โฟตอนที่ปล่อยออกมาจากวัตถุที่อยู่ในสมดุลทางความร้อนจะมีสเปกตรัมแบบวัตถุดำโดยมีความหนาแน่นของพลังงานแปรผันตรงกับกำลังสี่ของอุณหภูมิ ตามที่อธิบายไว้ในกฎของสเตฟาน-โบลต์ซมันน์กฎของเวียนกล่าวว่า ความยาวคลื่นของการปล่อยรังสีสูงสุดจากวัตถุดำแปรผกผันกับอุณหภูมิ หรือกล่าวอีกนัยหนึ่ง ความถี่และพลังงานของการปล่อยรังสีสูงสุดแปรผันตรงกับอุณหภูมิ

ในดาวฤกษ์ขนาดใหญ่และร้อนจัดที่มีอุณหภูมิภายในสูงกว่าประมาณ300,000,000 กิโลจูล  ( โฟตอนที่ผลิตขึ้นในแกนกลางของดาวฤกษ์⁽ 3 × 10⁸ K ) ส่วนใหญ่อยู่ในรูปของรังสีแกมมา พลังงานสูงมาก แรงดันจากรังสีแกมมาเหล่านี้ที่พุ่งออกมาจากแกนกลางช่วยพยุงชั้นบนของดาวฤกษ์ไว้ไม่ให้ถูกดึงดูดเข้าด้านในหากการปล่อยรังสีแกมมา ( ความหนาแน่นของพลังงาน)ลดลง ชั้นนอกของดาวฤกษ์ก็จะเริ่มยุบตัวเข้าด้านใน

รังสีแกมมาที่มีพลังงานสูงเพียงพอสามารถทำปฏิกิริยากับนิวเคลียส อิเล็กตรอน หรือระหว่างกันเองได้ ปฏิกิริยาหนึ่งที่เป็นไปได้คือการก่อตัวเป็นคู่ของอนุภาค เช่น คู่ของ อิเล็กตรอนและโพซิตรอนจากนั้นคู่เหล่านี้สามารถพบกันและทำลายล้างกันเองเพื่อสร้างรังสีแกมมาเพิ่มเติม ตามสมการสมดุลมวล-พลังงานของ อัล เบิร์ต ไอน์สไตน์E = mc²

ที่ความหนาแน่นสูงมากของแกนกลางดาวฤกษ์ขนาดใหญ่ การสร้างและการทำลายคู่ของอนุภาคเกิดขึ้นอย่างรวดเร็ว รังสีแกมมา อิเล็กตรอน และโพซิตรอนโดยรวมอยู่ในสมดุลทางความร้อนทำให้แกนกลางของดาวฤกษ์คงที่ ด้วยความผันผวนแบบสุ่ม ความร้อนและการอัดตัวอย่างฉับพลันของแกนกลางสามารถสร้างรังสีแกมมาที่มีพลังงานมากพอที่จะเปลี่ยนเป็นคู่ของอิเล็กตรอน-โพซิตรอนจำนวนมาก ซึ่งจะลดความดันลง เมื่อการยุบตัวหยุดลง โพซิตรอนจะพบกับอิเล็กตรอน และความดันจากรังสีแกมมาก็จะเพิ่มขึ้นอีกครั้ง ประชากรของโพซิตรอนจะให้แหล่งกักเก็บรังสีแกมมาใหม่ในช่วงเวลาสั้น ๆ ขณะที่ความดันของแกนกลางซูเปอร์โนวาที่กำลังขยายตัวลดลง

