ticoAg/ChineseCorpus-Kaggle-fanti huggingface dataset:
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。
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四，拜耳命名法中著名的獵戶座α（α Orionis或α Ori），是全天第九亮星，也是獵戶座第二亮星，只比鄰近的參宿七（獵戶座β）暗淡一點。它是明顯的紅色半規則變星，視星等在0.2至1.2等之間變化著，是變光幅度最大的一等星。這顆恆星標示著冬季大三角的頂點和冬季六邊形的中心。
在分類上，參宿四是一顆紅超巨星，並且是已知第二大和最亮的恆星之一。如果它位於太陽系的中心，它的表面會超越小行星帶，並可能抵達並超越木星的軌道，完全地席捲掉水星、金星、地球和火星。但是，在上個世紀對參宿四的距離估計從180光年至1,300光年不等，因此對其直徑、光度和質量的估計是很難被證實的。目前認為參宿四的距離大約是640光年，平均的絕對星等是-6.05。
而事實上，有關參宿四的質量始終有爭議，有的資料顯示它的質量不過太陽的14至15倍，但也有的資料認為它的質量達到太陽的18至19倍甚至20倍的，而這種質量的不確定性，正是由于測量距離的不確定性造成的。
在1920年，參宿四是第一顆被測出角直徑的恆星（除太陽之外）。從此以後，研究人員不斷使用不同的技術參數和望遠鏡測量這顆巨星的大小，而且經常產生前後矛盾的結果。目前估計這顆恆星的視直徑在0.043～0.056角秒，作為一個移動的目標，參宿四似乎周期性的改變它的形狀。由於周邊昏暗、光度變化（變星脈動理論）、和角直徑隨著波長改變，這顆恆星仍然充滿了令人費解的謎。參宿四有一些複雜的、不對稱的包層，引起巨大的質量流失，涉及從表面向外排出的龐大冠羽狀氣體，使事情變得更為複雜。甚至有證據指出在它的氣體包層內有伴星環繞著，可能加劇了這顆恆星古怪的行為。
天文學家認為參宿四的年齡只有1,000萬年，但是因為質量大而演化得很快。它被認為是來自獵戶座OB1星協的奔逃星，還包含在獵戶腰帶的參宿一、參宿二、和參宿三等0和B型晚期恆星的集團。以現行恆星演化的晚期階段，預料參宿四在未來的數百萬年將爆炸成為II型超新星，並變成一顆中子星，2019年底因其自身產生的塵埃云導致其亮度開始持續變暗，至2020年2月下旬左右開始回升。
參宿四自古以來就是顆受到注意的紅色恆星；《史記·天官書》說：“參為白虎。三星直者，是為衡石。下有三星，兌，曰罰，為斬艾事。其外四星，左右肩股也。小三星隅置，曰觜，為虎首。”古天文學家托勒密將他的顏色描述為''"?π?κιρρο?"''，稍後此一描述在烏魯伯格的''Zij-i Sultani''被翻譯為''rubedinis''，意思如同拉丁文的''紅色（ruddiness）''。在科學革命之前，天文學史與神話和占星學有著密切的關係，''紅''星，像行星火星之名是從羅馬的戰神衍生出來的，並通過母體的死亡和再生來擴展，與原型martial有著密切的關係。在現代的恆星分類法創立之前，安吉洛·西奇自創的光譜分析將參宿四作為第三類（橘色至紅色恆星）的原型。
約翰·赫歇耳爵士過世的前幾年，朱麗亞·烈卡梅隆為他繪製的肖像。
約翰·赫歇耳爵士在1836年首次描述了參宿四的光度變化，他將此一發現發表在《天文學大綱》（''Outlines of Astronomy''）：他注意到活動在1836-1840年的增加，以及隨後的減少。在1849年，他注意到一個較短周期的變化，並在1852年達到高峰。後續的觀測記錄到每隔幾年就有不尋常的高峰，但在1957年至1967年只有很小的變化。美國變星觀測者協會（AAVSO）的記錄顯示最大的視星等（亮度）在1933年和1942年是0.2等，最暗的視星等出現在1927年和1941年，是1.2等。這樣的光度變化常被人錯誤的用來解釋拜耳為何在1603年出版的《測天圖》中將參宿四命名為獵戶座α，而更亮的對手參宿七卻只是獵戶座β。
在1920年，阿爾伯特·邁克遜和Francis Pease在威爾遜山天文臺2,5米（100寸）的望遠鏡前方安裝了6米（20尺）的干涉儀，在John Anderson的協助下，他們三人測出參宿四的角直徑是0.047"，基於當時的視差是0.018"，轉換成圖形的結果是直徑達到3億8,400萬公里（2億4,000萬英里或2.58天文單位）的大圓。但是由於未知的不確定性，像是周邊昏暗和測量誤差－是將近一世紀的科學調查重點的中心主題。從第一次以可見波長測量，研究人員已經從中紅外線至紫外線的範圍進行多種的調查，但獲得的結果仍有待確認。
在1950和1960年代在科學上展現出重要的發展，兩個同溫層望遠鏡計畫和在1958年發表的《恆星的結構和演化》，主要的工作者是密切合作的馬丁·史瓦西和普林斯敦大學的Richard H?rm。這本書教導新一代的天文物理學家如何使用初期的電腦技術創建恆星模型，當同溫層望遠鏡計畫利用氣球將儀器帶到大氣層之上，克服地球大氣湍流，產生一些前所未見的米粒斑和太陽黑子的細緻影像，從而證實太陽大氣中存在著對流。這兩項發展都證明，對我們了解像參宿四這種紅巨星的結構，有著意味深長的衝擊。
