II型超新星
この過程を制限する要因は、原子核を保持する結合エネルギーに依存する、融合によって放出されるエネルギーの量である。それぞれの段階では徐々に重い原子核が作られ、融合時のエネルギーは徐々に小さくなる。さらに炭素燃焼過程からは、ニュートリノの生成によるエネルギーの損失がかなり大きくなり、反応速度はそれまでより速くなる。この過程は、ニッケル56が生成するまで続き、ニッケル56は数ヶ月のうちに、コバルト56、次いで鉄56に放射性崩壊する。鉄とニッケルは、全ての元素の中で原子核あたりの結合エネルギーが最も高いため、核融合によって原子核でエネルギーは生産されず、ニッケル-鉄核が大きくなる。この核は巨大な重力圧に晒され、温度を上昇させる融合も起こらないので、電子縮退圧だけで支えられる状態になる。この状態では、物質の密度は非常に高くなるため、これ以上の圧縮には、電子が同じエネルギー準位を取ることが必要となる。しかしこれは、パウリの排他原理によって、電子のようなフェルミ粒子には禁じられている。
核の質量が約1.4太陽質量のチャンドラセカール限界を超えると、縮退圧だけでは支えきることができなくなり、激しい崩壊が生じる。核の外側部分は光速の23%で中心に向かって落ち込む。
このタイプのIIn型超新星は、極超新星と同程度に明るくなる。
非常に質量の大きい恒星の酸素核が、ガンマ線により電子と陽電子の対が同時に生成されるほど高温になると、対不安定型超新星となる。これにより核は崩壊するが、鉄核の崩壊は吸熱反応でより重い元素への融合を起こし、酸素核の崩壊は暴走発熱融合を引き起こして恒星を完全に破壊する。放出される合計のエネルギーは、元の恒星の質量に依存する。核のほとんどはニッケル56に変換され、数ヶ月に渡ってエネルギーを放出する。このような爆発を起こす恒星の質量の下限は約140太陽質量である。超新星となる恒星の質量の限界でもある約250太陽質量になると、非常に明るく長寿命の極超新星となる。これ以上の質量の恒星は、光崩壊によって生涯を終える。非常に金属量の小さい種族IIIの恒星のみがこの段階に達する。もっと重い元素を含む恒星は、より不透明で通常のIb・Ic型超新星となるのに十分なほど小さくまで外層を吹き飛ばす。銀河系内でも、古い金属量の小さい恒星の融合により、対不安定型超新星となりうる大きさの恒星が生成されていると考えられている。