但是食雙星研究中還存在很多問題。人類研究了三百多年的大陵五，雖然在1978年得到了雙譜分光雙星分光軌道解，顯著提高了它的物理參量的可靠度，但是對它的射電爆發和X射線的實測工作和理論解釋都還做得非常不夠。1784年發現變光的食雙星漸台二，其中的較暗星究竟是什麼樣的天體，雖經多年的高色散光譜分析以及人造衛星觀測，至今仍然是個謎。許多短周期的“相接雙星”的質量交流與能量交流的動力學和物理問題還不清楚。球狀星團成員星中有沒有物理雙星也是一個在演化上尚待解決的重要問題。
4.宇宙爆炸的新產物——新星
古希臘哲學家亞裏士多德曾經認為星空是永遠不變的。但是到了1572年，第古·布拉赫宣布在天上發現了一顆新星，這就是中國《明史稿》中的記載“明隆慶六年冬十月丙辰，彗星見於東北方，至萬曆二年四月乃沒”所指的那個天體。時隔30餘年，開普勒又於1604年在蛇夫座中發現了一顆新星，這就是中國史籍中記載的出現在明朝萬曆三十二年的尾分客星。這樣，“星空不變”的古老觀念被打破了。實際上，公元前204年在牧夫座出現的一顆新星就被中國史書《漢書》記載了：“漢高帝三年七月有星孛於大角，旬餘乃入。”這是人類曆史上對新星最早的記載之一。到了近代，借助於望遠鏡和照相機的幫助，天文學家發現了更多的新星。
在20世紀初天文學家們逐漸認識到，這些新星並不是新出現的恒星，而是原有的恒星因為某種原因發生爆炸時亮度急劇增加的結果。為什麼會出現新星爆發事件呢？觀測證據表明，幾乎所有的新星爆發都發生在雙星係統之內，尤其是在那些密近雙星上。
在這樣的雙星係統中，兩顆子星靠得很近，以致物質可能從質量較大的子星轉移到質量較小的子星上。如果密近雙星係統是由一顆紅巨星和一顆白矮星組成。當元素氫等物質從紅巨星衝向白矮星時，由於白矮星的強大引力場，物質在它的周圍形成了一個巨大的吸積盤。大量的物質墜落到白矮星的表麵上，同時大量的引力勢能轉化為熱能。當溫度超過100萬開時，氫核聚變被重新點燃了。核聚變釋放出的能量又把白矮星表層加熱到超過1000萬開，這時就會發生新星爆發。
有時，新星會有足夠的亮度，並且以肉眼就能清楚地看見，在最近的例子就是1975年明亮的天鵝座新星。這顆新星於1975年8月29日出現在天鵝座的天津西北方約5度之處，視星等達到20等。最靠近現在的是天蠍座V1280，在2007年2月17日亮度達到37等。
天文學家以銀河係每年粗略估計有20～
60顆新星出現，估計出現率為每年40顆。每年被發現的新星數量低於此一數值被歸咎於距離的遙遠和觀測的偏差。比較之下，每年在仙女座大星係發現的新星數量更低，隻有銀河係的1/2到1/3.
觀察新星噴發出星雲的光譜，已經發現其中含有豐富的氦、碳、氮、氧、氖和鎂等元素。新星對星際物質的貢獻並不大，在銀河係內隻相當於超新星的1/50，紅巨星和超巨星的1/200.
超新星
超新星，它是某些恒星在演化接近末期時經曆的一種劇烈爆炸。爆發中會釋放出大量等離子體，並且持續數周至數年時間，天空中好像突然出現了一顆新的恒星。
超新星不同於新星，雖然新星爆發都會令一顆星的光度突然增加，但是程度比較小。超新星爆炸會把恒星的外層拋開，令周圍的空間充滿氫、氦及其他元素，這些塵埃和氣體最終會組成星際雲。爆炸所產生的衝擊波也會壓縮附近的星際雲，引致恒星的產生。爆炸的衝擊波會衝擊四周，留下一個超新星遺跡。蟹狀星雲就是一個著名的例子。
理論而言，質量介於太陽的8～25倍的恒星會在一場超新星爆炸中結束自己的生命。當這顆恒星耗盡所有可用的燃料，它就會突然失去一直支撐自身重量的壓力，它的核心坍縮成為一顆中子星——一顆毫無生氣的超致密殘骸，外側的氣體包層則會以5%的光速拋射出去。
當恒星爆發時的絕對光度超過太陽光度的100億倍、中心溫度可達100億攝氏度，新星爆發時光度的10萬倍時，就被天文學家稱為超新星爆發了。
一顆超新星在爆發時輸出的能量可高達1044焦，這幾乎相當於我們的太陽在它長達100億年的主序星階段輸出能量的總和。超新星爆發時，拋射物質的速度可達10000千米/秒，光度最大時超新星的直徑可大到相當於太陽係的直徑。1970年觀測到的一顆超新星，在爆發後的30天中直徑以5000千米/秒的速度膨脹，最大時達到3倍太陽係直徑。在這之後直徑又開始收縮。
根據現在的認識，超新星爆發事件就是一顆大質量恒星的“暴死”。對於大質量的恒星，如質量相當於太陽質量的8～20倍的恒星，由於質量的巨大，在它們演化的後期，星核和星殼徹底分離的時候，往往要伴隨著一次超級規模的大爆炸。這種爆炸就是超新星爆發。現已證明，1572年和1604年的新星都屬於超新星。在銀河係和許多河外星係中都已經觀測到了超新星，總數達到數百顆。可是在曆史上，人們用肉眼直接觀測到並記錄下來的超新星，卻隻有6顆。
I型超新星
I型的超新星缺乏氫和氦，但有矽。光譜的峰值中以遊離矽的6150納米波長的光最為明顯。它們都是源於到達或接近錢德拉塞卡極限的白矮星的爆發。一個可能是那白矮星是處於一個密近雙星係統中，它不斷地從它的巨型伴星吸收物質，直至它的質量到達錢德拉塞卡極限。那時候電子簡並壓力再不足以抵消星體本身的引力，結果是白矮星會坍縮成中子星或黑洞，坍縮的過程可以把剩下的碳原子和氧原子融合。而最後核融合反應所產生衝擊波就把那星體炸得粉碎。這與新星產生的機製很相似，隻是該白矮星未達錢德拉塞卡極限，不會坍縮，能量是來自積聚在其表麵上的氫或氦的融合反應。
亮度的突然增加是由爆發中釋放的能量所提供的，爆發以後亮度不會即時消失，而是會在一段長時間中慢慢地下降，那是因為放射性鈷衰變成鐵而放出能量。