เมื่ออุณหภูมิและพลังงานรังสีแกมมาเพิ่มขึ้น พลังงานรังสีแกมมาก็จะถูกดูดซับมากขึ้นเรื่อยๆ ในการสร้างคู่ของอิเล็กตรอนและโพซิตรอน การลดลงของความหนาแน่นของพลังงานรังสีแกมมานี้จะลดแรงดันรังสีที่ต้านทานการยุบตัวเนื่องจากแรงโน้มถ่วงและค้ำจุนชั้นนอกของดาวฤกษ์ ดาวฤกษ์จะหดตัว ทำให้แกนกลางถูกบีบอัดและร้อนขึ้น ส่งผลให้เพิ่มอัตราการผลิตพลังงาน ซึ่งจะเพิ่มพลังงานของรังสีแกมมาที่ผลิตขึ้น ทำให้มีโอกาสที่จะเกิดปฏิกิริยากันมากขึ้น และจึงเพิ่มอัตราการดูดซับพลังงานในการสร้างคู่ต่อไป ผลที่ตามมาคือ แกนกลางของดาวฤกษ์สูญเสียการค้ำจุนในกระบวนการที่ควบคุมไม่ได้ ซึ่งรังสีแกมมาถูกสร้างขึ้นในอัตราที่เพิ่มขึ้นเรื่อยๆ แต่รังสีแกมมาจำนวนมากขึ้นเรื่อยๆ จะถูกดูดซับเพื่อสร้างคู่ของอิเล็กตรอนและโพซิตรอน และการทำลายล้าง ของคู่ของอิเล็กตรอนและโพซิตรอนนั้นไม่เพียงพอที่จะหยุดการหดตัวของแกนกลางต่อไป ในที่สุด ภาวะ ความร้อนสูงเกินควบคุม นี้จะจุดประกายปฏิกิริยา ฟิวชั่นแบบระเบิดของออกซิเจนและธาตุที่หนักกว่า เมื่ออุณหภูมิสูงถึงระดับที่อิเล็กตรอนและโพซิตรอนมีสัดส่วนพลังงานเท่ากับรังสีแกมมา การสร้างคู่ของอนุภาคจะไม่สามารถเพิ่มขึ้นได้อีกต่อไป มันจะสมดุลกับการทำลายล้าง การหดตัวจะไม่เร่งตัวขึ้นอีกต่อไป แต่แกนกลางจะผลิตพลังงานมากกว่าก่อนการยุบตัวมาก และนี่ส่งผลให้เกิดซูเปอร์โนวา: ชั้นนอกของดาวฤกษ์ถูกพัดหายไปโดยการเพิ่มขึ้นอย่างฉับพลันของการผลิตพลังงานในแกนกลาง การคำนวณชี้ให้เห็นว่าชั้นนอกหายไปมากจนแกนกลางที่ร้อนจัดเองก็ไม่มีความดันเพียงพอที่จะรักษาสภาพเดิมไว้ได้ และมันก็ถูกทำลายไปอย่างสิ้นเชิงเช่นกัน

รังสีแกมมาที่ปล่อยออกมาจากดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยกว่า 100 เท่าของมวลของดวงอาทิตย์นั้นมีพลังงานไม่มากพอที่จะสร้างคู่ของอิเล็กตรอนและโพซิตรอนได้ ดาวฤกษ์บางดวงเหล่านี้จะเกิดซูเปอร์โนวาในรูปแบบอื่นเมื่อสิ้นสุดอายุขัย แต่กลไกที่ก่อให้เกิดซูเปอร์โนวานั้นไม่ได้เกี่ยวข้องกับความไม่เสถียรของคู่ของอนุภาค

