La masa del núcleo de hierro de la estrella se aproxima a 1,4 masas solares, el límite de Chandrasekhar, debido a la continua fusión de silicio y azufre en la delgada capa adyacente al núcleo de hierro, y la fusión continua de hierro requiere más energía de la disponible.
Una vez que se alcanza el límite de Chandrasekhar, la presión de degeneración electrónica de los átomos dentro del núcleo ya no puede detener el colapso adicional de la estrella; La presión de radiación ya no es capaz de soportar el núcleo contra la gravedad y el núcleo de hierro colapsa. En menos de un segundo, el núcleo se derrumba de un diámetro de ~ 8000 kilómetros a ~ 19 kilómetros. El colapso ocurre tan rápido que las capas externas no tienen tiempo de reaccionar o colapsar junto con el núcleo. La energía liberada durante el colapso del núcleo es inimaginable: ¡más energía que la producida por 100 estrellas como el Sol durante toda su vida de más de 10 mil millones de años! La mayor parte de la energía liberada durante el colapso es llevada al espacio por los neutrinos; sin embargo, una pequeña fracción de la energía desencadena la explosión de supernova que la acompaña. Se espera que la estrella hipermasiva Eta Carinae se derrumbe en los próximos 100,000 años. El remanente de supernova SNR 0103-72.6 ocurrió hace ~ 10,000 años en la Pequeña Nube de Magallanes, una galaxia vecina. La imagen de rayos X muestra un gran detalle dentro de este remanente, a pesar de que está a ~ 190,000 LY de distancia. Es más fácil estudiar los restos en otras galaxias, porque dentro de la Vía Láctea estos objetos están oscurecidos por el gas y el polvo dentro de los brazos espirales.
El núcleo se colapsa tan rápido que pasa momentáneamente su punto de equilibrio y se recupera instantáneamente. Las capas más internas de la estrella todavía están cayendo y se encuentran con el núcleo de rebote, creando una onda de choque súper fuerte que se extiende hacia afuera a través de las capas hacia la superficie de la estrella. La onda de choque calienta las capas externas, induciendo una fusión nuclear explosiva, y expulsa las capas más externas en exceso de velocidades de ~ 16 millones de kilómetros por hora. La energía liberada por la onda de choque crea elementos más pesados que el hierro.
Cuando la onda de choque alcanza la superficie de la estrella, calienta las capas de la superficie y las ilumina: en un día o dos la estrella en explosión se vuelve más brillante que mil millones de soles. El evento de supernova SN1987A en la galaxia de la Gran Nube de Magallanes fue el primer evento de supernova presenciado desde que Johannes Kepler registró el suyo en 1604. La caparazón gaseosa en expansión penetra en el medio interestelar circundante, y empuja, comprime y se mezcla con él. El material, rico en elementos pesados, ahora siembra el espacio interestelar que rodea la estrella, y puede desencadenar la formación de una nueva generación de estrellas. Las imágenes de laNebulosa del velo y Cas A muestran restos de supernovas que surcan el espacio y transportan los elementos recién creados al medio interestelar. El colapso central de una estrella masiva es un evento de supernova Tipo II. El producto final del núcleo estelar dejado atrás depende de la masa inicial de la estrella, y es una estrella de neutrones, un púlsar, un magnetar o un agujero negro.