哈伯太空望遠鏡使用紫外線拍攝，並經過NASA影像增強處理的參宿四
在上個世紀的70年代，來自柏克萊在太空科學實驗室工作的在紅外線和可見光的干涉儀上看見幾個值得注意的進展，當時研究人員開始從多架望遠鏡上組合影像，不久之後發明了"條紋追蹤（fringe-tracking）"技術。但是直到1980年代末期和1990年代初期，使用孔徑遮罩干涉常規性的觀測參宿四時，才在可見光和紅外攝影上有了重大的突破。開創的約翰E.鮑德溫和卡文迪許天體物理組的其它同事，以新技術在恆星的光球上揭露出一些明亮的斑點，並且對參宿四提供了最精確的測量。這是除了太陽之外，第一次獲得恆星盤面的可見光和紅外線影像；第一次從地面的干涉儀和以後來自高解析的COAST望遠鏡，"亮斑"或"熱點"有力的鞏固史瓦西早在數十年前提出的大質量對流細胞主導了恆星表面的理論。
在1995年，哈伯太空望遠鏡的暗天體照相機捕捉到可以分析的紫外線影像－第一次以傳統的望遠鏡獲得另一顆恆星盤面的影像（或NASA的專門術語所謂的"直接影像"）。由於地面的儀器使用相同波長的紫外線無法獲得與哈伯同樣精確度的影像。如同早期的影像，這些紫外線的影像也有一個亮斑，顯示有一個2,000K的區域，在這個例子中位於恆星表面的西南部，其後由戈達德高解析攝譜儀的紫外線光譜認為熱點是參宿四自轉的軸點之一。這會使參宿四的自轉軸對地球的方向傾斜大約20°，與天球北極的方位角約為55°。
美國變星觀測者協會從1988年12月至2002年8月的參宿四（獵戶座α）V-頻道光度曲線。
透過ALMA於2017年6月拍攝到的參宿四，這是迄今解析度最高的太陽系外恆星照片，也是ALMA首度清楚觀測到恆星表面
21世紀的第一個10年在許多方面都獲得了重大的進展，最核心的是在不同的波長上獲得恆星光球的影像，和對參宿四複雜星周殼的研究。在來到千禧年之際，使用紅外線空間干涉儀（Infrared Spatial Interferometer，ISI）以中紅外線測量，估計出參宿四周邊昏暗是55.2&nbsp;±&nbsp;0.5&nbsp;mas，與邁克遜80年前發現的圖完全一致。在他發表的時候，從依巴谷任務估計的視差是7.63 ± 1.64&nbsp;mas，因此估計參宿四的半徑是3.6天文單位。不過，來自智利帕瑞納天文臺的干涉儀在近紅外線上的諸多研究卻引起更多對直徑的爭論。不過，在2009年6月29日，諾貝爾得主查理斯·湯發表了這顆恆星自1993年在速率的增加上已經萎縮了15%。他提出的證據來自加州大學柏克萊分校位於威爾遜山天文臺山頂的ISI已經持續15年觀測到恆星的收縮。儘管參宿四的大小明顯的減少，湯和他的同事Edward Wishnow指出，在美國變星觀測者協會長期定期監測下，參宿四可見的光度，或星等在這段期間並沒有明顯的變暗。半徑減少與相對恆定通量耦合的這一發現，成為解決恆星結構理論一些根本問題的關鍵。
對包層完整的審議已經大量研究參宿四擴張大氣層深奧的動力學。幾十年來天文學家已經了解紅巨星創造的不透明外殼主導了質量重返銀河，但是這種恆星質量流失的實際機制仍然是一個謎。干涉測量方法上的最新進展，天文學家可能已經接近此一難題的解答。在2009年7月，歐洲南方天文臺釋出由甚大望遠鏡干涉儀（VLTI）獲得的影像，顯示巨大的羽流氣體噴射到周圍的距離幾乎遠達到30天文單位。這相當於太陽與海王星之間的距離，但是這種物質拋射只是發生在周圍大氣諸多動態中的一種。天文學家發現在參宿四周圍至少有6種不同的殼層活動。當本世紀開始時，解決恆星演化階段的質量損失之謎，或許可以揭示這些超巨星突然爆炸的因素。
參宿四的位置在著名的獵戶腰帶附近。
參宿四是很容易在夜空中發現的，它就出現在著名的獵戶腰帶附近，並且肉眼就可以看見它發出的橙紅色光芒。在北半球，從每年的一月開始，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，而且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），參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。
在SIMBAD的列表中，參宿四的視星等是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。但因為參宿四是一顆變星，它的光度變化範圍在0.2至1.2之間，因此有的時候他的光度會超越南河三，成為全天第八亮星。參宿七也是一樣，它通常的視星等是0.12，但報告指出光度有0.03至0.3星等的波動，這也可能使參宿四偶爾會比參宿七明亮而成為全天第七亮星。當它最暗時，會比第19亮的天津四還要暗，並與十字架三競爭第20名的位置。
來自ESO的甚大望遠鏡所顯示的圖像，不僅有恆星的盤面，還有以前不知道的被氣體圍繞著的煙羽伴隨著擴展的大氣層。
