華楓明白相比太陽，其與之不同的是，Ia型超新星的原始恆星是緻密的，並且要比太陽小得多（但質量仍然大得多），因此這種緻密星體如要變得透明需要進行大幅的膨脹（以及冷卻）。
儘管超新星的世界和華楓此刻所處的世界距離十分遙遠，但有時候被忽略的任何細微的變化都是可能影響到整個星系區域未來的發展變化的，也許是緩慢的程序，也許是突發而至不給人反應時間的那種。
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並冷卻，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。
超新星是生成比氧重的元素的關鍵來源。這些元素中，鐵56以及比它輕的元素的生成來自核聚變，而比鐵重的元素都來自超新星爆炸時進行的核合成。儘管存在爭議，超新星確實是最有可能的進行
過程的候選場所，
過程是核合成在高溫以及高中子密度時進行的一種快速形式。反應中有大量高度不穩定的原子核產生，這些原子核都含有過剩數量的中子。這些狀態不穩定，經過快速的β衰變而達到更穩定的狀態。
過程有可能發生在II型超新星的爆發中，有半數左右丰度的比鐵重的元素都會在其中產生，其中包括鈽、鈾、鉲等元素。與之能相提並論的其他產生重元素的過程只有在衰老的紅巨星內發生的s過程，但這一過程進行起來要慢得多，而且不能產生比鉛更重的元素。
大麥哲倫星雲內位於成群的氣體和塵埃中的超新星遺蹟N 63A超新星爆發後的遺蹟包括一箇中央的緻密星體和因激波而快速向外擴散的物質。這些物質在快速膨脹的狀態下掃過周圍的星際物質，這種狀態能夠持續長達兩個世紀。
其後它們將經歷一個絕熱膨脹的過程，進而再用一萬年左右的時間逐漸冷卻並與周圍的星際物質混合。
根據天文學中的標準理論，大爆炸產生了氫和氦，可能還有少量鋰；而其他所有元素都是在恆星和超新星中合成的。超新星爆發令它周圍的星際物質充滿了金屬（對於天文學家來說，金屬就是比氦重的所有元素，與化學中的概念不同）。
這些合成的金屬豐富了形成恆星的分子云的元素構成，所以每一代的恆星（及行星系）的組成成分都有所不同，由純氫、氦組成到充滿金屬的組成。超新星是宇宙間將恆星核聚變中生成的較重元素重新分佈的主要機制，不同元素的所有的分量對於一顆恆星的生命，以至圍繞它的行星的存在性都有很大的影響。
膨脹中的超新星遺蹟的動能能夠壓縮凝聚附近的分子云，從而啟動一顆恆星的形成。如果氣體雲無法釋掉過多的能量，增大的湍流壓也能阻止恆星形成。
在太陽系附近的一顆超新星爆發中，藉助其中半衰期較短的放射性同位素的衰變產物所提供的證據能夠了解四十五億年前太陽系的元素組成，這些證據甚至顯示太陽系的形成也有可能是由這顆超新星爆發而啟動的。由超新星產生的重元素經過了和天文數字一樣長的時間後，這些化學成分最終使地球上生命的誕生成為可能。
除了在可見光區觀測到的超新星遺蹟外，透過專門用來觀測來自太空的X射線的人造衛星“愛因斯坦天文臺”，人類發現了不少天上的X射線源，其中有30個以上是X射線超新星遺蹟。1572年出現的隆慶彗星即第古新星，就留下了X射線遺蹟。超新星衝擊波使得星際介質溫度高達幾百萬開並輻射出強烈的X射線。這是一顆典型的Ⅰ型超新星。
使用射電望遠鏡可以發現僅由最稀薄氣體構成的超新星遺蹟。比如，是射電天文學家最先發現了仙后座A這一超新星遺蹟，後來在光學波段也發現了它的極闇弱的對應體。
超新星爆發和宇宙線的產生也有一定的關係。星際介質中的粒子運動速度一般都在每秒幾十千米範圍內，但是也有某些特殊情況——有的粒子運動速度可以接近光速，這就是宇宙線。宇宙線是由一些物質粒子如電子、質子等組成的，在本質上完全不同於電磁波。一般說來，由於地球大氣對宇宙線的吸收作用，有探測宇宙線必須到大氣層之外。