ดาวฤกษ์เหล่านี้มีขนาดใหญ่พอที่จะผลิตรังสีแกมมาที่มีพลังงานมากพอที่จะสร้างคู่ของอิเล็กตรอนและโพซิตรอนได้ แต่การลดลงสุทธิของแรงดันต้านแรงโน้มถ่วงที่เกิดขึ้นนั้นไม่เพียงพอที่จะทำให้เกิดแรงดันเกินในแกนกลางซึ่งจำเป็นต่อการเกิดซูเปอร์โนวา แทนที่จะเป็นเช่นนั้น การหดตัวที่เกิดจากการสร้างคู่กลับกระตุ้นกิจกรรมเทอร์โมนิวเคลียร์ภายในดาวฤกษ์เพิ่มขึ้น ซึ่งจะผลักดันแรงดันที่เข้ามาภายในและทำให้ดาวฤกษ์กลับสู่สมดุล เชื่อกันว่าดาวฤกษ์ขนาดนี้จะผ่านช่วงการเปลี่ยนแปลงแบบนี้หลายครั้งจนกระทั่งสูญเสียมวลมากพอที่จะลดลงต่ำกว่า 100 เท่าของมวลของดวงอาทิตย์ ซึ่ง ณ จุดนั้นพวกมันจะไม่ร้อนพอที่จะสนับสนุนการสร้างคู่ได้อีกต่อไป การเปลี่ยนแปลงในลักษณะนี้อาจเป็นสาเหตุของการเปลี่ยนแปลงความสว่างที่เกิดขึ้นกับดาวEta Carinae ในปี 1843อย่างไรก็ตาม คำอธิบายนี้ไม่ได้เป็นที่ยอมรับกันโดยทั่วไป

สำหรับดาวฤกษ์ที่มีมวลมาก ซึ่งมีมวลอย่างน้อย 130 และอาจสูงถึงประมาณ 250 เท่าของมวลของดวงอาทิตย์ ซูเปอร์โนวาแบบคู่ไม่เสถียรที่แท้จริงสามารถเกิดขึ้นได้ ในดาวฤกษ์เหล่านี้ ครั้งแรกที่เงื่อนไขสนับสนุนความไม่เสถียรของการผลิตคู่ สถานการณ์จะควบคุมไม่ได้ การยุบตัวจะดำเนินไปเพื่อบีบอัดแกนกลางของดาวฤกษ์อย่างมีประสิทธิภาพ ความดันที่มากเกินไปนั้นเพียงพอที่จะทำให้ปฏิกิริยาฟิวชั่นนิวเคลียร์ที่ควบคุมไม่ได้เผาไหม้แกนกลางในเวลาไม่กี่วินาที ทำให้เกิดการระเบิดเทอร์โมนิวเคลียร์^{[ 6 ]}ด้วยพลังงานความร้อนที่ปล่อยออกมามากกว่าพลังงานยึดเหนี่ยวของแรงโน้มถ่วง ของดาวฤกษ์ มันจึงถูกทำลายอย่างสมบูรณ์ ไม่มีหลุมดำหรือเศษซากอื่นใดเหลืออยู่ สิ่งนี้คาดว่าจะนำไปสู่ ​​" ช่องว่างมวล " ในการกระจายมวลของหลุมดำดาวฤกษ์ [ ^{7 ] [ 8 ] (} "ช่องว่างมวลบน" นี้แตกต่างจาก "ช่องว่างมวลล่าง" ที่คาดการณ์ไว้ในช่วงไม่กี่เท่าของมวลของดวงอาทิตย์)

นอกเหนือจากการปลดปล่อยพลังงานในทันทีแล้ว แกนกลางของดาวฤกษ์ส่วนใหญ่ยังถูกเปลี่ยนไปเป็นนิกเกิล-56 ซึ่งเป็น ไอโซโทปกัมมันตรังสีที่สลายตัวด้วยครึ่งชีวิต 6.1  วัน กลายเป็นโคบอลต์-56 โคบอลต์-56มีครึ่งชีวิต 77  วัน จากนั้นจะสลายตัวต่อไปเป็นไอโซโทป เสถียรคือ เหล็ก-56 (ดูการสังเคราะห์นิวเคลียสของซูเปอร์โนวา ) สำหรับไฮเปอร์โนวาSN 2006gyการศึกษาชี้ให้เห็นว่าอาจมีมวลของดาวฤกษ์เดิมประมาณ 40 เท่าของมวลของดวงอาทิตย์ถูกปล่อยออกมาในรูปของ⁵⁶Niเกือบมวลทั้งหมดของบริเวณแกนกลางของดาว^{[ 5 ]}การชนกันระหว่างแกนกลางของดาวที่ระเบิดและก๊าซที่มันปล่อยออกมาก่อนหน้านี้ และการสลายตัวของกัมมันตรังสี ทำให้เกิดแสงที่มองเห็นได้ส่วนใหญ่

