度"符合表面的對流熱點"。然後在2000年，另一組由哈佛-史密松天體物理中心（Cfa）的Alex Lobel領導的小組，注意到参宿四湍流的大氣層中冷與熱的氣流展示出肆虐的風暴。小組推測在恆星大氣層中大片活力充沛的氣體同時向不同的方向膨脹，拋射出長長的溫熱氣體羽流進入寒冷的塵埃包層。另一種解釋是溫熱的氣體在橫越恆星較冷的區域時造成激波的出現。這個團隊研究参宿四大氣層的時間超過5年，使用的是哈伯的太空望遠鏡影像攝譜儀在1998年至2003年的資料。他們發現在色球層上活動的氣泡，在恆星的一邊拋起氣體，當落在另一邊時，好像慢動作翻騰的熔岩燈。
參宿四 觀察
天文學家面對的第三個挑戰是測量恆星的角直徑。在1920年12月13日，参宿四成為第一顆在太陽系之外曾經被測量出直徑的天體。雖然干涉儀仍處在發展的初期，經由實驗已經成功的證明参宿四有一個0.047"的均勻盤面。天文學家對周邊昏暗的見解視值得到注意，除了10%的測量誤差，小組得出的結論是由於沿著恆星邊緣部分的光度強烈的減弱，盤面可能還要大17%，因此角直徑大約是0.055"。從那時以來，已有其他的研究在進行，得到的範圍從0.042至0.069角。結合歷史上估計的距離，從180至815光年，與這些資料，得到恆星盤面的直徑無論何處都在2.4至17.8天文單位，因此相對來說半徑是1.2至8.9天文單位使用如同太陽系的標準，火星的軌道大約是1.5AU，在小行星帶的穀神星是2.7AU，木星是5.5AU。因此，取決於參宿四與地球的實際距離，光球層可以擴展至超出木星軌道的距離，但不能確定是否會遠達土星的9.5AU。
有幾個原因使精確的直徑很難定義：
參宿四 觀察
為了克服這些限制，研究人員採用了各種方案解決。天文干涉儀的觀念是Hippolyte Fizeau在1868年最早提出的。他提出經由兩個孔洞觀察恆星的干涉，將可以提供恆星空間強度分佈的資訊。從此以後，科學的干涉儀已經發展出多孔徑干涉儀，可以將多個位置的影像彼此重疊。這些"斑點"的影像使用傅立葉分析綜合－一種廣泛用於審視天體的方法，包括研究聯星、類星體、小行星和星系核。自1990年出現的自適應光學徹底改變了高解析度天文學，同時，像是依巴谷、哈伯、和史匹哲等太空天文台，也產生其他重大的突破。最近，另一項儀器，天文多波束接觸器（the Astronomical Multi-BEam Recombiner，AMBER），提供了新的觀點。做為甚大望遠鏡的一部分，AMBER有能力同時結合3架望遠鏡，使研究人員可以實現微角秒的空間解析。此外，通過組合三個干涉儀#天文干涉儀取代兩個，這是習慣用的傳統干涉測量，AMBER能讓天文學家計算閉合相位－天文成像中的一個重要組成部分。
參宿四 觀察
目前的討論圍繞著波長－可見光、近紅外線（NIR）或中紅外線（MIR）－獲得最精確的角度測量。最被廣泛接受的解決方案，他的出現，是由加州大學柏克萊分校的太空實驗室的天文學家在中紅外線波段執行的ISI。在曆元2000年，這個團體，在約翰韋納的領導下發表了一份論文，以一般不太被注意的中紅外線，忽略任何可能存在的熱點，顯示参宿四均勻的盤面直徑是54.7 ± 0.3 mas。這篇論文也包含理論上承認的周邊昏暗直徑是55.2 ± 0.5 mas－假設與地球的距離是197.0 ± 45 秒差距，這相當於半徑大約5.5天文單位的外觀（1,180R☉）。不過，有鑒於角直徑的誤差在± 0.5 mas，與哈珀（Harper）的數值有± 45秒差距的誤差結合在一起，光球的半徑實際上可以小至4.2AU，或是大至6.9AU 。