參宿四的色指數（B–V）是1.85—在圖形上指出這是個極度"紅色"的天體。光球有著擴展的大氣層，光譜中呈現強烈的發射線而不是吸收線，這是一顆恆星外面有著濃厚的氣體包殼時出現的現象。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參宿四移動的運動。這顆恆星的輻射能只有13%的是經由可見光發射出來，而大部分的輻射都在紅外線的波段。如果眼睛可以感覺到所有輻射的波長，參宿四可能會成為全天空最亮的恆星。
自從白塞爾在1838年成功的測量出視差，天文學家就對參宿四的距離極為困惑，不確定性使得許多恆星的參數值很難得到正確的估計。準確的距離和角直徑將揭示恆星的半徑和有效溫度，導出清楚的解讀熱輻射的光度；光度與同位素豐度結合可以提供對恆星年齡和質量的估計。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。
在依巴谷星表公佈之前（1997），有兩份受人尊重的出版物有參宿四最新的視差資料。第一份是耶魯大學天文臺（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&nbsp;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。美國國家無線電天文臺座落在新墨西哥州索科洛的甚大天線陣（Very Large Array，VLA）。27隻天線每隻的重量是209公噸（230噸），需要時可以在陣列中的軌道上移動，以使用孔徑合成干涉儀進行詳細的研究。
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。因為像參宿四這種變光星，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臺（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參宿四位置的指引，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。
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參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。
參宿四的紫外線影像，顯示出恆星的不對稱脈動，擴展和收縮。
作為''脹縮變化''恆星"SRC"的次分類，研究人員提供了不同的假設試圖解釋參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。像參宿四這種紅巨星，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。
圖解的太陽結構顯示出光球的米粒斑： 1. 核心 2. 輻射層 3. 對流層 4. 光球層 5. 色球層 6. 日冕 7. 太陽黑子 8. 米粒斑 9. 日珥
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認為像參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。
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年首度直接捕捉到參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，注意到參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。這個團隊研究參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巖燈。
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，參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參宿四有一個0.047"的均勻盤面。天文學家對周邊昏暗的見解視值得注意的，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。
電波的影像顯示出參宿四光球層的大小（圓圈）和使恆星不對稱的大氣層擴展至土星軌道之外的對流力效應。
有幾個原因使精確的直徑很難定義：
# 光球收縮和膨脹的節奏，如理論所描述的，意味著直徑不是永遠不變；
# 由於周邊昏暗造成從中心向外延伸的越遠光的顏色改變和輻射衰減越多，而沒有明確定義的"邊界"；
#參宿四被從恆星逐出的物質組成的星周包層環繞著－這些物質吸收和輻射光線－造成光球層的邊界很難定義；
#在電磁頻譜內以不同的波長測量，每個波長透露一些不同的東西。研究顯示可見光的波長有較大的角直徑，在近紅外線減至最小，不料在中紅外線再次增加。報告的直徑差異可已多達30－35%，但因為不同的波長測量不同的東西，將一種結論與另一種比較是有問題的；
