A szupernóvákat fotometriai és spektroszkópiai megfigyeléseik alapján két fõ csoportra és öt nagyobb alcsoportra oszthatjuk. Az Ia, Ib, Ic csoportba spektroszkópiai jellemzõk alapján sorolhatók a csillagrobbanások: a spektrumban nem figyelhetõ meg hidrogén; az a alcsoportban Si, a b alcsoportban He található; a c csoport pedig az összes maradék számára van fönntartva. A II típusban hidrogénvonalak megfigyelhetõek, egy lehetséges osztályozás alapja az, hogy bolometrikus fénygörbéjük lineáris vagy "púpos", platós szerkezetû. Az események klasszikus leírásában két modell vált általánosan elfogadottá. Az Ib, Ic, II típusok fizikáját magányos, nagytömegû csillagok fölrobbanásával magyarázzák. A spektroszkópiai különbségek oka az lehet, hogy a robbanás elõtti csillag légköre más összetételû: például elvesztette H vagy He légkörét, mert a progenitor óriáscsillag erõteljes csillagszele lefújta azt a csillagról. A "maradék" légkör lerobban, a közben keletkezõ radioaktív anyagok bomlása pedig emisszióra gerjeszti az anyag atomjait. A robbanás fényessége így a ledobódó anyag, különösen pedig a néhány napos bomlásidejû izotópok mennyiségétõl függ. Az Ia robbanásokat közismert módon a kritikus tömeget túllépõ fehér törpék összeomlásával magyarázhatjuk. A fehér törpékben, ugyanúgy, mint a csillagok magjában, az anyag elfajult állapotban van, állapotegyenletét a (gimnáziumban kémia anyagban szereplõ!) Pauli-féle kizárási elv határozza meg: két elektron nem kerülhet azonos kvantumállapotba, ezért az elektronok bizonyos távolságot tartanak egymás közt. E nyomás eltörpül a hõmérsékletbõl származó termodinamikai nyomás mellett, azonban ennek is van "fölsõ határa". Ha valamiért a csillag gravitációja "jobban húzza össze" a csillagot, mint ahogy ellensúlyozza a gáz nyomása, neutroncsillag kialakulásának kíséretében lerobban a csillag felszíne, és az elõzõ mechanizmushoz teljesen hasonlóan fölfénylik a szupernóva. Meghaladja e cikk kereteit, hogy részletezzük, miként haladja meg a gravitáció a nyomás gradiensét ("anyagot széttartó erejét") a csillagban. Az általánosan elterjedt modell szerint az Ia szupernóvák kettõs rendszerben jönnek létre: a vörös óriáscsillagról anyagot kap a fehér törpe komponens, majd a határtömeget elérve összeomlik. Bár a megfigyelési oldal ezt a modellt sokrétûen igazolta, elméletileg úgy is kialakulhat Ia szupernóva, ha egy magányos, kritikusan nagytömegû, forró fehér törpe lassan kihûl, s így a határtömeg kismértékû hõmérsékletfüggése miatt már nem maradhat fehér törpe állapotban: magjából kifelé megindul a neutronizáció, s megindul az összeomlás. Mindezeket a csillagrobbanásokat jól leírják a "klasszikus" modellek: az összes hullámhosszon megfigyelt spektrumok és fényváltozások magyarázhatóak e modellekbõl. Visszafelé: a megfigyelések alapján kiszámolható olyan csillag, amelynek robbanása az észlelt spektrumot és fényváltozásokat produkálja; az eljárást spektrumszintézisnek nevezzük. A progenitor és a robbanás jellemzõi ilyen úton általában kiszámolhatók.
Ha a modellek ilyen jól leírják a megfigyelések 999 ezrelékét, különösen nagy visszhangot kelt, ha egy új, az eddigi modellek egyikébe sem illeszthetõ csillagrobbanás figyelhetõ meg. A tudományos vizeket 1997 óta fodrozgatja olyan szupernóva-robbanások észlelése, melyek során tízszer több anyag dobódik le a csillagról, s harmincszor nagyobb energia szabadul föl, mint a legenergikusabb Ia robbanások esetében. A ledobódó anyag sebessége nagyságrendileg a fénysebesség tizede. Az ilyen kataklizmikus jelenségeket 1998 óta hipernóváknak nevezzük.
