Supernova
Supernovan kirkkaus noudattaa tyypistä riippuen sille ominaista valokäyrää, jossa se nopeasti kirkastuen saavuttaa maksimikirkkauden muutamassa päivässä, kunnes se alkaa hiipua hiljakseen himmeämmäksi. Monet paljain silmin havaitut supernovat ovat näkyneet jopa vuosien ajan. Räjähtävistä supernovista jää jäljelle supernovajäänne, joka hehkuu pitkään monilla eri aallonpituuksilla ja on nähtävissä tuhansiakin vuosia. Supernovissa muodostuu rautaa raskaampia alkuaineita kuten uraania, tinaa ja kultaa. Supernovien jäänteistä oletetaan uusien tähtien ja aurinkokuntien synnyn, ja että muinaisten supernovien ydinjätteistä syntyy tähtiä ja planeettoja.
Jäätikön massatase
Satelliittien avulla voidaan erottaa jäätiköltä erityyppisiä vyöhykkeitä, joita ovat esimerkiksi märän lumen vyöhyke ja päällysjään vyöhyke. Päällysjään vyöhykkeellä sulaminen on niin voimakasta, että jäätikön pinnalle muodostuu sulavesistä jäätymällä yhtenäinen jäämassa ("superimposed ice"). Niiden välissä kulkee lumiraja, joka karkeasti ottaen yhtyy jäätikön tasapainolinjaan sulamiskauden lopulla. Tämän linjan sijainnista voidaan päätellä jotain jäätikön massataseesta: nyrkkisääntö on, että jos akkumulaatiovyöhyke muodostaa 70 % koko jäätikön pinta-alasta, massatase on suunnilleen nolla. Tasapainolinjan korkeuden vaihtelut kertovat suoraan massataseen vaihteluista. Matalalla oleva selvä lumiraja kertoo taseen olevan todennäköisesti positiivinen, korkea ja selvä lumiraja puolestaan, että akkumulaatio on lisääntynyt monen negatiivisen taseen vuoden jälkeen. Jos lumirajan ja tasapainolinjan välissä on sulamisvesistä muodostunutta jäätä, kuten on laita arktisilla jäätiköillä, tasapainolinjan määrittämiseksi ei ole mitään helppoa tapaa.