跨過大西洋，另一組由巴黎天文台佩蘭（Guy Perrin）領導的天文學家在2004年以紅外線對有爭議的参宿四光球半徑做出43.33± 0.04 mas的精確測量"佩蘭的報告給了一個合理的劇本，可以一致性的解釋從可見光到中紅外線的觀測。"這顆恆星看似很厚、溫暖的大氣層使短波的光線散射因而略微增加了直徑，波長在1.3μm以上的散射可以忽略不計。在K和L，上層的大氣層幾乎是透明的－在這些波長上看見的是傳統的光球，所以直徑是最小的。在中紅外線，熱輻射溫暖了大氣層增加了恆星的視直徑。"這些參數還未獲得天文學家廣泛的支持。
最近使用IOTA和VLTI在近紅外線上的研究，強烈的支持佩蘭的分析，直徑的範圍在42.57至44.28 mas，最小的誤差因子小於0.04mas。這次討論的中心，是由查理斯湯所領導柏克萊團隊在2009年的第二份論文，報告參宿四的直徑從1993年至2009年縮減了15%，在2008年測量的角直徑是47.0mas，與佩蘭的估計相距不遠。不同於以前發表的大部份論文，這份研究專注於一個特定的波長15年的視野，早期的研究通常只持續1至2年，並且是在多種波長上，經常會產生截然不同的結果。縮減的角度分析相當於從1993年看見的56.0 ± 0.1到2008年的47.0 ± 0.1 mas－在15年內幾乎縮減了0.9天文單位，或大約相當於每小時1,000公里。天文學家都認為我們完全不知道這顆恆星膨脹和收縮的節奏，果真如此，循環的週期可能是甚麼，雖然湯認為不存在這樣的週期，但它也可能長達數十年，其它可能的解釋是光球層由於對流或因為不是球體因而稍微有些不對稱，造成恆星繞著軸旋轉時外觀上的膨脹和收縮。當然，除非我們收集了週期的完整資料，我們不會知道1993年的56.0mas是表現出恆星膨脹的最大值還是平均值，或是2008年的47.0事實上是個極小值。在我們得知確切的數值之前，我們可能還要繼續觀測15年或更久的時間（2025年），也就是說，相當於木星軌道半徑的5.5天文單位，可能將持續很長的一段時間繼續被視為它的平均半徑。
天文學家預計參宿四最終會以II型超新星爆發來結束它的生命，剩余一颗中子星，或是其質量只足夠變成一顆白矮星。但各方對它還有多長壽命並沒有一致的意見：有些人認為它的直徑不停變化代表著參宿四正在融合它的碳原子，而會在數千年之內變成超新星；不同意這觀點的人則認為它可以生存更久。
參宿四 註解
要以太陽的單位測量参宿四的平均半徑，開始計算角直徑的公式如下：



此處等於以角秒為單位的参宿四直徑，恆星的天文單位直徑，和是以秒差距為單位與地球的距離。如果我們知道角質徑和與地球的距離，則我們可以解出如下所示：

.

獲得参宿四的半徑：

。

不過，鑒於：

在這個公式中有兩個變數可能會造成重大誤差因子，角直徑（）和距離（），
参宿四半徑的誤差因子範圍在4.2至6.9天文單位，和
假設恆星的半徑不斷的膨脹和收縮，
天文學界已經選擇 5.5 AU（木星的軌道）作為一個概念上極好的解答。

將5.5 AU轉換成以太陽為單位，在數學上是很簡單的。因為1 AU = 149,597,871公里，而太陽的平均直徑是1,392,000公里（因此平均半徑是696,000公里），計算如下所示：

 （约值）
參宿四 註解
参宿四的半徑在1993年的報告中是56.0 mas，假設距離是197秒差距，這相當於5.516 AU（1,185 ）；在2008年的報告是47.0 mas，這相當於4.630 AU（995 ），縮減了0.887 AU，略微超越了金星的軌道，幾乎要抵達地球的軌道

計算收縮的平均速度，唯一缺少的變數是時間。在1993年的測量是在10月30日，2008年的測量是在10月29日－因此經過的日數是5,478天，所以：