Aszimmetrikus robbanások...
E fejezetben látszólag még mindig kevés szó esik a hipernóvákról, s inkább általában a szupernóvákról beszélünk. Ám a hipernóvák leglényegesebb megfigyelhetõ paramétereit, a nagy sebességeket és a GRB-kapcsolatokat úgy tudjuk pontosabban megérteni, ha a csillagrobbanásokról alkotott képünket árnyaltabbá tesszük. A szupernóvák modellezésekor általában föltételezzük, hogy a ledobódó anyag gömbszimmetrikus. Ez általában jó, de mindenképpen durva közelítés, s épp a hipernóva-robbanások fizikája ad arra példát, hogy egy csillag nem csak gömbszimmetrikus módon robbanhat föl. Hogy miért durva, mutatja az alábbi gondolatmenet. Egyrészt a robbanás elõtt a csillag maga sem gömbszimmetrikus, hiszen forog (még ha nagyon lassan is) és van mágneses tere. Ugyanakkor a robbanás utáni képzõdmény sem gömbszimmetrikus, a maradvány - neutroncsillag vagy fekete lyuk - gyorsan forog, és a neutroncsillagnak még erõsebb mágneses tere van. A szupernóva-maradványok is meglehetõsen aszimmetrikusak. Miért lenne a robbanás maga gömbszimmetrikus? Az eddigi jelenségeket elhanyagolva a nagysebességû neutroncsillagok magyarázata még mindig kérdéses marad (t.i. nagyon sok neutroncsillagot ismerünk, melyek több száz km/s-os térbeli sebességgel mozognak a Tejútrendszeren belül). Gömbszimmetrikus modellben magyarázhatjuk úgy, hogy Ia szupernóvák fehér törpéje tömegének nagy részét ledobva kiszabadul a gravitációs kötésbõl, s létrejön a nagysebességû neutroncsillag. Másik lehetõség a magányos csillag gömbszimmetrikus robbanásából származó, kvantumfizikai folyamatokban "lassan gyorsuló" neutroncsillag (neutrínórakéta-elv), amit magyar ismeretterjesztõ irodalom is tárgyal (Simon Mitton: A Rák-köd). Ezekkel a kiegészítésekkel láthatóan rogyadozik, de még tartható a gömbszimmetrikus szupernóva-robbanás modellje. A robbanás aszimmetriájára megfigyelési eszközökkel közvetlenül rámutathatunk. A spektro-polarimetriai eljárásokban a szétröpülõ tûzgolyó fényének polarizációját (irányát és nagyságának változását) vizsgálják a hullámhossz függvényében, illetve azt összevetik a spektrummal. A polarizáció léte már önmagában nem-gömbszimmetrikus robbanásra utal, a robbanásban részt vevõ elemek karakterisztikus hullámhosszának vizsgálatakor pedig a különbözõ anyagi minõségbõl kirajzolódó formák válnak megkülönböztethetõvé. A szupernóváknál több esetben, a hipernóváknál minden esetben kimutatható a robbanás erõs aszimmetriája. Érdekes, hogy az idõ elõrehaladtával az aszimmetria foka növekszik. Ez közvetlenül utal arra, hogy nem az egyre jobban szétoszló ledobódó anyagfelhõ tér el a gömbszimmetriától, hanem maga a robbanás egyre inkább láthatóvá váló magja, végeredményben maga a folyamat oka aszimmetrikus. Ha egy csillagot egy, a középpontból kilövellõ, egyelõre meg nem határozott eredetû jettel robbantunk föl, a csillagban terjedõ lökéshullám "homokóra" alakban veti szét az anyagot, s a lökéshullám öninterferenciája miatt egyenlítõi tórusz is kialakul. A keletkezõ forma jellegében a planetáris ködökre emlékeztet. E formával modellezhetõ számos szupernóva, és az SN 1987A maradványa is. Továbbra is kérdéses persze, hogy mi okozza a jet-szerkezetû robbanást, ezt ad hoc föltételezve viszont helyes morfológiát kapunk. Sõt, újabban több jel utal arra, hogy ha egy hipernóvarobbanást pontosan a jet felõl látunk, GRB jelenségként is detektálhatjuk a folyamatot.