SN 2006gy
発見当初から十数年間は、太陽の数百倍の質量を持つ恒星が対不安定型超新星となったシナリオや、太陽の数十倍の質量を持る大質量星が極超新星となったシナリオなど、大質量星の単独爆発とする説が主流であった。それに対して、2020年、マックスプランク天体物理学研究所、京都大学、広島大学等の共同研究チームにより、「白色矮星と大質量星からなる連星系において、白色矮星が大質量星に飲み込まれて共通外層を持つに至った後、白色矮星と大質量星のヘリウム核が合体して超新星爆発が起こる」というシナリオが提唱された。
爆発した星は太陽の約150倍の質量の超巨星で、対生成を伴うタイプの超新星爆発だったと考えられている。対生成を伴う超新星爆発は恒星の質量が太陽の約130から250倍ととても大きい場合にのみ起こる。超巨星の核は高エネルギーのガンマ線を発しており、そのエネルギーはE=mcの式によると電子2個分のエネルギーよりも大きい。このガンマ線は恒星の磁場と干渉し、電子と陽電子の対が生成する。これにより、ガンマ線の平均伝播距離が短くなり、恒星内部の温度の上昇がもたらされる。やがて反応が暴走し、エネルギーはどんどん核に溜め込まれ、恒星の表面は内部に落ち込み始め、核はさらに圧縮される。この圧縮と熱により核を構成する物質の急激な熱核燃焼が発生する。爆発により、恒星はブラックホールすら残さず、完全に吹き飛ばされたとされる。このような爆発は対不安定型超新星爆発と呼ばれる。