天文學家對它們產生的機製還是不太清楚。一般相信這些星都是正在結束它們的生命，但它們可能在之前已經失去了氫，所以它們的光譜中沒有氫的吸收線。
Ⅱ型超新星
Ⅱ-P超新星在光度曲線上有一個“高原區”。
Ⅱ-L超新星光度曲線呈“線性”的衰減。
如果一顆超新星的光譜不包含氫的吸收線，那它就會被歸入Ⅰ型，不然就是Ⅱ型。一個類型可根據其他元素的吸收線再細分。天文學家認為這些觀測差別代表這些超新星不同的來源。他們對Ⅱ型的來源理論非常肯定，但是雖然天文有一些意見解釋Ⅰ型超新星發生的方法，這些意見比較不肯定。
如果一顆恒星的質量很大，它本身的引力就可以把矽融合成鐵。因為鐵原子的結合能已經是所有元素中最高的，把鐵融合是不會釋放能量，相反的能量反而會被消耗。當鐵核心的質量到達錢德拉塞卡極限，它就會即時衰變成中子並坍縮，釋放出大量攜帶著能量的中微子。中微子將爆發的一部分能量傳到恒星的外層。當鐵核心坍縮的時候所產生的衝擊波在數個小時後抵達恒星的表麵時，亮度就會增加，這就是Ⅱ型超新星爆發。而視乎核心的質量，它會成為中子星或黑洞。
還有一類被稱為“超超新星”的理論爆發現象。超超新星指一些質量極大恒星的核心直接坍縮成黑洞並產生了兩股能量極大、近光速的噴流，發出強烈的r射線。這有可能是導致r射線暴的原因。
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，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。隻有極少數能量極高的宇宙線可以到達地球表麵。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，在地球表麵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年左右的周期，而觀測到的低能宇宙線也隨著這個周期而有所變化。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裏。但宇宙線在與星際介質發生作用時，會輻射出r射線；而r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r射線的人造衛星。觀測結果表明，宇宙r射線的分布與發現的超新星的分布有很好的相關性。這就在很大程度上支持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，即新星的爆發隻發生在恒星的表麵，而超新星爆發發生在恒星的深層，因此超新星爆發的規模要大得多。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恒星的形成有著重要的貢獻，但這些物質來自死亡恒星的外殼。
超新星處於許多不同天文學研究分支的交彙處。超新星作為許多種恒星生命的最後歸宿，可用於檢驗當前的恒星演化理論。在爆炸瞬間以及在爆炸後觀測到的現象涉及各種物理機製，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。而爆炸的遺跡如中子星或黑洞、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麵扮演著重要角色。大爆炸隻產生了氫、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。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，超新星還是星係化學演化的主要“代言人”。在早期星係演化中，超新星起了重要的反饋作用。星係物質丟失以及恒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係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。在這方麵，Ⅰ型超新星已被證明是強有力的距離指示器。
矮新星
矮新星是由一類爆發規模較小、頻次較高的爆發變星。
矮新星在許多方麵同新星和再發新星類似。矮新星準周期地爆發，光度陡然增亮，又慢慢變暗。不過光度變幅較小，一般不超過6個星等。爆發平均周期較短，約10～200天不等。有兩類矮新星：一類稱雙子座U型星或天鵝座SS型星，目前已發現250個以上；另一類稱為鹿豹座Z型星，已發現30個以上，它們的變幅比雙子座U型星小，平均2～3個星等，周期更短（10～20天）。
統計研究表明，矮新星的平均變幅ΔmV和平均爆發周期P之間存在如下關係：ΔmV=0.4+1.85lgP（P以天計）。這一關係也適合於再發新星，曆史上曾用它預報了北冕座T星的再發。許多矮新星也是雙星，是由一顆黃矮星或紅矮星和一顆白矮星或藍亞矮星組成的密近雙星係統，軌道周期約幾小時。冷星充滿臨界等位麵，通過內拉格朗日點將物質拋向熱矮星，形成吸積盤和熱斑。對雙子座U的觀測表明，爆發時隨著亮度的增加，由食引起的變光深度越來越淺，食的開始時間越來越早，持續時間越來越長。光度極小時，矮新星光譜是連續譜加上強而寬的H、He和Ca發射帶，並有氫的連續發射。光度極大時，強發射帶消失，基本上是早型（B型、A型）的純連續譜，色溫度比光度極小時明顯增高。根據綜合光譜和光度資料，可以認為矮新星爆發的主要原因是冷星的變熱，而冷星體積的變大和熱星吸積盤的變亮則是次要原因。這同新星的爆發是由於殼層拋射，因而有效光球麵積增大致使光度突增是不一樣的。至於冷星表麵溫度突然增高，很可能是因為它的物質拋射率突然增加，外層大氣很快脫離冷星而露出了溫度較高的內層所造成的。