0.887 AU×149,597,871 km ÷ 5,478 days ÷ 24 hours ≈ 1,008 km/h.

此外，應該要注意到任何速度的計算都高度的依賴参宿四距離的估計（視差），如果使用依巴谷測量的叁宿四距離（131秒差距或425光年）代替哈珀的估計，這個速度將下降為671公里/小時。
超新星
超新星（英語：）是某些恒星在演化接近末期时经历的一种剧烈爆炸。这种爆炸都极其明亮，过程中所突发的电磁辐射经常能够照亮其所在的整个星系，并可能持续几周至几个月甚至幾年才会逐渐衰减。而在此期间，一颗超新星所释放的辐射能量可以与太阳在其一生中辐射能量的总和相當。恒星通过爆炸可以将其大部分甚至几乎所有物质以接近十分之一光速的速度向外抛散，并向周围的星际物质辐射激波。这种激波会导致其殘骸，稱作超新星遗迹，形成一个由膨胀的气体和尘埃构成的壳状结构。超新星是星系引力波潛在的強大來源。初級宇宙射線中很大一部分是來自於超新星。
超新星比新星更有活力。超新星的英文名稱為，在拉丁語中是“新”的意思，這表示它在天空看上去是一顆新出現的亮星（其實原本即已存在，因其亮度增加而被誤認為是新出現的）；字首的是為了將超新星和一般的新星有所區分，也表示超新星具有更高的亮度。超新星這個名詞是沃爾特·巴德和弗里茨·茲威基在1931年創造的。
超新星
超新星可以由兩種方式觸發：突然重新點燃核融合之能量的簡併恆星（I型超新星），或是大質量恆星核心的重力塌陷（II型超新星）。在第一種情況下，一顆簡併的白矮星可以透過吸積從伴星累積到足夠的質量，或是吸積或是合併，提高核心的溫度，之后點燃碳融合，並觸發失控的核融合，將恆星完全摧毀。在第二種情況，大質量恆星的核心可能遭受突然的引力坍縮，釋放引力势能，可以产生一次超新星爆炸。
最近一次觀測到銀河系的超新星是1604年的开普勒超新星（SN 1604）；回顧性的分析已經發現兩個更新的殘骸。對其它星系的觀測表明，在銀河系平均每世紀會出現三顆超新星，而且以現在的天文觀測設備，這些銀河超新星幾乎肯定會被觀測到。超新星爆炸後所遺留的星際物質與高質量的化學元素使宇宙充滿各種不同的物質。此外，來自超新星向外膨脹的激波可以觸發新恆星的形成。
超新星 观测历史
喜帕恰斯觀測恆星的興趣可能受到觀測一顆超新星的鼓舞（依據普林尼）。人类最早的观测超新星紀錄是中國天文學家於公元185年看見的SN 185，有记载的最亮超新星是SN 1006。对此，中國和伊斯蘭天文學家都有詳細的記述。人们觀測次数最多的超新星是SN 1054，它形成了蟹狀星雲。超新星SN 1572和SN 1604是目前为止以裸眼觀測到的最後兩顆銀河系内的超新星，这些超新星的发现對歐洲天文學的發展有顯著的影響，因為这些发现被用來反駁在月球和行星之外是不變的亞里斯多德宇宙观点。約翰·克卜勒在超新星SN 1604达到亮度峰值的1604年10月17日觀測到它，并且在此期间一直估計它的亮度，直到第二年亮度暗淡到裸眼看不見才停止。它是那個時代人们所觀測到的第二顆超新星（繼第谷·布拉赫的仙后座SN 1572之後）。
超新星 观测历史
由於望遠鏡的發展，人们能观测到超新星的区域不只在银河系內，已擴大到其他的星系。在1885年觀察到仙女座星系的超新星仙女座S。美國天文學家魯道夫·閔可夫斯基和弗里茨·茲威基在1941年開啟了現代的超新星分類計畫。在1960年代，天文學家發現超新星爆炸期间的最大強度可以作為天文距離的標準燭光，从而測量出天體的距離。最近，觀測到一些遙遠的超新星比預期的黯淡，這种現象支持了宇宙加速膨脹的觀點。為重建沒有書面紀錄的超新星觀測，人们開發了新技術以观测超新星。從超新星仙后座A的爆发日期，人们偵測到來自星雲的回光事件。人们從对其溫度的測量和來自鈦-44的γ射線衰變，估計出超新星殘骸RX J0852.0-4622的年齡。在2009年，通过匹配南極冰沉積物的硝酸含量，人们了解了過去超新星事件发生的時間。
