När kolet i centrum tar slut består stjärnan nu av neon och syre som i sin tur förbränns och bildar en kärna som består mest utav kisel och svavel. Vid det här laget har stjärnan endast en dag kvar att leva.

Temperaturen är så hög, 4x109 K, att kiselkärnorna splittras till a-partiklar av energirika fotoner. a-partiklarna kan i sin tur slås samman till tyngre ämnen, bland annat järn, 52Fe. Nu kan stjärnan inte längre utvinna någon energi genom fusion ty järn är den starkast bundna kärnan av dem alla. Då stjärnan inte längre är förmögen att producera energi är kollapsen oundviklig.

Temperaturen liksom trycket sjunker i kärnan och på bara 50 millisekunder ökar tätheten från 1012 kg/m3 till mer än 1017 kg/m3. Viktigt att lägga märke till är att endast kärnan med en diameter på 1000 km och max 1,5 M¤ deltar i kollapsen, ingen annan del av stjärnan medverkar. Materian faller in mot mitten och när kärnan sedan nått en diameter på 30 km, "studsar" all materia utåt igen. Tryckvågen på den utåtriktade kraften uppnår hastigheter mellan 20000 - 50000 km/s och hettar samtidigt upp materian bakom chocken till ungefär 109 grader celsius.

Detta är vad som kallas för en "supernova". I Kina uppmärksammades en supernova år 1054 så stark att den kunde ses med blotta ögat till och med mitt på ljusa dan! Varför den är relativt lätt att upptäcka är för att den blir en miljon gånger så stor som stjärnan var innan supernovaexplosionen. Vidare blir ljusstyrkan så kraftig att den på en sekund strålar ut lika mycket ljus som hela universum strålar ut på samma sekund! Energiurladdningen under den sekunden kan även jämföras med 300 gånger solens energiproduktion under hela dess livstid!

Kvar i centrum blir en neutronstjärna med en diameter på 10 km. Dess densitet är så stor att en tesked stjärnmateria väger lika mycket som 100 miljoner elefanter, alltså 100 miljoner ton!

Om massan hos en stjärna överstiger 30 M¤ blir den slutliga gravitationen så stor att en supernova uteblir. Istället sugs allting in mot mitten och ett svart hål bildas. Inte ens ljuset kan komma därifrån varav det kallas ett svart hål.

Livstiden för en stjärna beror också på massan. Ju större stjärnan är desto snabbare förbrukas bränslet och desto snabbare "dör" den. Detta beror på att ljusstyrkan, och därmed energiförlusten, hos en stjärna är ungefär proportionell mot kuben på massan. Då bränslet utgörs utav massan kommer stjärnans livstid minska ungefär som kvadraten på massan. För att ge ett exempel är våran sols livstid ca 10 miljarder år, medan en stjärna med 20 M¤ lever i ca 10 miljoner år.

Anledningen till att supernovor är så intressanta för forskarna är att de är väldigt viktiga för avståndsberäkningar i rymden. Främst av typ 1a. Olika massor ger olika ljusstyrkor och genom att mäta hur mycket som strålats u i jämförelse med sin massa kan man alltså räkna ut de gigantiska avstånden.