Det hela börjar med en massiv stjärna, som har ungefär 10 gånger mer massa än vår egen sol. Denna stjärna brinner genom sitt kärnbränsle i en otrolig hastighet, och den producerar mycket värme och ljus. När stjärnan åldras börjar den expandera och svalna. Denna expansion gör att stjärnans yttre skikt blir mindre täta.

2. Kärnkollaps

När stjärnans yttre skikt är tillräckligt sällsynta börjar stjärnans kärna kollapsa. Kollapsen gör att stjärnans kärna blir mycket tät och varm. Denna kombination av densitet och temperatur leder till fusionsreaktioner, men energin i fusionsreaktionerna är inte tillräcklig för att bära upp vikten av det överliggande materialet. Kärnan fortsätter att kollapsa.

3. Supernovaexplosion

När stjärnans kärna kollapsar skapar det en chockvåg. Stötvågen fortplantar sig genom stjärnans yttre skikt, och den får stjärnan så småningom att explodera. Supernovaexplosionen är extremt kraftfull. Det kan frigöra mer energi än vad solen kommer att producera under hela sin livstid.

4. Restbildning

Efter supernovaexplosionen är stjärnans kärna kvar. Kärnan är extremt tät och varm, och den är känd som en vit dvärg. Den vita dvärgen kan gradvis svalna och bli en svart dvärg, eller så kan den detonera i en framtida supernova av typ Ia.

Stjärnans yttre skikt kastas ut i rymden av supernovaexplosionen. Dessa lager värms upp till mycket höga temperaturer, och de avger ett brett spektrum av elektromagnetisk strålning, inklusive synligt ljus, ultraviolett ljus och röntgenstrålar. Supernovaresterna kan pågå i tusentals eller till och med miljoner år.