#大氣層的閃爍使得地面上的望遠鏡因為大氣湍流的影響降低了解像力的極限角度值。
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臺，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。
從ESO的想像圖可以看出，參宿四大氣掀起的氣泡延伸範圍相當於從太陽一直到海王星外，約是光在真空中行進4.85至5.5小時的距離
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，顯示參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，另一組由巴黎天文臺佩蘭（Guy Perrin）領導的天文學家在2004年以紅外線對有爭議的參宿四光球半徑做出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，剩余一顆中子星，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。
* Alpha Orionis (Betelgeuse) AAVSO Variable Star of the Month article, December 2000.
* Surface imaging of Betelgeuse with COAST and the WHT Interferometric images taken at different wavelengths.
* Hinode Views the Sun's Surface NASA image from the Hinode Solar Optical Telescope showing photospheric granulation.
* Detailed image of Betelgeuse on Astronoo
* Near, Mid and Far Infrared Infrared Processing and Analysis Center (IPAC) webpage showing pictures at various wavelengths.
#  Orion: Head to Toe The molecular clouds which gave birth to Betelgeuse.
#  Mars and Orion Over Monument Valley Stunning skyscape showing the relative brightness of Betelgeuse and Rigel.
#  Frosted Leaf Orion Orion, the hunter, in its mythological pursuit of the Pleiades over Japan.
#  The Spotty Surface of Betelgeuse A reconstructed image showing two hotspots, possibly convection cells.
#  Simulated Supergiant Star Freytag's "Star in a Box" illustrating the nature of Betelgeuse's "monster granules".
#  Why Stars Twinkle Image of Betelgeuse showing the effect of atmospheric twinkling in a microscope.
#  Canaries Sky The glowing nebulas surrounding Betelgeuse.
* Red supergiant movie Numerical simulation of a red supergiant star like Betelgeuse.
* Supernova animations Various supernova animations from Goddard Space Flight Center.
*  Comments on Betelgeuse’s explosion in 2012
SN 1994D（左下方的亮點）是在星系NGC 4526的一顆Ia超新星。|244x244px
在這段由藝術家製作的縮時影片中集合了許多遙遠的星系，偶爾可以看見超新星。每顆爆炸的超新星，其亮度都短暫的超越了其所在星系的亮度。
超新星是某些恒星在演化接近末期時經歷的一種劇烈爆炸。這種爆炸都極其明亮，過程中所突發的電磁輻射經常能夠照亮其所在的整個星系，并可能持續幾周至幾個月甚至幾年才會逐漸衰減。而在此期間，一顆超新星所釋放的輻射能量可以與太陽在其一生中輻射能量的總和相當。恒星通過爆炸可以將其大部分甚至幾乎所有物質以高至十分之一光速的速度向外拋散，并向周圍的星際物質輻射激波。這種激波會導致一個由膨脹的氣體和塵埃構成的殼狀結構形成，這被稱作超新星遺跡。超新星是星系引力波潛在的強大來源。初級宇宙射線中來自超新星的占了很大的比例。
