Az 1900-as években tanulmányozott nóvák minden bizonnyal olyan fényesek lehettek, mint a Tycho Brahe és Kepler által tanulmányozott szörnyetegek, vagy a kínai asztronómusok által még korábban megfigyelt nóvák. 1934-ben egy svájci csillagász, Fritz Zwicky (1898-1974) ezeket a fényesen ragyogó nóvákat szupernóváknak nevezte el.A szupernóvák tanulmányozása (közönséges szemmel tartásukon és azon a megállapításon túl, hogy nagyon fényesek) egy francia csillagásszal, Charles Messier-vel (1730-1817) vette kezdetét. Üstökösvadász volt, akit egy ízben egy olyan felhőszerű folt vezetett az orránál fogva az égen, amelyről bebizonyosodott, hogy nem lehet üstökös. Ezért az 1770-es években egy olyan számozott listát készített, amelyen feltüntette az ilyen ködfoltok helyzetét a többi üstökösvadász figyelmeztetése céljából. A Messier listáján szereplő objektumok gyakran úgy ismertek, mint M1, M2, és így tovább, azoknak a számoknak az alapján, amelyeket nekik adott. Később kiderült róluk, hogy sokkal nagyobb jelentőséggel bírnak, mint az üstökösök. Itt van például a listavezető objektum, az M1, ami egy ködfolt a Taurus csillaképben.
Az M1-est bizonyos részleteiben egy angol csillagász, William Parsons (1800-1867), Rosse harmadik grófja tanulmányozta 1844-ben. Hatalmas teleszkópot építtetett magának, amely azonban hasznavehetetlennek bizonyult, mivel túl nehezen lehetett vele manőverezni, és mert a gróf írországi birtoka felett az ég szinte sohasem volt derült. Ennek ellenére sikerült megfigyelnie az M1-est, és úgy tűnt neki, hogy az egy örvénylő gázfelhő, amelyben görbített fényszálak láthatók. Ezek a kampószerű képződmények miatt az M1-est Karmos Felhőnek nevezte el, és ez a név a mai napig rajta ragadt.Legközelebb 1921-ben egy amerikai csillagász, John Charles Duncan (1882-1967) tanulmányozta, és valamivel nagyobbnak találta annál, ahogyan azt Rosse jelentette. A felhő tehát terjeszkedett, és Edwin Powell Hubble (1889-1953) amerikai csillagász azt állította, hogy helyzetéből ítélve a Karmos Felhő az 1054-es szupernóvarobbanás maradványa is lehet. A terjeszkedés mértékét lemérték, és visszafelé számolva megállapították, hogy az eredeti robbanásnak valóban kilencszáz évvel korábban kellett bekövetkeznie. A szupernóva tehát egy csillagrobbanás eredménye, ugyanúgy, mint a közönséges nóva, csakhogy ez a robbanás sokkal nagyobb. De mi lehet a szuperrobbanás kiváltó oka?A válasz felé terelő első útbaigazítás 1931-ben érkezett. Ekkor egy indiai csillagász, Subrahmanyan Chandrasekhar (szül. 1910-ben), aki Angliában dolgozott, éppen azt igyekezett kiszámítani, hogy mekkora lehet egy fehér törpe tömege. Minél nagyobb volt a tömege, annál jobban össze kellett sűrűsödnie saját gravitációs erejének hatására, és Chandrasekhar kiszámította, hogy egy bizonyos ponton túl a fehér törpe egyszerűen összeroppan. Ezt a pontot, amelyet Chandasekhar-határnak neveztek el akkor éri el egy csillag, amikor tömege a nap tömegének 1,44 szeresét teszi ki. Ennél nagyobb tömegű fehér törpe egyszerűen nem létezhet.Ez a határ kezdetben nem tűnt különösebben fontosnak, mivel a csillagok legalább 95 százaléka kisebb tömegű, mint a nap 1,44 szerese. Ezek minden különösebb nehézség nélkül vörös óriásokká, majd fehér törpékké alakulhatnak. De még a nagy tömegű csillagokból is lehetnek fehér törpék, mivel amikor egy ilyen csillag vörös óriássá tágul, majd pedig összeomlik, csak a belső rése marad meg. A külső rétegek hátramaradnak, vagy pedig kiáramlanak a külső világűrbe, és planetáris ködfelhőt alkotnak. Természetes volt feltételezni, hogy a vörös óriás tömegétől függetlenül az összezsugorodó mag tömege sosem haladja meg a nap tömegének 1,44-szeresét, és minden nehézség nélkül fehér törpévé alakulhat. (Mint hamarosan látni fogjuk, kiderült, hogy ez nem éppen így van.)De tegyük fel, hogy egy fehér törpe tömege kis híján a nap tömegének 1,44-szeresét teszi ki, és egy kettős rendszer része, amelyben a a másik tag egy közönséges csillag. A fehér törpe folyamatosan vonzza magához a közönséges csillag anyagát, és azt hozzáadja a saját tömegéhez. Még akkor is, ha ez az anyag hidrogén, amely fúzió révén héliummá alakul, a fehér törpével fog maradni. Ennek pedig az lesz az eredménye, hogy a fehér törpe tömege lassan növekedni kezd, végül eléggé felgyarapodva ahhoz, hogy átlépje a Chandrasekhar-határt. Amikor