華楓明白相比太陽，其與之不同的是，ia型超新星的原始恒星是致密的，并且要比太陽小得多（但質量仍然大得多），因此這種致密星體如要變得透明需要進行大幅的膨脹（以及冷卻）。

盡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，也許是緩慢的進程，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61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并冷卻，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05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01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。盡管存在爭議，超新星確實是最有可能的進行r過程的候選場所，r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。

r過程有可能發生在ii型超新星的爆發中，有半數左右豐度的比鐵重的元素都會在其中產生，其中包括钚、鈾、锎等元素。與之能相提并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。

大麥哲倫星云內位于成群的氣體和塵埃中的超新星遺跡n 63a超新星爆發后的遺跡包括一個中央的致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。

其后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并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恒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（對于天文學家來說，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恒星的分子云的元素構成，所以每一代的恒星（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。超新星是宇宙間將恒星核聚變中生成的較重元素重新分布的主要機制，不同元素的所有的分量對于一顆恒星的生命，以至圍繞它的行星的存在性都有很大的影響。

膨脹中的超新星遺跡的動能能夠壓縮凝聚附近的分子云，從而啟動一顆恒星的形成。如果氣體云無法釋掉過多的能量，增大的湍流壓也能阻止恒星形成。

在太陽系附近的一顆超新星爆發中，借助其中半衰期較短的放射性同位素的衰變產物所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后，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跡外，通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射線超新星遺跡。1572年出現的隆慶彗星即第古