华枫明白相比太阳，其与之不同的是，Ia型超新星的原始恒星是致密的，并且要比太阳小得多（但质量仍然大得多），因此这种致密星体如要变得透明需要进行大幅的膨胀（以及冷却）。
尽管超新星的世界和华枫此刻所处的世界距离十分遥远，但有时候被忽略的任何细微的变化都是可能影响到整个星系区域未来的发展变化的，也许是缓慢的进程，也许是突发而至不给人反应时间的那种。
爆炸产生的热在星体膨胀的过程中被消耗，从而无法促使光子产生。事实上，Ia型超新星所辐射的能量完全来自爆炸中产生的放射性同位素的衰变，这主要包括镍-56（半衰期6.1天）和它的衰变产物钴-56（半衰期77天）。从放射性衰变中辐射的伽玛射线会被喷射出的物质吸收，这些物质因此被加热到白炽状态。
在核坍缩超新星中，随着喷射出的物质逐渐膨胀并冷却，放射性衰变最终也会成为光辐射的主要能量来源。一颗明亮的Ia型超新星能够释放出0.5至1倍太阳质量的镍-56，但核坍缩超新星所释放的镍-56通常只有0.1倍太阳质量左右。
超新星是生成比氧重的元素的关键来源。这些元素中，铁-56以及比它轻的元素的生成来自核聚变，而比铁重的元素都来自超新星爆炸时进行的核合成。尽管存在争议，超新星确实是最有可能的进行r-过程的候选场所，r-过程是核合成在高温以及高中子密度时进行的一种快速形式。反应中有大量高度不稳定的原子核产生，这些原子核都含有过剩数量的中子。这些状态不稳定，经过快速的β衰变而达到更稳定的状态。
r-过程有可能发生在II型超新星的爆发中，有半数左右丰度的比铁重的元素都会在其中产生，其中包括钚、铀、锎等元素。与之能相提并论的其他产生重元素的过程只有在衰老的红巨星内发生的s-过程，但这一过程进行起来要慢得多，而且不能产生比铅更重的元素。
大麦哲伦星云内位于成群的气体和尘埃中的超新星遗迹N 63A超新星爆发后的遗迹包括一个中央的致密星体和因激波而快速向外扩散的物质。这些物质在快速膨胀的状态下扫过周围的星际物质，这种状态能够持续长达两个世纪。
其后它们将经历一个绝热膨胀的过程，进而再用一万年左右的时间逐渐冷却并与周围的星际物质混合。
根据天文学中的标准理论，大爆炸产生了氢和氦，可能还有少量锂；而其他所有元素都是在恒星和超新星中合成的。超新星爆发令它周围的星际物质充满了金属（对于天文学家来说，金属就是比氦重的所有元素，与化学中的概念不同）。
这些合成的金属丰富了形成恒星的分子云的元素构成，所以每一代的恒星（及行星系）的组成成分都有所不同，由纯氢、氦组成到充满金属的组成。超新星是宇宙间将恒星核聚变中生成的较重元素重新分布的主要机制，不同元素的所有的分量对于一颗恒星的生命，以至围绕它的行星的存在性都有很大的影响。
膨胀中的超新星遗迹的动能能够压缩凝聚附近的分子云，从而启动一颗恒星的形成。如果气体云无法释掉过多的能量，增大的湍流压也能阻止恒星形成。
在太阳系附近的一颗超新星爆发中，借助其中半衰期较短的放射性同位素的衰变产物所提供的证据能够了解四十五亿年前太阳系的元素组成，这些证据甚至显示太阳系的形成也有可能是由这颗超新星爆发而启动的。由超新星产生的重元素经过了和天文数字一样长的时间后，这些化学成分最终使地球上生命的诞生成为可能。
除了在可见光区观测到的超新星遗迹外，通过专门用来观测来自太空的X射线的人造卫星“爱因斯坦天文台”，人类发现了不少天上的X射线源，其中有30个以上是X射线超新星遗迹。1572年出现的隆庆彗星即第古新星，就留下了X射线遗迹。超新星冲击波使得星际介质温度高达几百万开并辐射出强烈的X射线。这是一颗典型的Ⅰ型超新星。
使用射电望远镜可以发现仅由最稀薄气体构成的超新星遗迹。比如，是射电天文学家最先发现了仙后座A这一超新星遗迹，后来在光学波段也发现了它的极暗弱的对应体。