ez megtörténik, a fehér törpe tovább nem tudja fenntartani a szerkezetét, és felrobban. Ez a robbanás több milliószor nagyobb annál, amire a legfigyelemreméltóbb közönséges nóva képes. Az ilyen szupernóva több milliárd közönséges csillag fényének megfelelő erősséggel ragyog fel, majd egy idő után a fény fokozatosan elenyészik, és a fehér törpe teljes egészében megsemmisül, semmit sem hagyva maga mögött hátra. Az ilyen robbanások eredményezik az I-es típusú szupernóvákat, de létezik a szupernóvák II-es típusa is, amelynek csak valamivel gyengébb a fényereje. Világos, hogy a mi Napunkból sohasem lehet szupernóva. Ha fehér törpévé alakulna, annak tömege jóval a Chandrasekhar-határ alatt maradna, csillagtársa pedig nincsen, amelytől további tömeget nyerhetne. Az I-es típusú szupernóvák színképéből kiderült, hogy nem tartalmaznak hidrogént. Erre számítani is lehetett, ha egyszer fehér törpék felrobbanása révén keletkeznek, hiszen amíg a vörös óriás fehér törpévé omlik össze, addig elhasználja hidrogéntartalékának java részét, a középső régiókban pedig, amelyek sűrűsödésen mennek át, az nem is található.A II-es típusú szupernóvák színképe viszont rengeteg hidrogént mutat, arra utalva, hogy a robbanásban olyan csillag vesz részt, amely még nem érte el a fehér törpék stádiumát. Tehát úgy tűnik, hogy maga a vörös óriás robban fel. Minél nagyobb egy csillag, annál nagyobb vörös óriássá növi ki magát, és annál katasztrofálisabb lesz az összeomlása is. Ha a csillag elég nagy, ez a kollapszus olyan hirtelen és drasztikus lehet, hogy a sűrűsödő rész a fennmaradt hidrogénmennyiséget is magával rántja, mire az fúzión megy keresztül, és szupernóva születéséhez vezetA II-es típusú szupernóvák még valamiben különböznek az I-es típustól. Amíg a fehér törpék, amelyek I-es típusú szupernóvaként robbannak fel, nyomot sem hagynak maguk után, addig a felrobbanó és II-es típus- ként összeomló vörös óriások maradványokat hagynak hátra.Mindazonáltal ebből a maradványból nem lesz fehér törpe. Egyrészt, ha a csillagnak elég nagy volt a tömege, mondjuk, a Nap tömegének a hússzorosa, akkor a maradványok is meghaladnák a Chandrasekhar határt, vagyis túl nagy lenne a tömegük ahhoz, hogy fehér törpévé váljanak. Másrészt az összeomlás is lehet olyan viharos, a gravitáció olyan erővel ránthatja össze az anyagot, hogy még akkor is, ha annak tömege nem haladja meg a nap tömegének 1,44-szeresét, akkor is a fehér törpék fejlődési szakasza alatt tömörítené magát.De mi történik akkor, ha az összeomló csillag részei nem érik el a fehér törpék fejlődési fokát?1934-ben Zwicky, és tőle függetlenül egy amerikai fizikus, J. Robert Oppenheimer is ezzel a kérdéssel foglalkozott. Arra a megállapításra jutottak, hogy a fehér törpéknek szabad atommagokból és elektronokból kell állniuk, és hogy ezek az elektronok egyfajta fékként működnek, amelyek megakadályozzák, hogy a kollapszus túl sokáig folytatódjék. De ennek a féknek csak korlátolt kapacitása van a sűrűsödés megállítására. Ha a tömeg vagy az összeomlás ereje túl nagy, akkor az elektronok arra kényszerülnek, hogy kapcsolatba lépjenek a szabad atommagok protonjaival, és neutronokat alkossanak. Ebben az esetben olyan csillag keletkezik, amely teljes egészében neutronokból áll, amelyek nem hordoznak elektromos töltést, és addig közelíthetők egymás- hoz, amíg össze nem érnek. Egy neutronokból álló csillag annyira összezsugorodhat, hogy ha azelőtt a Nap tömegével rendelkezett, akkor elfér egy 14 kilométer átmérőjű gömbben. Ezt nevezzük neutroncsillagnak. Nagyon érdekes gondolatmenet, de az 1930-as években nem lehetett módot találni egy ilyen parányi objektum észlelésére. Amennyiben a Szíriusz B fehér törpe helyett neutroncsillag lenne, továbbra is arra tudná kényszeríteni a Szíriusz A-t, hogy hullámvonalú pályán mozogjon, de jelenlegi fényének csupán 750 ezred részével világítana. Magnitúdója 20, vagy még annál is több lenne, és legjobb teleszkópjainkkal is alig láthatnánk. A Szíriusz B azonban a hozzánk legközelebb eső fehér törpe. A csillagászok úgy vélték, hogy bármely más fehér törpe, amennyiben neutroncsillag lenne, számunkra teljesen észlelhetetlen lenne. Így az egész elképzelés feledésbe merül a következő több mint harminc évre.
részlet Isaac Asimov: "Útikalauz - elmélkedések a föld, és az űr titkairól" című könyvéből.