1006年4月30日：位于豺狼座的SN 1006爆发，它可能是有史以来人们记录到的视亮度最高的超新星，据推断其亮度达到了-9等。据现代天文学家推测：“在1006年的春天，人们甚至有可能能够借助它的光芒在半夜阅读。”在中國歷史上的宋朝時期，这颗超新星由司天监周克明等人发现，因而将它称作周伯星。在《宋史·天文志》卷五六中记载为：“景德三年四月戊寅，周伯星见，出氐南，骑官西一度，状如半月，有芒角，煌煌然可以鉴物，历库楼东。八月，随天轮入浊。十一月复见在氐。自是，常以十一月辰见东方，八月西南入浊。”
超新星 发现
在1930年代，沃爾特·巴德和弗里茨·茲威基在威爾遜山天文台時，起初的工作相信這只是一種新類型的新星。“超新星（）”這個名詞在1931年巴德和茲威基在加州理工學院的一場演講中首度被使用，然後在1933年在美國物理學會的會議中被大眾使用。1938年，連字號被取消，成為現代出現和使用的形式。因為超新星是一種在星系中相對罕見的事件，在銀河系大約每世紀只發生三次，要獲得好的研究樣本，就需要定期監視許多星系。
在星系中的超新星，沒有任何有意義、準確的方式來預測它們的出現。通常情況下，它們被發現時，都是在已經出現後了。科學上對超新星最感興趣的是距離測量——例如，做為標準燭光——需要觀察其峰值亮度。因此，至關重要的是及早發現它們，最好能在達到最大亮度之前。業餘天文學家的人數遠遠的多於專業天文學家，在尋找超新星上發揮了很大的作用。通常，通過光學望遠鏡觀測一些鄰近的星系，比較早些時候的照片來發現。
超新星 发现
在20世紀結束的時候，越來越多的天文學家改用電腦控制的望遠鏡和CCD獵取超新星。業餘天文愛好者也喜歡這種裝置，也有專業的設置，例如卡茨曼自動成像望遠鏡。最近，超新星早期預警系統專案（SNEWS，Supernova Early Warning System）已經開始使用網路的微中子探測器來對超新星提出早期預警。微中子是一種微粒，在超新星爆炸時會大量產生，並且它們不會被星系盤的星際氣體和塵埃明顯的吸收。
超新星的搜索分為兩類：那些聚焦於相對較近的事件，和那些尋找較遠的爆炸。因為在膨脹的宇宙可以通過測量其都卜勒頻移估計在遠方已知發射頻譜的距離（或紅移）；越遙遠的天體有越大的退移速度，所以比附近的天體有較高的紅移。因此，搜尋分為高紅移和低紅移，其間的分界約為紅移 z = 0.1–0.3的範圍，在此，z 對於頻率的移動是無單位量。
高紅移超新星的搜尋，通常涉及超星光變曲線的觀察。這些都是用標準或校準燭光的哈伯圖並使用宇宙論的預測。超新星的光譜，用在研究超新星的物理和環境時，在低紅移的會比高紅移的更為實用。低紅移的觀測也依靠哈伯曲線的低距離結束端，這是用來描述距離相對於可見星系紅移的曲線。（參見哈伯定律）
超新星 命名規則
當發現超新星的報告送交給國際天文學聯合會的天文電報中心之後，它就會分配這顆超新星的名字，並且發出通告。名字是由前缀字SN接續發現的年份和一或二個英文字母組成。每年最初的26顆依序使用從A到Z的字母，之後始用小寫的字母：aa、ab，依序排列。例如，SN 2003C，是2003年發現的第三顆超新星。2005年發現的最後一顆超新星SN 2005nc，是2005年的第367顆。從2000年開始，專業和業餘天文學家每年都發現數百顆超新星（2005年367颗、2006年551颗、2007年572顆、2008年261顆、2009年390顆、2013年231顆）。
