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星系的超新星无法准确地预测。通常情况下，当它们被发现时，过程已经开始。对超新星最有科意义的研究（如作为标准烛光来测量距离）需要观察其峰值亮度。因此，在它们达到峰值之前发现他们非常重要。业余天家的数量大大超过了专业天家，他们通常通过光望远镜观察一些较近的星系，并和以前的图片相比较，在寻找超新星面发挥了重要的作用。
到世纪末期，天家来多转向用计算机控制的天望远镜和CCD来寻找超新星。这种系统在业余天家中很流行，同时也有较大的设施，如卡茨曼自动成像望远镜（KAIT）。中微子是超新星爆炸时产生的大量的次原子粒子，并且它不被银河系的星际气体和尘埃所吸收。
超新星的搜寻分为两大类：一些侧重于相对较近发生的事件，另一些则寻找更早期的爆炸。由于宇宙的膨胀，一个已知发射光谱的远程对象的距离可以通过测量其多普勒频移（或红移）来估计。平均而言，较远的物体比较近的物体以更大速度减弱，因此具有更高的红移。因此，搜寻分为高红移和低红移，其边界约为z = 1–3之间——其中z是频谱频移的无量纲量度。