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這些恆星在旋渦星系的盤裡形成，並在形成時就含有豐富的由前代恆星製造的“金屬”。第一類超新星在旋渦星系和橢圓星系裡都能觀測到，而第二類超新星只見於旋渦星系。因此似乎可以設想第二類超新星發生於星族1恆星，而第一類超新星則是星族fi恆星。但是這種對應充其量也是粗淺的，實際情況很可能更復雜。
雖然理論家們一致同意第二類超新星是大質量（大於10M）恆星的爆發並伴隨有中子裡的形成，但對第一類超新星卻眾說紛法。模型研究表明，質量在1至SMpe間的孤立恆星的弓！力坍縮沒有多大意義；產物是一個行星狀星雲和一個白矮星，或可能是一箇中子星和低能量釋放。另～方面，8至lap間的恆星能作為第一類超新星爆發，能量由碳的燃燒提供。
危險的加碼
目前流行的一種解釋引入了完全不同的爆發機制：第一類超新星要求有碳和氧組成的白矮星，並且是密近雙星系統的一員。從伴星吸引過來的氨緩慢地積累在白矮星表面上，當外層的溫度和密度達到一定限度時，氦聚變發生，導致光度劇增，然後又緩慢地衰減，正如第一類超新星爆發時所看到的那樣。在這個模型裡“超新星”才名副其實，即是爆發更多能量的新星（新星是雙星系統中白矮星表面的氫聚變所造成的）。
這個雙星模型的一個變種假定是白矮星接近其1．4Moo的穩定極限。白矮星表面上氣體的不斷堆積就會使其質量增加到超過這個危險的閾值。於是星體發生引力收縮，哪怕是微小的收縮也足以引起碳（白矮星的主要成分）反應並在瞬間轉變為鎳和鐵。白矮星就在爆發中被摧毀。
最近又出現了這種“危險的加碼”的～個新版本。由兩個離得很近的白矮星組成的雙星系統，其軌道能量會由於引力輻射而消耗，、兩顆星就會在遠短於宇宙年齡的時間內越靠越近，最後的猛烈碰撞所釋放的能量就可能高到第～類超新星的規模。
總之，超新星模型的增多反映了理論天體物理學家面臨的困難，他們所試圖解釋的是實驗室裡不可能得到的極端物質狀態。
近處遇奇花
對仙后座A超新星遺蹟的研究使得解釋超新星爆發機制成為更復雜的問題。這個星雲的優越性是在光學、X射線和射電波段都能看到它。對星雲膨脹速度的測量表明那個超新星必定是1670年左右在僅為九千光年的距離處爆發的。但是沒有任何有關的記錄，儘管那個時候有許多天文學家在注視著天空，因而～個如此鄰近的事件不可能被漏掉，更何況有一個月的時間它比天狼星還要明亮。最近有～些科學史研究者分析了天文學家羅亞爾·約翰·弗蘭斯蒂德（Royal John Flamsteed）的著名星表（有漂亮的星座圖），似乎發現了這個星的蹤跡。這個星表是依據在1680年進行的觀測而於1725年問世的，它在現在他後座A的位置上顯示有一顆六等星（正是肉眼所能見的限度），被弗蘭斯蒂德稱為夥後座三但是在更早的星表裡和後來從1835年開始彙集的星表裡都見不到。包括弗蘭斯蒂德在內，當時沒有一個人注意到這顆微弱的恆星是剛剛在天空中出現的。
為什麼爆發會顯得如此微弱呢？也許是膨脹外殼裡形成的極大量塵埃吸收了所有來自中心的光。但是，其他費解的事實降低了這種解釋的可信性。一方面，鐵的缺乏意味著這個星雲的化學成分與第一和第二類起新星遺蹟都不相同；另一方面，他後座A似乎並沒有留下一顆中子星，因為一顆形成三百年的中子星的表面溫度應當仍有開氏三百萬度，因而應是一個可探測的X 射線源。這就是說，這可能是第三類超新星（也有人願意稱為出類），要罕見得多。其起因可能是～種不同的恆星爆發機制，即不是由恆星核心的引力坍縮而是由一種屬於“沃爾夫一拉葉（Wol——aser）”型的極熱恆星的不穩定性所引發。一個最近在法國薩克雷的核研究中心發展起來的理論模型得出，這種爆發的最大光度只是太陽的1億倍，也就是比“正常的”超新星小十倍。這樣一種爆發將使恆星完全瓦解，而不留下一具緻密的殘骸。
還有一種或許是更誘人的想法：恆星的簡併核心仍然發生坍縮，但並不是形成中子星，而是形成黑洞。如後面將要談到的，黑洞沒有一個固體外殼，因而就不能使恆星的外層反彈，超新星的威力也就被大打折扣。
麥哲倫雲裡的超新星
1987年2月23──24日的夜晚，在智利的拉斯康帕納斯天文臺工作的加拿大天文學家伊安·謝爾頓（Ian Shelton），極