กลไกปฏิกิริยาที่แตกต่างกันคือการสลายตัวด้วยแสง เกิดขึ้นหลังจากการยุบตัวของความไม่เสถียรของคู่ในเบื้องต้นในดาวฤกษ์ที่มีมวลอย่างน้อย 250 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ ปฏิกิริยา ดูดความร้อน (ดูดซับพลังงาน) นี้จะดูดซับพลังงานส่วนเกินจากขั้นตอนก่อนหน้า ก่อนที่การหลอมรวมที่ควบคุมไม่ได้จะทำให้เกิดการระเบิดไฮเปอร์โนวาจากนั้นดาวฤกษ์จะยุบตัวลงอย่างสมบูรณ์กลายเป็นหลุมดำ^{[ 6 ]}

โดยทั่วไปเชื่อกันว่าซูเปอร์โนวาแบบคู่ไม่เสถียรนั้นมีความสว่างสูงมาก แต่ความจริงแล้วเป็นเช่นนั้นเฉพาะกับดาวฤกษ์ต้นกำเนิดที่มีมวลมากที่สุดเท่านั้น เนื่องจากความสว่างขึ้นอยู่กับมวลของสารกัมมันตรังสีที่ถูกปล่อยออกมาอย่างมาก⁵⁶นิกเกลพวกมันสามารถมีความสว่างสูงสุดได้มากกว่า10 ³⁷  Wสว่างกว่าซูเปอร์โนวาประเภท Ia แต่มีมวลน้อยกว่า ทำให้ความสว่างสูงสุดน้อยกว่า10 ³⁵  Wเทียบเท่าหรือน้อยกว่าซูเปอร์โนวาประเภท II ทั่วไป^{[ 9 ]}

สเปกตรัมของซูเปอร์โนวาแบบคู่ไม่เสถียรขึ้นอยู่กับลักษณะของดาวฤกษ์ต้นกำเนิด ดังนั้นจึงอาจปรากฏเป็นสเปกตรัมซูเปอร์โนวาประเภท II หรือประเภท Ib/c ดาวฤกษ์ต้นกำเนิดที่มีชั้นไฮโดรเจนเหลืออยู่มากจะสร้างซูเปอร์โนวาประเภท II ดาวฤกษ์ต้นกำเนิดที่ไม่มีไฮโดรเจนแต่มีฮีเลียมจำนวนมากจะสร้างซูเปอร์โนวาประเภท Ib และดาวฤกษ์ต้นกำเนิดที่ไม่มีไฮโดรเจนและแทบไม่มีฮีเลียมจะสร้างซูเปอร์โนวาประเภท Ic ^{[ 9 ]}

เมื่อเปรียบเทียบกับสเปกตรัมแล้วเส้นโค้งแสงจะแตกต่างจากซูเปอร์โนวาประเภททั่วไปอย่างมาก เส้นโค้งแสงจะยืดออกไปมาก โดยความสว่างสูงสุดจะเกิดขึ้นหลายเดือนหลังจากเริ่มเกิด^{[ 9 ]}ซึ่งเป็นผลมาจากปริมาณ^{56 จำนวนมาก}นิกเกลถูกขับออกมา และเศษวัสดุที่มีความหนาแน่นทางแสงสูงก็ถูกขับออกมาเช่นกัน เนื่องจากดาวฤกษ์ถูกทำลายไปอย่างสิ้นเชิง

ซูเปอร์โนวาแบบความไม่เสถียรของคู่ (Pair-instability supernovae) ทำลายดาวฤกษ์ต้นกำเนิดอย่างสิ้นเชิงและไม่ทิ้งดาวนิวตรอนหรือหลุมดำไว้ มวลทั้งหมดของดาวฤกษ์ถูกขับออกไป ทำให้เกิดเศษเนบิวลาและธาตุหนักที่มีมวลเทียบเท่าดวงอาทิตย์จำนวนมากถูกขับออกไปสู่อวกาศระหว่างดาว