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，這表示它在天球上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。
超新星可以由兩種方式觸發：突然重新點燃核融合之火的簡併恆星，或是大質量恆星核心的重力塌陷。在第一種情況下，一顆簡併的白矮星可以透過吸積從伴星那兒累積到足夠的質量，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，釋放引力勢能，可以產生一次超新星爆炸。
最近一次觀測到銀河系的超新星是1604年的開普勒超新星（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。它們作用的角色豐富了星際物質與高質量的化學元素。此外，來自超新星向外膨脹的激波可以觸發新恆星的形成。
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）。人類最早的觀測超新星紀錄是中國天文學家於公元185年看見的SN 185，有記載的最亮超新星是SN 1006。對此，中國和伊斯蘭天文學家都有詳細的記述。人們觀測次數最多的超新星是SN 1054，它形成了蟹狀星雲。超新星SN 1572和SN 1604是目前為止以裸眼觀測到的最後兩顆銀河系內的超新星，這些超新星的發現對歐洲天文學的發展有顯著的影響，因為這些發現被用來反駁在月球和行星之外是不變的亞里斯多德宇宙觀點。約翰·克卜勒在超新星SN 1604達到亮度峰值的1604年10月17日觀測到它，并且在此期間一直估計它的亮度，直到第二年亮度暗淡到裸眼看不見才停止。它是那個時代人們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）。
由於望遠鏡的發展，人們能觀測到超新星的區域不只在銀河系內，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間的最大強度可以作為天文距離的標準燭光，從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，這種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，人們開發了新技術以觀測超新星。從超新星仙后座A的爆發日期，人們偵測到來自星雲的回光事件。人們從對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，通過匹配南極冰沉積物的硝酸含量，人們了解了過去超新星事件發生的時間。
* 185年12月7日，東漢中平二年乙丑，中國天文學家觀測到超新星185，這是人類歷史上發現的第一顆超新星。該超新星在夜空中照耀了八個月。《后漢書·天文志》載：“中平二年（185年）十月癸亥，客星出南門中，大如半筵，五色喜怒，稍小，至后年六月消”。
* 1006年4月30日：位于豺狼座的SN 1006爆發，它可能是有史以來人們記錄到的視亮度最高的超新星，據推斷其亮度達到了-9等。據現代天文學家推測：“在1006年的春天，人們甚至有可能能夠借助它的光芒在半夜閱讀。”在中國歷史上的宋朝時期，這顆超新星由司天監周克明等人發現，因而將它稱作周伯星。在《宋史·天文志》卷五六中記載為：“景德三年四月戊寅，周伯星見，出氐南，騎官西一度，狀如半月，有芒角，煌煌然可以鑒物，歷庫樓東。八月，隨天輪入濁。十一月復見在氐。自是，常以十一月辰見東方，八月西南入濁。”
* 1054年7月4日：產生蟹狀星雲的一次超新星爆發，這次客星的出現被中國歷史上宋朝的天文學家詳細記錄，《續資治通鑒長編》卷一七六中載：“至和元年五月己酉，客星晨出天關之東南可數寸（嘉祐元年三月乃沒）。”日本、美洲原住民也有觀測的記錄。
* 1572年11月初（可能在2日到6日之間）：仙后座的超新星（第谷超新星）爆發，丹麥天文學家第谷有觀測的記錄，並因此出版了《》一書，是新星的拉丁名'的來源。據估計這顆超新星的絕對星等有-15.4等，距地球7500光年；它最高時的視亮度有-4等，可以與金星相比。
* 1604年10月9日：蛇夫座的超新星（開普勒超新星），德國天文學家開普勒有詳細觀測的記錄，這是迄今為止銀河系裡最後一顆被發現的超新星，視星等為-2.5等，距地球6000光年。它曾被伽利略用作反駁當時亞里士多德學派所謂上天永遠不變的理論。
* 1885年8月19日：位于仙女座星系的超新星SN 1885A（仙女座S）被愛爾蘭業余天文學家艾薩克·瓦德在貝爾法斯特發現，這是人類首次發現河外星系中的超新星，也是至今在仙女座星系中發現的唯一一顆超新星。
* 1987年2月24日：位于大麥哲倫星云的超新星1987A在爆發後的數小時內就被發現，是現代超新星理論第一次可以與實際觀測比較的機會。它距地球約為五萬一千四百秒差距，最亮時視星等為3等。