如果搭乘氣球上升到50千米的高空，就可以用底片拍攝宇宙線的蹤跡。只有極少數能量極高的宇宙線可以到達地球表面。但是，當高能宇宙線與地球大氣發生作用時，會引發一種閃光效應，同時產生二級宇宙線，在地球表面探測二級宇宙線是相對容易的。
實驗表明，一些能量較低的宇宙線受到太陽活動的影響。比如，太陽活動有一個11年左右的週期，而觀測到的低能宇宙線也隨著這個週期而有所變化。
另外，當太陽活動增強時，會使得地球周圍的磁場增強，從而使在地球上觀測到的宇宙線活動減弱。
相反地，宇宙線流量的最大值往往出現在太陽耀斑等活動最小的時刻。觀測也表明，絕大部分宇宙線是來自遙遠的宇宙深處的超新星爆發。
因為宇宙線常常會因為星際磁場的作用而改變運動方向，我們很難判斷它的輻射源在哪裡。
但宇宙線在與星際介質發生作用時，會輻射出г射線；而г射線是電磁波，運動方向不再受磁場的影響。
美國宇航局曾發射了專門觀測宇宙г射線的人造衛星。觀測結果表明，宇宙г射線的分佈與發現的超新星的分佈有很好的相關性。這就在很大程度上支援了宇宙線來自超新星爆發的觀點。
超新星事件和新星事件還有一個本質性的區別，即新星的爆發只發生在恆星的表面，而超新星爆發發生在恆星的深層，因此超新星爆發的規模要大的多。超新星爆發時散落到空間的物質，對新的星際介質乃至新的恆星的形成有著重要的貢獻，但這些物質來自死亡恆星的外殼。
超新星處於許多不同天文學研究分支的交匯處。超新星作為許多種恆星生命的最後歸宿，可用於檢驗當前的恆星演化理論。
在爆炸瞬間以及在爆炸後觀測到的現象涉及各種物理機制，例如中微子和引力波發射、燃燒傳播及爆炸核合成、放射性衰變及激波同星周物質的作用等。而爆炸的遺蹟如中子星或黑洞、膨脹氣體雲起到加熱星際介質的作用。
超新星在產生宇宙中的重元素方面扮演著重要角色。大爆炸只產生了氫、氦以及少量的鋰。紅巨星階段的核聚變產生了各種中等質量元素（重於碳但輕於鐵）。
而重於鐵的元素幾乎都是在超新星爆炸時合成的，它們以很高的速度被拋向星際空間。此外，超新星還是星系化學演化的主要“代言人”。在早期星系演化中，超新星起了重要的反饋作用。星系物質丟失以及恆星形成等可能與超新星密切相關。
由於非常亮，超新星也被用來確定距離。將距離同超新星母星系的膨脹速度結合起來就可以確定哈勃常數以及宇宙的年齡。在這方面，Ia型超新星已被證明是強有力的距離指示器。最初是透過標準燭光的假定，後來是利用光變曲線形狀等引數來標定化峰值光度。
作為室女團以外最好的距離指示器，其校準後的峰值光度彌散僅為8%，並且能延伸到V>&n s1的距離處。
Ia超新星的哈勃圖（更確切地說是星等紅移關係）現在成為研究宇宙膨脹歷史的最強有力的工具：其線性部分用於確定哈勃常數；彎曲部分可以研究膨脹的演化，如加速，甚至構成宇宙的不同物質及能量組分。
利用Ia超新星可用作“標準燭光”的性質還可研究其母星系的本動。高紅移Ia 超新星的光變曲線還可用於檢驗宇宙膨脹理論。
可以預計由於宇宙膨脹而引起的時間膨脹效應將會表現在高紅移超新星光變曲線上。觀測資料表明紅移z處的Ia 超新星光變曲線寬度為z= 0處的（1+z）倍。
這為膨脹宇宙理論提供了又一個有力的支援。某些II型超新星也可用於確定距離。IIP型超新星在平臺階段拋射物的膨脹速度與它們的熱光度存在相關，這也用來進行距離測定。
經上述相關改正後，原來IIP型超新星V波段的－1星等的彌散可降到－0.3 星等的水平，這提供了另一種測獨立於SN Ia的測定距離的手段。
此外，II型超新星的射電發射也似乎具有可定量的性質，如6cm的光變曲線峰與爆炸後6cm峰出現的時間存在相關，這也可用來進行距離估計。