恒星
このとき恒星は急激に明るくなり、明るさでおよそ1億倍、等級で約20等も増光し、数週間の間、超新星ひとつが銀河全体と同じ明るさで輝くことも多い。
歴史上、超新星は、今まで星が何もなかったところに突如出現した「新しい星」として「発見」されてきた。超新星爆発が起こったあとの中心核の運命は恒星の元の質量により異なる。太陽の30倍から40倍程度までの質量を持った恒星の場合、中心核は中性子星(パルサー、X線バースター)と呼ばれる天体となる。さらに重い恒星の場合には中心核が完全に重力崩壊を起こしてブラックホールとなる。
ビッグバン直後には、水素・ヘリウム・リチウム・ベリリウムといった軽い元素は形成されたものの、それ以上重い重元素は形成されなかった。その後恒星が形成され、内部での核融合によって、はじめて炭素や窒素、鉄といった重元素が形成されることとなった。恒星内部の核融合で形成されるのは鉄までであり、金やウランのように鉄よりさらに重い元素は、超新星爆発や中性子星の衝突時に形成されると考えられている。こうした重元素を多く含む、吹き飛ばされた恒星の外層は、やがて再び分子雲を作り、新しい恒星や惑星を作る材料となる。このため、太陽系などのように形成が遅い恒星系ほど重元素が多く含まれることになる。このように、超新星から放出された物質や巨星からの恒星風は、恒星間の環境を形成するのに重要な役割を果たしている。
1940年代に、同じスペクトルに現れる線の太さや強さが着目され、これが恒星の絶対等級と関係することが明らかになった。たとえばBやA型の恒星では、絶対等級の明るい星ほど水素のパルマー線の幅が狭く、絶対等級効果と呼ばれる。これを元に光度階級という指標が導入され、ローマ数字のIからVまでの5段階で表す。
I型:もっとも直径が大きい恒星(超巨星)
II型:次に直径が大きい恒星(輝巨星)
III型:直径が大きい恒星(巨星)
IV型:巨星と矮星の間に当たる恒星(準巨星)
V型:矮星(主系列星)
上記2種類の分類を組み合わせる表示法はMK2次元分類と呼ばれる。たとえば太陽はG2V、ベガはA0V、はくちょう座のデネブはA2Iである。MK分類の名は、開発者のウィリアム・ウィルソン・モーガンとフィリップ・チャイルズ・キーナン(英語版)の名前に由来し、モルガン・キーナン分類とも呼ばれる。「スペクトル分類」も合わせて参照のこと。
スペクトルを分析すると、特定の元素が示すフラウンホーファー線は実験室で観察する線とずれが見られる場合がある。これは、恒星の固有運動によって距離が変化するために生じるドップラー効果が影響する。ここから逆に、恒星がどのような運動をしているかを分析することができる。また、恒星が含む元素構成比を測定することも可能であり、恒星の進化状況を判断する材料も与える。