* 2006年9月18日：距地球2.38億光年的超新星SN 2006gy爆發（曾被假設是不穩定對超新星，但沒有得到證實），是有史以來觀測到的最強烈的超新星爆發。
在1930年代，沃爾特·巴德和弗里茨·茲威基在威爾遜山天文臺時，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，可以預測的準確性。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。
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。
一顆爆炸的恆星。
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''&nbsp;=&nbsp;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）
X射線、紅外線和可見光影像合成的多波段克卜勒超新星殘骸，SN 1604。
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。名字是由前綴字''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顆、2006年551顆、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''，是超新星的標準前綴字。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。
藝術家印象中的超新星1993J。
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）。
+超新星分類法
I型超新星沒有氫譜線
Ia型在亮度接近峰值時只呈現單一的、615奈米電離的矽（Si II）譜線
Ib/c型矽的吸收特徵譜線微弱或是沒有
Ib型顯示587.6奈米的中性氦（He I）線
Ic型氦線微弱或沒有
II型顯示氫線
II-P/L/N完整的II型超新星光譜
II-P/L/N沒有窄線
II-P在光度曲線上有"高原區"
II-L光度曲線呈現"線性"的衰減（光度相對於時間是直線。）
IIn有一些窄線
IIb頻譜的變化類似Ib超新星
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。
光度曲線的差異是用來區分II-P和II-L型超新星的依據。
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'。
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。
+各類型超新星的物理性質
平均最大亮度 絕對星等
大約能量 (foe)
至最大光度所需天數
最大光度至10%光度所需天數
Ib/c&nbsp;(faint)
40–100
Ic&nbsp;(bright)
可達 ?22
大約 100
II-P&nbsp;(faint)
高原期後約50天
12–30 或更多
50–150
IIn&nbsp;(bright)
超過 100
系列的影像顯示在星系NGC 1365的一顆超新星爆炸，光度快速的變亮和緩慢的變暗。
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。
Ia超新星的形成。
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。
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（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–），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。
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。
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。
超新星的初始質量-金屬量。
大質量恆星發展至核心坍縮前的洋蔥狀結構（未依照比例）。
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。
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。
+ 核心坍塌質量和金屬量的情景
估計的祖恆星初始質量
在簡併O+Ne+Mg核心的電子捕獲
25–40 與金屬量和太陽一樣或較低
普通的II-P
起初是中子星，物質落回後成為黑洞
25–40 與高金屬量
II-L 或 II-b
40–90 與低金屬量
≥40 與金屬量和太陽相似
