Khi nhiệt độ ở bên trong lõi một ngôi sao lớn không còn đủ để cân bằng với khối lượng bản thân của nó, ngôi sao sụp đổ vào trong với vận tốc đạt tới 70.000 km/s (0,23c), làm mật độ và nhiệt độ bên trong tăng lên nhanh chóng. Quá trình nào tiếp theo phụ thuộc vào khối lượng và cấu trúc của lõi đang suy sụp, với lõi thoái hóa khối lượng thấp sẽ hình thành lên sao neutron, trong khi lõi thoái hóa khối lượng cao hầu như sẽ hình thành lên lỗ đen và các lõi chưa thoái hóa trải qua phản ứng nhiệt hạt nhân vượt giới hạn (thermal runaway fusion).Sự sụp đổ ban đầu của lõi thoái hóa được gia tốc bởi phân rã beta, phản ứng quang phân rã hạt nhân và sự bắt giữ electron, tạo thành một chớp các neutrino electron. Khi mật độ tiếp tục tăng, sự phát xạ neutrino bị dừng lại khi chúng bị bẫy ở sâu bên trong lõi. Khi lõi trong cùng đạt tới đường kính 30 km và mật độ cao tương đương với mật độ của hạt nhân nguyên tử, lúc đó áp suất thoái hóa neutron (một hiệu ứng của cơ học lượng tử) sẽ làm dừng vụ sụp đổ. Nếu khối lượng của lõi cao hơn 15 M☉ thì áp suất thoái hóa neutron không đủ để ngăn chặn thế năng hấp dẫn và trực tiếp hình thành lỗ đen mà không có vụ nổ siêu tân tinh.Ở các lõi có khối lượng thấp hơn sự suy sụp bị dừng lại và một lõi neutron mới được hình thành với nhiệt độ ban đầu bằng xấp xỉ 100 tỷ kelvin, cao hơn 6000 lần nhiệt độ bên trong lõi của Mặt Trời. Ở nhiệt độ này, các cặp neutrino-phản neutrino của mọi loại thế hệ được hình thành một cách hiệu quả từ phát xạ nhiệt. Các neutrino nhiệt này có mặt nhiều gấp vài lần so với các neutrino từ sự bắt giữ electron. Khoảng 1046 joule, xấp xỉ 10% khối lượng nghỉ của sao, được chuyển đổi thành các neutrino phát xạ trong 10 giây và là thành phần chính phát ra của sự kiện. Sự ngừng suy sập lõi bất thình lình làm vật chất bật trở lại và tạo ra một sóng xung kích lan ra ở các lõi bên ngoài trong vòng vài miligiây khi năng lượng bị mất đi bởi quá trình phân tách các nguyên tố nặng. Một quá trình cần thiết cho phép các lớp bên ngoài lõi tái hấp thụ khoảng 1044 joule (1 foe) từ xung neutrino, tạo ra độ sáng biểu kiến, mặc dù cũng có những lú thuyết khác giải thích về năng lượng của vụ nổ.Một số vật chất ở lớp bên ngoài rơi trở lại sao neutron và tại các lõi sao có khối lượng ban đầu bằng 8 M☉ lượng vật chất rơi trở lại đủ để hình thành lên lỗ đen. Sự rơi trở lại này sẽ giả thiểu động năng được hình thành và khối lượng vật liệu phóng xạ đẩy ra bên ngoài, nhưng ở một số tình huống nó cũng tạo ra các tia tương đối tính với kết quả là xuất hiện chớp tia gamma hoặc một vụ nổ siêu tân tinh sáng khác thường.Quá trình suy sụp hấp dẫn ở các lõi chưa thoái hóa sẽ kích hoạt tiếp các phản ứng tổng hợp hạt nhân. Khi suy sụp lõi được kích hoạt bởi sự bất ổn định sinh cặp electron-positron, phản ứng tổng hợp hạt nhân oxy bắt đầu xảy ra và có thể làm dừng lại sự suy sụp. Đối với lõi sao có khối lượng 40–60 M☉, quá trình sụp đổ dừng lại và ngôi sao vẫn còn nguyên vẹn, nhưng quá trình sụp đổ lõi sẽ tiếp tục trở lại khi một lõi mới lớn hơn được hình thành. Đối với lõi bằng khoảng 60–130 M☉, phản ứng tổng hợp hạt nhân oxy và của các hạt nhân nặng hơn xảy ra rất mạnh mẽ khiến cho toàn bộ ngôi sao bị phá hủy, dẫn đến sự kiện siêu tân tinh. Ở phạm vi giới hạn trên của khối lượng, vụ nổ siêu tân tinh có độ sáng cực kỳ cao và kéo dài rất lâu do bởi lượng 56Ni giải phóng lên tới vài lần khối lượng Mặt Trời. Đối với những lõi có khối lượng thậm chí cao hơn, nhiệt độ bên trong lõi đủ cao để xảy ra phản ứng quang phân rã hạt nhân và lõi sao suy sụp hoàn toàn thành lỗ đen.
Khi nhiệt độ ở bên trong lõi một ngôi sao lớn không còn đủ để cân bằng với khối lượng bản thân của nó, ngôi sao sụp đổ vào trong với vận tốc đạt tới 70.000 km/s (0,23c), làm mật độ và nhiệt độ bên trong tăng lên nhanh chóng. Sự rơi trở lại này sẽ giả thiểu động năng được hình thành và khối lượng vật liệu phóng xạ đẩy ra bên ngoài, nhưng ở một số tình huống nó cũng tạo ra các tia tương đối tính với kết quả là xuất hiện chớp tia gamma hoặc một vụ nổ siêu tân tinh sáng khác thường.Quá trình suy sụp hấp dẫn ở các lõi chưa thoái hóa sẽ kích hoạt tiếp các phản ứng tổng hợp hạt nhân.