ابرنواختر نوع دو
فروریزش مغزه

عاملی که این فراروند را محدود می‌کند، مقدار انرژی‌ای است که با گداخت آزاد می‌کند که به انرژی بندش بستگی دارد: انرژی‌ای که این هسته‌های اتمی را کنار هم نگه می‌دارد. هر مرحله اضافی هسته‌های سنگین‌تری می‌سازد که هنگام گداخت، انرژی به مراتب کمتری آزاد می‌کند. به علاوه، از کربن‌سوزی به بعد، هدررفت انرژی به دلیل تولید نوترینو قابل‌توجه می‌شود. این روند تا تولید نیکل-۵۶ ادامه پیدا می‌کند. روندی که در چند ماه با تلاشی رادیواکتیوی به کبالت-۵۶ و بعد آهن-۵۶ می‌انجامد. از آن‌جا که آهن و نیکل بالاترین انرژی بَندِش بر هسته را بین تمام عناصر دارند، دیگر در مغزه، گداخت نمی‌تواند انرژی تولید کند و یک مغزهٔ آهنی-نیکلی رشد می‌کند. این مغزه زیر فشار گرانشی سترگی قرار دارد. از آن‌جا که دیگر گداختی اتفاق نمی‌افتد، دمای ستاره را افزایش دهد، تنها چیزی که می‌تواند در مقابل رمبش ستاره بایستد، فشار تبهگنی الکترون‌هاست. در این حالت، ماده آن‌قدر چگال است که برای همپَکِش (به‌هم فشردگی) بیش‌تر، لازم است الکترون‌ها ترازهای انرژی یکسانی را اشغال کنند. اما چنین حالتی برای فرمیون‌های همسان، بنابر پدیده‌ای به‌نام اصل طرد پائولی ممنوع است.
وقتی جرم مغزه از حد چاندراسکار که حدود ۱٫۴ ☉M است، فراتر باشد، فشار تبهگنی دیگر توان مقابله با رمبش را ندارد و رمبشی فاجعه‌بار (نگونزار) را در پی خواهد داشت. بخش‌های بیرونی مغزه هنگام رمبیدن به سمت مرکز، به سرعت‌هایی تا ۷۰٬۰۰۰ کیلومتر بر ثانیه (۲۳ درصد سرعت نور) می‌رسند. مغزه‌ای که به سرعت درهم‌کشیده شده، داغ می‌شود و پرتوهای پرانرژی گاما تولید می‌کند. این پرتوها هسته‌های آهن را با فروپاشی نوری به هسته هلیوم و نوترون‌های آزاد متلاشی می‌کند. همچنان که چگالی مغزه افزایش می‌یابد، شرایط ادغام برای الکترون‌ها و پروتون‌ها با معکوس واپاشی بتا مناسب می‌شود. در این فراروند نوترون‌ها و ذرات بنیادینی به اسم نوترینو ساخته می‌شود. از آن‌جا که نوترینوها به ندرت با مادهٔ معمولی برهمکنش دارند، می‌توانند از مغزه فرار کنند. آن‌ها با خود انرژی را به بیرون می‌برند و باعث شتاب بیش‌تر رمبیدگی می‌شوند. کل این اتفاق در مقیاسی از مرتبهٔ هزارم ثانیه اتفاق می‌افتد. همین‌طور که مغزه از لایه‌های بیرونی جدا می‌شود، برخی از این نوترینوها جذب لایه‌های بیرونی ستاره می‌شوند و انفجار ابرنواختری شروع می‌شود.
در ابرنواخترهای نوع دو، دو عامل سرانجام این رمبش را متوقف می‌کنند: برهمکنش‌های دفعیِ کوتاه بردِ نوترون به نوترون که به واسطهٔ نیروی هسته‌ای قوی ایجاد می‌شود و در کنار آن، فشار تبهگنی نوترون‌ها در چگالی‌ای که با چگالی هستهٔ یک اتم قابل مقایسه است. وقتی رمبش متوقف شد، مادهٔ در حال فروریزش می‌واجهد و موج شوکی ایجاد می‌کند که به بیرون پخش می‌شود. انرژی ناشی از این شوک، عناصر سنگین درون مغزه را جدا می‌کند. این اتفاق، باعث افت انرژی شوک می‌شود و می‌تواند انفجار درون مغزهٔ بیرونی را متوقف کند.