黯淡的Ib/c，或與GRB超新星
≥40 與高金屬量
≥90 與低金屬量
無，可能是γ射線暴（GRB）
140–250 與低金屬量
II-P，有時是超新星，可能是 GRB
≥250 與低金屬量
無（或亮超新星？），可能是GRB
單獨的大質量恆星殘骸。
在一顆大質量0恆星內的演化(a)洋蔥結構的殼層，形成鐵芯 (b)達到錢德拉塞卡極限開始坍塌。核心內部被壓縮形成中子 (c)造成崩落的物質反彈 (d)並形成向外傳播的衝擊波（紅色）。衝擊波停滯（因為能量消耗）(e)但可能是與微中子的交互作用，使它重獲活力。周圍的物質被驅散 (f)只留下簡併的殘骸。
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，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。
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，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。
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，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，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。
非典型亮度的II型超新星SN 1997D。
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（可能需要多達 ）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。
當在核心坍塌階段的超新星仍有氫的包層時，其結果是出現II型超新星。明亮恆星的質量損失取決於金屬量和亮度。金屬量接近太陽，特別亮的恆星在演化到核心坍塌之前已經失去它們所有的氫，就不會形成II型超新星。所有低金屬量的恆星，在開始核心坍塌之前仍都有氫的包層，但質量夠大的恆星會直接坍縮成為黑洞，而不會產生可以看見的超新星。
初始質量的上限大約在90倍太陽質量，或是金屬量只高一些，預期會產生II-p超新星，這是最常見的超新星類型。在中與高金屬量，且質量接近上限的恆星在發核心坍塌時將已經去大部分的氫，其結果是II-L超新星。金屬量非常低，恆星質量在在核心坍塌時將達到不穩定對，但仍然有氫的包層和氧的核心，其結果將是II型超新星，但會噴出大量的鎳56，成為高亮度的超新星。
Ib型超新星的X射線（左）和可見光（右，位于星系上端遠處）圖像
這兩類超新星的形成機制很可能類似于大質量恒星內部核反應燃料耗盡而形成II型超新星的過程；但有所不同的是，形成Ib或Ic型超新星的恒星由于強烈的恒星風或與其伴星的相互作用而失去了由氫元素構成的外層。Ib型超新星被認為是大質量的沃爾夫-拉葉星坍縮后的產物。另外還有一些證據認為少量的Ic型超新星是伽瑪射線暴的產生原因，但也有觀點認為任何氫元素外層被剝離的Ib或Ic型超新星在爆炸的幾何條件允許的情形下都有可能生成伽瑪射線暴。
光度隨時間變化的曲線在這里表示了型超新星和型超新星的特征光度曲線。
由于氫光譜中的巴耳末吸收線的存在，II型超新星的光度曲線特征明顯：與I型超新星的光度曲線相比，II型超新星的光度曲線平均每天降低0.008等，較前者要低很多。按照光度曲線的特征，II型超新星可分為兩個子類，一類在光度曲線上有一個平坦的高原區（型），另一類的光度曲線則只存在線性衰減（型）。如此型超新星的總體衰減率為每天0.012等，高于型超新星的每天0.0075等。對于型超新星而言，產生這種差別的原因是在原始恒星中的大部分氫元素外層都被拋射出了。
型超新星的光度曲線中的高原區是由于其外層不透明度的變化。爆炸中產生的激波電離了外層中的氫原子，阻止了內部爆炸產生的光子透過外層逸出，從而顯著提高了外層的不透明度。當外層的氫離子冷卻后重新組合成原子，外層區域的透明度又會回升。
在II型超新星光譜的諸多反常特性中，IIn型超新星有可能誕生于噴射物與恒星周圍物質的相互作用，而IIb型超新星則有可能是大質量恒星在其伴星的潮汐力作用下失去了大多數（但不是全部）的氫元素外層。隨著IIb型超新星噴射物的膨脹，余下的氫元素外層很快會變得透光從而能夠展露出里面的內層結構。
長久以來一個圍繞著超新星研究的謎團是，如何解釋爆炸后產生的剩余致密物質相對內核會有一個如此高的速度。（已經觀測到作為中子星的脈沖星具有很高的速度，理論上黑洞也會有很高的速度，但當前還很難通過孤立的觀測來證實。）不管怎樣，能夠推動物質產生如此速度的作用力應該相當可觀，因為它能夠使一個質量大于太陽的物體產生500千米/秒甚至以上的速度。現在一般認為這個速度產生于超新星爆炸時的空間不對稱性，但具體這個動量是通過何種機制傳遞的仍然不得而知。有些解釋認為，這種推動力包含了星體坍縮時的對流和中子星形成時產生的噴流。
