Visos žvaigždės didžiąją gyvenimo dalį energijos gauna vandenilio branduolius (protonus) versdamos heliu. Gyvenimo pabaigoje, kai vandenilio sumažėja, prasideda kitos termobranduolinės reakcijos: iš pradžių helis virsta anglimi, paskui anglis su heliu jungiasi į deguonį, deguonis su heliu – į neoną ir taip toliau.
Jei žvaigždė yra pakankamai masyvi, daugiau nei 8 kartus masyvesnė už Saulę, reakcijos jos branduolyje tęsiasi tol, kol pradedama gaminti geležis. Geležis yra stabiliausias iš visų cheminių elementų; iki jos visos termobranduolinės sintezės (branduolių jungimosi) reakcijos išskiria energiją, o nuo geležies einant periodine lentele tolyn – energija prarandama.
Taigi, kai žvaigždės branduolyje atsiranda geležies, tolesnės termobranduolinės reakcijos nebegamina energijos. Energija iš žvaigždės gelmių yra tai, kas sulaiko žvaigždę nuo kolapso dėl jos pačios gravitacijos. Nebelikus energijos šaltinio, gravitacija sutraukia žvaigždės branduolį iki labai mažo kūno – neutroninės žvaigždės arba juodosios skylės. Susitraukdamas branduolys netenka labai daug energijos, kurią atiduoda išoriniams žvaigždės sluoksniams ir juos išdrasko į šipulius.
Šitas išdraskymas, trunkantis keletą sekundžių, ir yra supernovos sprogimas. Tiksliau sakant – branduolio kolapso supernovos, nes yra ir kitokių. Išoriniai žvaigždės sluoksniai numetami tūkstančių ar net dešimčių tūkstančių kilometrų per sekundę greičiu, pro juos išsiveržia gausybė fotonų. Po sprogimo likęs besiplečiantis burbulas, vadinamas supernovos liekana, kelias savaites, o kartais ir mėnesius, spinduliuoja daugiau energijos, nei visos likusios galaktikos žvaigždės.
Kitas supernovų tipas vadinamas termobranduolinėmis supernovomis. Jis įvyksta, kai žvaigždės liekana baltoji nykštukė prisiryja per daug medžiagos iš kompanionės dvinarėje sistemoje. Tada, jei nykštukės masė viršija 1,4 Saulės masės, joje prasideda nesustabdoma termobranduolinė reakcija, kurios metu išskiriama tiek energijos, jog visa žvaigždė išlaksto į gabalus.
Dar vienas, gerokai menkiau suprastas, supernovų tipas yra porinio nestabilumo supernovos. Jis reikšmingas tik pačioms masyviausioms žvaigždėms, kurių masės viršija 130 Saulės masių. Jų centruose temperatūra gali pakilti tiek daug, kad termobranduolinių reakcijų metu išskirti fotonai, susidurdami tarpusavyje, ima gaminti elektronus ir pozitronus. Taip pradeda mažėti slėgis žvaigždės centre, ji ima trauktis ir kaisti, dalelių gamybos procesas spartėja ir žvaigždės branduolys kolapsuoja.