I slutet av sin livslängd smälter en massiv stjärna (minst 8 gånger mer massiv än solen) samman järnmolekyler i sin kärna. Eftersom kärnfusionsreaktioner inte frigör någon energi från järn, slutar kärnan att producera den värme och det tryck som behövs för att bära sin egen vikt. Följaktligen kollapsar kärnan snabbt under sin gravitation.

2. Core Collapse

När kärnan kollapsar, studsar den inre kärnan från den yttre kärnan, vilket skapar en stötvåg. Denna chockvåg färdas utåt genom stjärnans lager.

3. Rebound och Explosion

Stötvågen från kärnan studsar färdas genom stjärnan med överljudshastigheter, men den möter motstånd från stjärnans yttre lager, som fortfarande kollapsar inåt. Detta saktar ner chockvågen, vilket gör att den värms upp och producerar mer värmeenergi. Så småningom överstiger det termiska trycket som genereras i stjärnan gravitationskrafterna och får stjärnan att explodera i en supernova.

4. Shock Wave och element

Supernovaexplosionen driver stötvågen och stjärnans yttre skikt ut i rymden. Energin från explosionen gör att tyngre grundämnen som järn och uran syntetiseras i stjärnans kärna genom kärnprocesser och sprids ut i det omgivande rymden. Dessa element kondenserar så småningom till damm och andra kosmiska material, vilket bidrar till bildandet av nya stjärnor och planeter.

5. Supernovarest

Efter supernovaexplosionen är stjärnans återstående kärna extremt tät och blir antingen en neutronstjärna eller ett svart hål, beroende på dess massa. Det expanderande skräpet skapar en supernovarest, som är en region i rymden fylld med expanderande gaser, damm och andra rester av den exploderade stjärnan.