超新星爆发和宇宙线的产生也有一定的关系。星际介质中的粒子运动速度一般都在每秒几十千米范围内，但是也有某些特殊情况——有的粒子运动速度可以接近光速，这就是宇宙线。宇宙线是由一些物质粒子如电子、质子等组成的，在本质上完全不同于电磁波。一般说来，由于地球大气对宇宙线的吸收作用，有探测宇宙线必须到大气层之外。
如果搭乘气球上升到50千米的高空，就可以用底片拍摄宇宙线的踪迹。只有极少数能量极高的宇宙线可以到达地球表面。但是，当高能宇宙线与地球大气发生作用时，会引发一种闪光效应，同时产生二级宇宙线，在地球表面探测二级宇宙线是相对容易的。
实验表明，一些能量较低的宇宙线受到太阳活动的影响。比如，太阳活动有一个11年左右的周期，而观测到的低能宇宙线也随着这个周期而有所变化。
另外，当太阳活动增强时，会使得地球周围的磁场增强，从而使在地球上观测到的宇宙线活动减弱。
相反地，宇宙线流量的最大值往往出现在太阳耀斑等活动最小的时刻。观测也表明，绝大部分宇宙线是来自遥远的宇宙深处的超新星爆发。
因为宇宙线常常会因为星际磁场的作用而改变运动方向，我们很难判断它的辐射源在哪里。
但宇宙线在与星际介质发生作用时，会辐射出г射线；而г射线是电磁波，运动方向不再受磁场的影响。
美国宇航局曾发射了专门观测宇宙г射线的人造卫星。观测结果表明，宇宙г射线的分布与发现的超新星的分布有很好的相关性。这就在很大程度上支持了宇宙线来自超新星爆发的观点。
超新星事件和新星事件还有一个本质性的区别，即新星的爆发只发生在恒星的表面，而超新星爆发发生在恒星的深层，因此超新星爆发的规模要大的多。超新星爆发时散落到空间的物质，对新的星际介质乃至新的恒星的形成有着重要的贡献，但这些物质来自死亡恒星的外壳。
超新星处于许多不同天文学研究分支的交汇处。超新星作为许多种恒星生命的最后归宿，可用于检验当前的恒星演化理论。
在爆炸瞬间以及在爆炸后观测到的现象涉及各种物理机制，例如中微子和引力波发射、燃烧传播及爆炸核合成、放射性衰变及激波同星周物质的作用等。而爆炸的遗迹如中子星或黑洞、膨胀气体云起到加热星际介质的作用。
超新星在产生宇宙中的重元素方面扮演着重要角色。大爆炸只产生了氢、氦以及少量的锂。红巨星阶段的核聚变产生了各种中等质量元素（重于碳但轻于铁）。
而重于铁的元素几乎都是在超新星爆炸时合成的，它们以很高的速度被抛向星际空间。此外，超新星还是星系化学演化的主要“代言人”。在早期星系演化中，超新星起了重要的反馈作用。星系物质丢失以及恒星形成等可能与超新星密切相关。
由于非常亮，超新星也被用来确定距离。将距离同超新星母星系的膨胀速度结合起来就可以确定哈勃常数以及宇宙的年龄。在这方面，Ia型超新星已被证明是强有力的距离指示器。最初是通过标准烛光的假定，后来是利用光变曲线形状等参数来标定化峰值光度。
作为室女团以外最好的距离指示器，其校准后的峰值光度弥散仅为8%，并且能延伸到V> 30000km s-1的距离处。
Ia超新星的哈勃图（更确切地说是星等-红移关系）现在成为研究宇宙膨胀历史的最强有力的工具：其线性部分用于确定哈勃常数；弯曲部分可以研究膨胀的演化，如加速，甚至构成宇宙的不同物质及能量组分。
利用Ia超新星可用作“标准烛光”的性质还可研究其母星系的本动。高红移Ia 超新星的光变曲线还可用于检验宇宙膨胀理论。
可以预计由于宇宙膨胀而引起的时间膨胀效应将会表现在高红移超新星光变曲线上。观测数据表明红移z处的Ia 超新星光变曲线宽度为z= 0处的（1 z）倍。
这为膨胀宇宙理论提供了又一个有力的支持。某些II型超新星也可用于确定距离。II-P型超新星在平台阶段抛射物的膨胀速度与它们的热光度存在相关，这也用来进行距离测定。
经上述相关改正后，原来II-P型超新星V波段的－1星等的弥散可降到－0.3 星等的水平，这提供了另一种测独立于SN Ia的测定距离的手段。
此外，II型超新星的射电发射也似乎具有可定量的性质，如6cm的光变曲线峰与爆炸后6cm峰出现的时间存在相关，这也可用来进行距离估计。
