Siêu tân tinh loại II
Sụp đổ lõi

Yếu tố giới hạn quá trình này là lượng năng lượng được giải phóng thông qua phản ứng tổng hợp, năng lượng này phụ thuộc vào năng lượng liên kết giữ các hạt nhân nguyên tử lại với nhau. Mỗi bước tiếp theo tạo ra hạt nhân nặng dần hơn, năng lượng giải phóng dần dần giảm đi. Thêm vào đó, từ quá trình tổng hợp carbon trở đi, sự mất mát năng lượng trở nên đáng kể do neutrino sinh ra mang đi, dẫn đến tốc độ phản ứng cao hơn so với những gì xảy ra. Điều này tiếp tục cho đến khi nickel-56 được tạo ra, phân rã phóng xạ thành cobalt-56 và sau đó là sắt-56 trong một vài tháng. Vì sắt và nickel có năng lượng liên kết trên mỗi nucleon cao nhất trong tất cả các nguyên tố, năng lượng không thể tiếp tục được sinh ra ở lõi từ phản ứng tổng hợp, và lõi nickel–sắt sẽ phát triển. Phần lõi này chịu áp suất trọng trường rất lớn. Vì không có phản ứng tổng hợp để nâng cao hơn nữa nhiệt độ của ngôi sao để hỗ trợ nó chống lại sự sụp đổ, nó chỉ được hỗ trợ bởi áp suất thoái hóa của các electron. Ở trạng thái này, vật chất quá dày đặc nên việc nén chặt hơn nữa sẽ yêu cầu các electron chiếm cùng trạng thái năng lượng. Tuy nhiên, điều này bị cấm đối với các hạt fermion giống hệt nhau, chẳng hạn như electron – một hiện tượng được gọi là nguyên lý loại trừ Pauli.
Khi khối lượng của lõi vượt giới hạn Chandrasekhar khoảng 1,4 M☉, áp lực thoái hóa không còn có thể hỗ trợ nó nữa, và sự sụp đổ khổng lồ xảy ra sau đó. Phần bên ngoài của lõi đạt vận tốc lên tới 70000 km/s (23% tốc độ ánh sáng) khi nó sụp đổ về phía trung tâm của ngôi sao. Phần lõi co lại nhanh chóng nóng lên, tạo ra các tia gamma năng lượng cao phân hủy hạt nhân sắt thành hạt nhân heli và neutron tự do thông qua phản ứng quang phân rã (photodisintegration). Khi mật độ khối lượng của lõi tăng lên, nó trở nên thuận lợi về mặt năng lượng cho các electron và proton hợp nhất thông qua phân rã beta nghịch đảo, tạo ra neutron và các hạt cơ bản gọi là neutrino. Bởi vì neutrino hiếm khi tương tác với vật chất bình thường, chúng thoát ra khỏi lõi, mang theo năng lượng và tiếp tục đẩy nhanh sự sụp đổ, mà chỉ diễn ra trong khoảng thời gian mili giây. Khi lõi tách ra khỏi các lớp bên ngoài của ngôi sao, một số neutrino này bị các lớp bên ngoài của ngôi sao hấp thụ, bắt đầu vụ nổ siêu tân tinh.
Đối với siêu tân tinh loại II, sự sụp đổ cuối cùng bị dừng lại bởi tương tác đẩy nhau giữa các neutron ở phạm vi ngắn, thông qua trung gian của tương tác mạnh, cũng như bởi áp suất suy biến của neutron, ở mật độ tương đương với mật độ của hạt nhân nguyên tử. Khi sự sụp đổ dừng lại, vật chất đang rơi xuống lõi bật lại, tạo ra một sóng xung kích lan truyền ra bên ngoài. Năng lượng từ sóng xung kích này phân tách các nguyên tố nặng trong lõi. Điều này làm giảm năng lượng của sóng xung kích, có thể làm ngừng vụ nổ ở lõi bên ngoài.
Giai đoạn sụp đổ lõi rất dày đặc và tràn đầy năng lượng đến mức chỉ có neutrino mới có thể thoát ra. Khi các proton và electron kết hợp để tạo thành neutron bằng cách bắt electron, một hạt neutrino electron được tạo ra. Trong một siêu tân tinh loại II điển hình, lõi neutron mới hình thành có nhiệt độ ban đầu khoảng 100 tỷ kelvin, gấp 104 lần nhiệt độ tại lõi Mặt Trời. Phần lớn nhiệt năng này phải được loại bỏ để một ngôi sao neutron ổn định hình thành, nếu không các neutron sẽ "sôi lên". Điều này đạt được thông qua sự giải phóng thêm các neutrino. Các neutrino 'nhiệt' này hình thành dưới dạng các cặp neutrino–phản neutrino của tất cả các loại neutrino, và tổng số lớn gấp vài lần số lượng neutrino từ quá trình bắt electron. Hai cơ chế sản xuất neutrino chuyển đổi thế năng hấp dẫn của sự sụp đổ thành một vụ nổ neutrino kéo dài 10 giây, giải phóng khoảng 1046 joule.
Thông qua một quá trình chưa được hiểu rõ, khoảng 1%, hay 1044 joules năng lượng được giải phóng (dưới dạng các neutrino) bị tái hấp thụ bởi cú sốc hãm, tạo ra vụ nổ siêu tân tinh. Neutrino tạo ra từ siêu tân tinh đã được quan sát từ sự kiện siêu tân tinh 1987A, giúp các nhà thiên văn vật lý kết luận rằng bức tranh sụp đổ lõi cơ bản là đúng. Đài quan sát môi chất nước Kamiokande II và thiết bị dò IMB ở hồ Erie đã phát hiện được các hạt phản neutrino có nguồn gốc nhiệt, trong khi thiết bị dò môi chất gali-71 ở đài quan sát neutrino Baksan đã phát hiện được các neutrino (số lepton = 1) có nguồn gốc nhiệt hoặc nguồn gốc từ phản ứng bắt electron.
Khi ngôi sao tiền khởi có khối lượng dưới 20 M☉ – phụ thuộc vào cường độ của vụ nổ và lượng vật chất rơi trở lại – lõi tàn dư còn lại sau vụ sụp đổ là một sao neutron suy biến. Lớn hơn khối lượng này, lõi tàn dư sẽ trở thành một lỗ đen. Giới hạn khối lượng cho kịch bản sụp đổ lõi này là trong khoảng 40–50 M☉. Bên trên phạm vi khối lượng này, các nhà thiên văn vật lý cho rằng vụ sụp đổ sẽ hình thành trực tiếp lên lỗ đen mà không xảy ra vụ nổ siêu tân tinh, cho dù các bất định trong các mô hình sụp đổ siêu tân tinh dẫn đến các tính toán cho các giới hạn này không chắc chắn.