歷史上已知的超新星只簡單的依照發現的年份命名，它們有：SN 185、SN 1006、SN 1054（天關客星）、SN 1572（第谷新星）、和SN 1604（克卜勒之星）。從1885年開始採用字母命名，即使那一年只發現一顆超新星（如SN 1885A、SN 1907A等等） －最後一次是1947年的SN 1947A。SN，是超新星的標準前缀字。直到1987年，兩個字母的代號都是備而不用，但從1988年開始，每年都需要用到雙字母。
超新星 分類
天文學家使用它們的光度曲線和不同的化學元素在光譜中造成的吸收線，以這一部分進行分類和試圖了解超新星。分類的第一個依據是是否存在由氫造成的吸收線。如果一顆超新星的光譜中包含氫的譜線（在可見光部分的譜線是巴耳末系），它就屬於II型超新星；否則就是I型超新星。在這兩種類型中，每種都會依據存在於譜線中的其它元素或光度曲線的形狀再細分（依據這顆超新星的視星等相對於時間的函數關係圖）。
I型超新星依據譜線為基礎再細分，典型的Ia型超新星有強烈的矽離子吸收線。這條譜線不明顯或不強烈的I型超新星被歸類為Ib或Ic型超新星，Ib型超新星顯示出強烈的中性氦譜線，Ic型超新星則缺乏這種譜線。所有I型超新星的光度曲線都與Ia型超新星相似，在峰值都會比較明亮，所以光度曲線不是I型超新星分類的主要依據。
少數的Ia型超新星顯現出不尋常的特徵，如非標準的光度或寬廣的光度曲線，但檢視它們在最早期的樣本中都會顯示出與分類典型相似的特徵。例如，低光度的SN 2008ha通常分類為類SN 2002cx或是Ia-2002cx。
超新星 分類
II型超新星也可以依據光譜來細分。大部分的II型超新星都顯現非常寬的發射線，這表示它是以每秒數千公里（Km/Sec.）的速度在膨脹。有些，像是SN 2005gl，有著相對狹窄的譜線，它們被分類為IIn型超新星，其中的'n'代表'狹窄'。
少數的超新星，像是SN 1987K和SN 1993J，顯示出類型的改變：初期，它們顯示出氫的譜線，但是經過幾週或幾個月的衰減期之後，光譜中主要是氦的譜線。IIb型超新星的功能就是用來描述II型超新星和Ib相關聯的組合。
II型超新星在光度下降的過程中，依然廣泛的呈現由氫主導的光譜，因此分類主要是依據其光度曲線。最常見的類型是在最大亮度之後不久，光度的下降曲線中會出現"高原區"，視星等會維持幾個月的穩定不變，然後才繼續下降。這一形稱為II-P型超新星，P代表高原。較罕見的缺乏高原區特徵的II-L型超新星，"L"代表是線性的，因為光度曲線實際上是一條直線。
並不是所有的超新星都能正常的分類，不能吻合上述特徵的分類為特異型超新星，或標示為'pec'。
超新星 分類
弗里茨·茲威基基於少數的超新星不能完全符合I和II型，還定義了附加的超新星類型。在NGC 4303的SN 1961i是III型超新星的原型，並且是唯一的一顆，有著寬鬆的最大光度和氫的巴耳末系譜線，在光譜中緩慢的發展。在NGC 3003的SN 1961f是IV型的原型，也是唯一的一顆，有著與II-P超新相似的光變曲線和氫的吸收線，但也有微弱的氫發射譜線。V型超新星是NGC 1058的SN 1961V，一顆不尋常黯淡的超新星，或是假超新星，光度緩慢的升起，最大光度持續了好幾個月，並且有這不尋常的發射光譜。海山二（船底座η）的大爆發被指出與SN 1961V相似。M101的超新星（1909年）和M83的超新星（1923年和1957年）也被建議可以歸類為IV或V型超星。
這些超新星現在都被視為II型超新星的特例，並且有更多的例子被發現，然而現在依然在爭辯SN 1961V是否是真的超新星，還是LBV爆發，或是冒名頂替者。
註解:
超新星 当前的模型
前述天文學家給予超新星的分類代碼是很自然的分類：從超新星觀測到的光給予類型的數值，不一定是它的起因。例如，Ia超新星的祖恆星是蛻化的白矮星，因融合失控點火產生的；光譜類型相似的Ib/c超新星的祖恆星是大質量的沃夫–瑞葉星由核心坍縮點燃。下面總結了天文學家目前認為是對超新星最合理的解釋。
