Tutto inizia con una stella massiccia, che ha circa 10 volte più massa del nostro sole. Questa stella sta bruciando il suo combustibile nucleare a una velocità prodigiosa e produce molto calore e luce. Man mano che la stella invecchia, inizia ad espandersi e a raffreddarsi. Questa espansione fa sì che gli strati esterni della stella diventino meno densi.

2. Collasso del nucleo

Quando gli strati esterni della stella sono sufficientemente rarefatti, il nucleo della stella comincia a collassare. Il collasso fa sì che il nucleo della stella diventi molto denso e caldo. Questa combinazione di densità e temperatura porta a reazioni di fusione, ma l'energia delle reazioni di fusione non è sufficiente a sostenere il peso del materiale sovrastante. Il nucleo continua a collassare.

3. Esplosione di supernova

Quando il nucleo della stella collassa, crea un'onda d'urto. L'onda d'urto si propaga attraverso gli strati esterni della stella e alla fine provoca l'esplosione della stella. L'esplosione della supernova è estremamente potente. Può rilasciare più energia di quanta il sole ne produrrà in tutta la sua vita.

4. Formazione residua

Dopo l'esplosione della supernova, il nucleo della stella rimane indietro. Il nucleo è estremamente denso e caldo ed è noto come nana bianca. La nana bianca potrebbe gradualmente raffreddarsi e diventare una nana nera, oppure potrebbe esplodere in una futura supernova di tipo Ia.

Gli strati esterni della stella vengono espulsi nello spazio dall'esplosione della supernova. Questi strati vengono riscaldati a temperature molto elevate ed emettono un’ampia gamma di radiazioni elettromagnetiche, tra cui luce visibile, luce ultravioletta e raggi X. Il resto della supernova può durare migliaia o addirittura milioni di anni.