蟹狀星云核心區域發出的電磁輻射。從中心附近的脈沖星所釋放的粒子速度可接近光速。這顆中子星的速度約為375千米/秒 ''
具體而言，這種內核上方產生的大尺度對流能夠造成局部的元素豐度變化，從而在坍縮期間導致不均衡分布的核反應，經反彈后產生爆炸。而噴流解釋則認為，中心的中子星對氣體的吸積作用會形成吸積盤，并產生高度方向性的噴流，從而將物質以很高的速度噴射出去，同時產生橫向的激波徹底摧毀星體。這些噴流可能是導致超新星爆發的重要因素。（一個類似的模型也被用來解釋長伽瑪射線暴的產生。）
現在已經通過觀測證實了在Ia型超新星的爆發初始存在有空間上的不對稱性。這一結果可能意味著這類超新星的初始光度與觀測角度有關，不過隨著時間的推移這種爆炸會變得更為對稱。通過對初始狀態的出射光的偏振進行測量，這種不對稱性就可以被探測到。
由于Ib、Ic以及多種II型超新星具有類似的機制模型，它們被統稱為核坍縮超新星。而Ia型超新星與核坍縮超新星的基本區別在于在光度曲線峰值附近所釋放的輻射的能量來源。核坍縮超新星的原始恒星都具有延伸的外層，并且這種外層達到一定透明度所需的膨脹量較小。光度曲線峰值處的光輻射所需的大部分能量都來自于加熱并噴射外層物質的激波。
而與之不同的是，Ia型超新星的原始恒星是致密的，并且要比太陽小得多（但質量仍然大得多），因此這種致密星體如要變得透明需要進行大幅的膨脹（以及冷卻）。爆炸產生的熱在星體膨脹的過程中被消耗，從而無法促使光子產生。事實上，Ia型超新星所輻射的能量完全來自爆炸中產生的放射性同位素的衰變，這主要包括鎳-56（半衰期6.1天）和它的衰變產物鈷-56（半衰期77天）。從放射性衰變中輻射的伽瑪射線會被噴射出的物質吸收，這些物質因此被加熱到白熾狀態。
在核坍縮超新星中，隨著噴射出的物質逐漸膨脹并冷卻，放射性衰變最終也會成為光輻射的主要能量來源。一顆明亮的Ia型超新星能夠釋放出0.5至1倍太陽質量的鎳-56，但核坍縮超新星所釋放的鎳-56通常只有0.1倍太陽質量左右。
56 鎳-56和鈷-56產生超新星可見光變曲線的放射性衰變。
儘管我們思考的超新星事件主要是可見光發光的部分，但是電磁輻射只是爆炸產生的輕微副作用。特別是核心崩潰的超新星，發出的電磁輻射事件只是總能量的一小部分。
在不同類型的超新星，能量產生的不同和平衡才是他們之間根本上的區別。在Ia型，白矮星的爆炸，大部分的能量流向重元素合成和噴發物的動能。核坍縮的超新星，絕大部分的能量經由微中子排放，在明顯地主要爆炸時，99%以上的微中子已經在坍縮開始後的幾分鐘內逃逸了。
Ia型超星從核融合失控的碳氧白矮星獲得它們的能量。但還未能完全塑造能量的細節，而最終的結果是以高動能拋射出整顆恆星的原始質量。大約半個太陽質量的56Ni是從矽燃燒成。56Ni是放射性物質，半衰期為6天，會經由正電子發射輻射出γ射線蛻變成56Co。56Co本身又會以77天的半衰期經由正電子衰變成為穩定的56Fe。這兩種過程負責提供來自Ia超新星的電磁輻射。在結合噴發物質透明度的變化，它們產生急劇下降的光變曲線。
核心坍縮超新星的平均是亮度比Ia型超新星低，但總能量卻高得多。這來自於核心坍縮的重力位能，最初從崩潰的原子核產生電子微中子，緊接著所有的味（flavours）由過熱中子星的核心釋出。大約只要1%的這些微中子，就有足夠的能量可以造成恆星外層的超新星爆炸，但當前的模型還不足以提供細節。動能和鎳的量要比Ia超新星低一些，因此視亮度比較低，但來自數倍於太陽質量氫的電離能量可以貢獻下降得更緩慢，並使核心坍縮超新星的光度在高原階段。
+超新星的能量
約計的總能量(foe)
拋出的鎳 （太陽質量）
微中子能量(foe)
動能(foe)
電磁輻射(foe)
0.4 – 0.8
1.3 – 1.4
(0.01) – 1
0.001 – 0.01
0.5 – 50
0.01 – 0.1
在一些核心坍縮的超新星，會回退到黑洞驅動著相對論性噴流，這能會產生短暫、高能且定向的伽瑪射線暴，也將能量進一步的傳輸給實質物質噴流。這是產生高光度超新星的一個方案，被認為是極超新星和持續時間較長的伽瑪射線爆發的成因。如相對論性噴流過於短暫，不能穿透恆星外的包層，然後就可能產生低光度的伽瑪射線爆發，這顆超新星就可能是低亮度的。
當一顆超新星發生在低密度的星周雲內時，它可能會產生激波，可以有效地將大量的動能轉換成電磁輻射。雖然最初的爆炸能量是完全正常產生的超新星，也會有高亮度和延長的持續時間，這是因為他不依賴指數型的放射性衰變。這種類型的事件可能造成IIn型超新星。
雖然不穩定對超星是核心坍縮超新星，光譜和光變曲線類似IIp超新星，追隨著核心坍縮之後自然的爆炸更像是碳氧和矽核融合失控的巨型Ia型超新星。質量最高事件的總能量釋放，媲美於其它核心坍縮超新星，但微中子的產生被認為很低，因此動能和電磁輻射能量是非常高。這些恆星的核心遠比任何的白矮星巨大，放射性鎳的數量和拋出的其它種元素也會更多，因此視覺光度會高出好幾個數量極。
超新星的類型與爆炸前的恆星分類是緊密相連的。每種類型超新星的發生戲劇性的決定於其金屬量，也就是宿主星系的年齡。