白矮星可能從伴侶恆星吸積到足夠的質量，使核心的溫度提高至足夠點燃碳融合，此時它會發生失控完全破壞了它。這種爆炸在理論上有三種途徑可以發生：從伴星穩定的吸積質量，兩顆白矮星的碰撞，或是在吸積的殼層點火，然後引燃。但是仍不清楚其中何者是主要的機制。儘管還不能確定Ia超新星是如何的產生，但Ia超新星有非常均勻的屬性，是星系間距離有用的標準燭光。但對性質上漸進的變化或高紅移在不同頻率的異常光度，光度曲線和光譜是別上的微小變化，一些校準上的補償是需要的。
超新星 当前的模型
有幾種方式可以形成這種類型的超新星，但它們共用一個基礎的機制。如果一顆碳-氧白矮星吸積到足夠的質量，達到錢德拉塞卡極限的大約1.44 太陽質量（M☉）（對不自轉的恆星），它將不再能以電子簡併壓力支撐其巨大的電漿體，並且開始坍縮。然而，目前的看法是通常尚未達到這個極限，已經獲得足夠高的溫度和密度，可以在核心引燃碳融合。通常在接近極限之前（大約接近至1%），就已經坍縮了。
在幾秒鐘內，白矮星相當大一部份的物質會發生核融合，釋放出足夠的能量（1–7044200000000000000♠2×1044 J），解除恆星的束縛，發生超新星爆炸。產生向外膨脹的激波與物質達到5,000-20,000km/s，或大約3%光速的速度。同時亮度也大幅的增加，絕對星等可以達到 -19.3等（或比太陽亮5億倍），而且只有少量的變異。
超新星 当前的模型
形成這類超新星的是密接的聯星。兩顆星中較大的一顆先演化離開主序帶，並膨脹成為一顆紅巨星。這兩顆恆星現在共享一個包層，造成它們相互間的軌道縮小。較大的這顆恆星然後傾卸掉它大部分的包層，失去質量直到它的核心不能再繼續進行核融合。在這個點上，它成為一顆主要由碳和氧構成的白矮星。最後，它的伴星也演化離開主序帶成為紅巨星。來自巨星的物質被白矮星吸積，導致白矮星的質量持續的增加。儘管基本的模型被普遍接受，但精確的萌生和爆炸產生重元素細節還不清楚。
Ia新星遵循著一個特徵的光度曲線 －亮度作為時間函數的關係圖－ 爆炸後，這個亮度因為從鎳-56 經過鈷-56到鐵-56的放射性衰變而產生變化。正常Ia超新星光度曲線的峰值是非常一致的，最大值是絕對星等 -19.3等。這使它能夠成為次要的標準燭光，可以用來測量其宿主星系的距離。
另一種Ia超星的爆炸涉及兩顆白矮星的合併，加起來的質量可能超過錢德拉塞卡極限。這一類型的爆炸還有許多的變化，並且在許多情況下可能沒有超新星，但預期它們的光度曲線會比正常的Ia超新星爆炸寬闊與較低的光度。
超新星 当前的模型
當白矮星的質量超過錢德拉塞卡極限，將會有光度異常的Ia超新星，而由不對稱性可能會有進一步增強的類型，但噴射物質的動能會少於正常的動能。
非標準的Ia超星沒有正式的子分類。曾經建議將氦吸積在白矮星上，光度較黯淡的超星分類為Iax，而這種類型的超新星可能不會將祖白矮星完全摧毀，而能留下一顆殭屍恆星。
一種特殊的非標準型Ia超新星發展出氫和其他的，發射的譜線給出了外觀正常的Ia和IIn超新星之間的混合物，例如SN 2002ic和SN 2005gj。這種超新星曾經被標記為Ia/IIn、Ian、IIa、IIan。
超新星 当前的模型
當大質量恆星突然變得無法支撐核心維持抵抗自身的重力，會經歷核心崩潰；這是除了Ia超新星之外，其它所有類型的超新星形成的原因。這種崩潰的結果會導致恆星的外層劇烈爆炸，成為超新星，或者釋放的重力位能不足而坍塌成為黑洞或中子星與少量的輻射能量。有幾種不同的機制可以造成核心坍縮：電子捕獲、超越錢德拉塞卡極限、成對不穩定、或是光致蛻變。當恆星發展出鐵芯，因為電子簡併壓力不足以支撐超過錢德拉塞卡極限的質量，於是核心坍塌成為中子星或黑洞。跟著氧融合的爆炸，在氧/氖/鎂核心的電子捕獲是造成引力坍縮的原因，具有非常相似的結果。在大量的核心氦後燃燒產生電子-正子對移除熱力學的支援，導置初始的坍塌與後續的失控核融合，結果就是成對不穩定超新星。足夠大和熱的恆星核心可能產生γ射線，能量足夠直接引發光致蛻變，這將導致核心徹底的崩潰。