مغزهٔ رمبیده شده چنان چگال و پر انرژی است که فقط نوترینوها می‌توانند از آن بگریزند. همچنان که پروتون‌ها و الکترون‌ها در فراروند گیراُفت الکترون ترکیب می‌شوند تا نوترون شکل بگیرد، یک نوترینوی الکترونی ساخته می‌شود. در ابرنواختر نوع دو معمول (گونه‌وار)، مغزهٔ نوترونی تازه شکل گرفته دمای آغازینی در حدود ۱۰۰ میلیارد کلوین دارد، ۱۰ به توان ۴ برابر دمای مغزهٔ خورشید دارد. برای تشکیل یک ستارهٔ نوترونی پایدار، بیش‌تر این انرژی گرمایی باید افشانده شود، در غیر این صورت، ممکن است نوترون‌ها کاملاً «جوشیده و تبخیر» شوند. این کار با آزادسازی نوترینوهای بیش‌تری انجام می‌شود. این نوترینوهای گرمایی به شکل جفت‌های نوترینو-پادنوترینو در تمام چاشنی‌ها شکل می‌گیرند. تعداد این نوترینوها چندین برابر نوترینوهایی است که به دلیل گیراُفت الکترونی ایجاد شده‌اند. دو ساز و کاری که نوترینو تولید می‌کنند، انرژی پتانسیل گرانشیِ ناشی از رمبش را به یک انفجار نوترینوییِ ده ثانیه‌ای تبدیل می‌کنند. این تبدیل باعث آزاد شدن حدود ۱۰ به توان ۴۶ ژول انرژی (۱۰۰ فو) می‌شود.
در فرایندی که هنوز به درستی درک نشده‌است، شوک متوقف شده، حدود یک درصدِ انرژی آزاد شده، یعنی یا ده به توان ۴۴ ژول (۱ فو)، که به شکل نوترینوهاست را دوباره جذب می‌کند و انفجاری ابرنواختری می‌سازد. نوترینوهایی که یک ابرنواختر آزاد می‌کند در ابرنواختر ۱۹۸۷ ای رصد شده‌اند و این باعث شد تا اخترفیزیکدان‌ها به این نتیجه برسند که تصویر کلی رمبش مغزه در اساس درست است. ابزارهای درون آبِ رصدخانه کامیوکانده دو و آشکارساز آی ام بی پادنوترینوهای منطقهٔ گرمایی را آشکار کردند، در حالی که رصدخانه نوترینوی بکسن با ابزار آشکارساز نوترینوی گالیوم-۷۱، نوترینوهایی (عدد لپتونی = ۱) را آشکار کرد که یا از منطقهٔ گرمایی بودند یا منطقهٔ گیراُفت الکترونی.
وقتی ستارهٔ نمونه کمتر از حدود ۲۰ ☉M باشد - بسته به قدرت انفجار و میزان ماده‌ای که بر می‌گردد - باقیماندهٔ تباهیدهٔ مغزهٔ رمبیده شده، یک ستارهٔ نوترونی خواهد بود. در جرم‌های بیش‌تر از این مقدار، باقی‌مانده به شکل یک سیاهچاله می‌رمبد. جرم حدیِ نظری برای این نوع سناریوی مغزهٔ رمبیده حدود ۴۰ تا ۵۰ ☉M است. تصور می‌شود که برای ستاره‌های سنگین‌تر از این مقدار جرم، ستاره بدون انفجار ابرنواختری و به‌طور مستقیم به سیاهچاله تبدیل می‌شود. هر چند عدم قطعیت در مدل‌های رمبش ابرنواختری، محاسبهٔ این حدها را نادقیق می‌کند.