Supernowa niestabilności w parze jest specjalnym rodzajem supernowej lub eksplozji gwiezdnej, występującym tylko w gwiazdach, które są bardzo masywne (od 130 do 250 mas Słońca), mają niskie do umiarkowanych prędkości obrotowe oraz niską metaliczność (głównie wykonane z wodoru i helu ). W supernowej o niestabilności parowej jądro gwiazdy jest tak niezwykle energetyczne, że zderzenia między promieniami gamma a jądrami powodują spontaniczne tworzenie par elektron-pozytron, pochłaniając znaczną część energii cieplnej i prowadząc do spadku ciśnienia. Ten spadek ciśnienia powoduje częściowe zapadanie się gwiazdy z powodu grawitacji.
Regiony zapadające się szybko przegrzewają się do ekstremalnych temperatur i ciśnień, powodując szybkie stopienie się jąder atomowych i ogromne uwalnianie energii. Powstała energia cieplna jest tak ogromna, że całkowicie rozbija gwiazdę, nie pozostawiając niczego. Wszystkie pozostałe supernowe pozostawiają po sobie czarną dziurę lub pozostałości gwiazdy neutronowej.
Uważa się, że supernowe o niestabilności par są dziś rzadkie, a w najnowszej historii astronomicznej odnotowano tylko jednego kandydata: SN 2006gy, który nazwano „najjaśniejszą eksplozją gwiezdną, jaką kiedykolwiek zarejestrowano”. Był dziesięć razy silniejszy niż supernowa i podobnie jak inne eksplozje supernowych nazywano hipernową. Niektórzy naukowcy sugerowali, że supernowe o niestabilności pary mogą pozostawić resztki gwiazdy kwarku, ale nie jest to potwierdzone.
Chociaż supernowe niestabilne w parach są rzadko obserwowane w teraźniejszości, uważa się, że były one bardzo liczne w odległej przeszłości, wśród pierwotnych, supermasywnych, o niskiej metaliczności gwiazd populacji III. Są to pierwsze gwiazdy, które powstały po okresie 100 milionów lat ciemności po Wielkim Wybuchu. Są one na tyle stare i odległe, że praktycznie nie można ich zaobserwować przy użyciu naszej obecnej technologii teleskopu, chociaż Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba zobrazował starożytne światło, uważane za słaby blask gwiazd Populacji III.
Eta Carinæ jest gwiazdą w naszej galaktyce o tak dużej masie (100-150 mas Słońca), że może eksplodować w supernowej o niestabilności parowej pod koniec swojego życia. Będąc zaledwie 4500 lat świetlnych od Ziemi, gdyby miał eksplodować, byłby tak jasny, że można by go czytać w nocy za pomocą jego światła. Supernowa byłaby nawet widoczna w ciągu dnia, podobnie jak Księżyc. Na szczęście nadal nie byłby wystarczająco energiczny, aby znacząco zniszczyć atmosferę Ziemi.