下表列出已知核心坍塌原因的大質量恆星、恆星的種類、關聯的超新星類型和產生的殘骸。金屬量是除了氫和氦之外，其他元素和太陽中含量的比值。初始質量是成為超新星之前的質量，是太陽質量的好幾倍，然而當時這顆超新星的質量可能已經低了許多。
超新星 当前的模型
在表中未列出IIn超新星。它們可能由不同類型的潛在祖恆星經由不同途徑形成，甚至可能由Ia的白矮星引燃。雖然看起來大部分都是在明亮的巨星或超巨星（包括LBVs），經由鐵芯崩潰形成的。窄光譜線是它們被如此命名的原因，因為這類超新星展開的拱星物質小而濃密。看起來IIn超新星是貨真價實的假超新星，只是高光度藍變星的大規模噴發，類似於海山二。在這些事件中，新噴發的物質通過激波與之前噴發的物質交互作用，產生窄吸收譜線。
當恆星的核心不再能對抗重力，它自身向內坍塌的速度可以達到70,000Km/s（0.23c），導致溫度和密度迅速增加。接下來的步驟取決於恆星的質量和結構，低質量的簡併核心形成中子星，大質量的簡併核心通常大多完全坍塌成為黑洞；未簡併的核心會經歷失控的核融合。
簡併的核心開始坍塌時是光致蛻變和電子捕獲的β衰變，暴發出電子微中子。當密度增加，因此困在核心的微中子輻射被截斷。最終，內核的直徑通常可以達到30公里 ，並且密度可以達到原子核的程度，中子簡併壓力試圖阻止坍塌。如果核心的質量大約超過15 M☉，然後中子簡併壓力就不足以抵擋坍塌，就沒有經過超新星爆炸的形式直接成為黑洞。
超新星 当前的模型
在低質量的核心，坍塌會被阻止，並形成有1,000億K，約為太陽核心溫度6,000倍，中子構成的核心。熱微中子形成微中子-反微中子對的味，數倍於電子捕獲微中子的數量。大約1046焦耳，相當於10%的恆星靜止質量，在10秒內爆裂出的微中子是事件中最主要的輸出。突然停止的核心坍塌和反彈在毫秒內產生激波，外核通過重元素的分離而失去能量。這個過程（不是很明確的瞭解）需要從微中子脈衝重新吸收大約1044（foe，1044）焦耳的能量，產生可見的爆炸；雖然理論上也有其它的能量爆炸。
一些外層封包的物質會落回到中子星上，使核心的質量超過8 M☉，就會形成黑洞。落回的質量會降低爆炸的動能和被逐出的放射性物質，但在某些情況下，它也可能產生相對論性噴流，導致γ射線暴或異常明亮的超新星。
超新星 当前的模型
大質量的非簡併核心坍塌將點燃核心進一步的核融合。當核心的坍塌由不穩定對開始時，氧開始融合，坍塌可能會停止。對核心質量在40–60 M☉，坍塌會暫停而恆星保持不變，但當更大的核心形成後，核心的坍塌會再度發生。對核心質量在60–130 M☉，氧融合和更重元素的核融合會釋放更多的能量，整顆恆星都會瓦解，成為一顆超新星。在大質量恆星的質量上限，由於許多太陽質量的鎳56，超新星會異常明亮的時間會延長。核心的質量越大，核心的溫度會高得足以進行光致蛻變，可以讓整個核心成為一個黑洞。
初始質量小於8倍太陽質量的恆星從來沒有發展至核心大到足以坍塌，它們最終都是失去大氣層成為白矮星。恆星質量至少是9 M☉（可能需要多達 12 M☉）以複雜的方式演化，在它的核心發展出較高的溫度，逐步燃燒更重的元素。這顆恆星成為像洋蔥一樣的層狀結構，在越外面的殼層燃燒越輕的元素。雖然不片描述洋蔥似的結構有鐵芯，但超新星前身的大質量恆星僅有氧-氖（-鎂）的內核。這些超AGB恆星可能是主要的核心坍塌超新星，但質量越大的祖恆星，發出的光越黯淡，被觀測到的也就越少。